Claroscuro del Universo

CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

COLECCIÓNDIVULGACIÓN

Nuestra principal guía para conocer el Universo es el análisis de la luzque nos llega de los astros, pero lo visible nos ha llevadorápidamente, con los avances de los últimos años, hacia aquello queno vemos, la materia que sabemos que existe por su efecto en losmovimientos de los cuerpos que forman parte del mismo sistema. Su naturaleza es diferente a la que constituyen las estrellas, los planetas o a nosotros mismos: es la Materia Oscura.La estructura básica del Universo se ha ido determinandopaulatinamente, usando fuentes cada vez más lejanas y que permitenuna mejor separación entre las predicciones de los diferentes modelos.Con la capacidad de medidas cada vez más precisas ha llegado unagran sorpresa: la expansión del Universo es acelerada. Dado que lapresencia de materia y energía, cualquiera que sea su naturaleza, sólopuede frenar la expansión por sus efectos gravitatorios…, se deduceque debe haber un nuevo componente que sea responsable de esaaceleración de la expansión. Para explicar este nuevo componente, Einstein incluyó entre susteorías la llamada Constante Cosmológica, que no tuvo buena prensaal principio, pero que nunca desapareció de la escena cosmológica. Su estatus como ingrediente necesario para comprender la expansiónacelerada es relativamente reciente, y con la novedad de que suconcepción se ha ensanchado para abarcar la posibilidad de que se tratede una entidad física, totalmente desconocida por el momento y queevoluciona con el tiempo. Estamos hablando de la Energía Oscura.

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Claroscurodel UniversoMARIANO MOLES VILLAMATE COORDINADOR

Claroscurodel Universo

9 788400 085360

ISBN: 978-84-00-08536-0


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Mariano Moles Villamate (coord.)Xavier Barcons JáureguiNarciso Benítez LozanoRosa Domínguez TenreiroJordi Isern VilaboyIsabel Márquez PérezVicent J. Martínez GarcíaRafael Rebolo López

Madrid, 2007


Con la COLECCIÓN DIVULGACIÓN, el CSIC cumple uno de sus principales objetivos: proveer de materiales rigurosos y divulgativos a un ampliosector de la sociedad. Los temas que forman la colección responden a la demanda de información de los ciudadanos sobre los temas que más les afectan:salud, medio ambiente, transformaciones tecnológicas y sociales… La colección está elaborada en un lenguaje asequible, y cada volumen está coordi-nado por destacados especialistas de las materias abordadas.

COMITÉ EDITORIAL

Pilar Tigeras Sánchez, directoraSusana Asensio Llamas, secretariaMiguel Ángel Puig-Samper MuleroAlfonso Navas SánchezGonzalo Nieto FelinerJavier Martínez de SalazarJaime Pérez del ValRafael Martínez CáceresCarmen Guerrero Martínez

Catálogo general de publicaciones oficialeshttp://www.060.es

© CSIC, 2007© Mariano Moles Villamate (coord.), Xavier Barcons Jáuregui, Narciso Benítez Lozano, Rosa Domínguez Tenreiro, Jordi Isern Vilaboy, Isabel Márquez Pérez,

Vicent J. Martínez García y Rafael Rebolo López, 2007

Foto portada: NGC 602, región de formación estelar en la Nube Pequeña de Magallanes, tomada por el Hubble Space Telescope.

Reservados todos los derechos por la legislación en materia de Propiedad Intelectual. Ni la totalidad ni parte de este libro, incluido el diseño de la cubierta puedereproducirse, almacenarse o transmitirse en manera alguna por medio ya sea electrónico, químico, mecánico, óptico, informático, de grabación o de fotocopia, sinpermiso previo por escrito de la editorial. Las noticias, asertos y opiniones contenidos en esta obra son de la exclusiva responsabilidad del autor o autores. La editorial, por su parte, sólo se hace responsabledel interés científico de sus publicaciones.

ISBN: 978-84-00-08536-0NIPO: 653-07-036-0Depósito legal: M-32.450-2007

Edición a cargo de Cyan, Proyectos y Producciones Editoriales, S.A.

MINISTERIODE EDUCACIÓNY CIENCIA


Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17Sobre los autores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

1. Las estrellas, fábricas de luz y generadores químicos . . . . . . . . 191.1. Las propiedades de las estrellas. El diagrama HR . . . . . . . . . . . . . . . 211.2. La física de las estrellas. El origen de la luminosidad . . . . . . . . . . . . 241.3. Nacimiento y vida de las estrellas. Reacciones nucleares . . . . . . . . . . 251.4. Últimas etapas de la evolución estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 331.5. La química de las estrellas. La producción de elementos . . . . . . . . . 38

2. El mundo de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 412.1. Tipos de galaxias. El diapasón de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 432.2. Las fuentes nucleares de luz no estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 502.3. Dinámica de galaxias. La masa oculta de las galaxias . . . . . . . . . . . . 522.4. Formación y evolución de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55

Índice


3. Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . 613.1. La vecindad de nuestra Galaxia. El Grupo Local . . . . . . . . . . . . . . . . 623.2. Cúmulos de galaxias. Poblaciones galácticas

y la influencia del entorno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 663.3. Masa de los cúmulos. Cómo pesar lo invisible . . . . . . . . . . . . . . . . . 673.4. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75

4. La Cosmología entra en escena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 854.1. El reino de la Cosmología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 874.2. Los parámetros cosmológicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 914.3. Cosmología física. Geometría y observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . 924.4. El Universo evolutivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94

Epílogo. A modo de conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107


a investigación que desarrolla cada uno de los colaboradores de este opúsculo tiene elsoporte y la financiación del Ministerio de Educación y Ciencia, a través de losProgramas Nacionales de Astronomía y Astrofísica y del Espacio. Cuentan también conla financiación y ayuda de los programas de investigación de sus respectivascomunidades autónomas, concretamente la Generalitat de Cataluña, la Generalitat deValencia, la Junta de Andalucía, la Junta de Canarias, el Gobierno de la Comunidad de Madrid y el Gobierno de Cantabria.

Agradecemos el esfuerzo de los integrantes del Observatori de l’Universitat deValència por disponer de imágenes e ilustraciones de calidad adecuada.

Queremos agradecer también a Susana Asensio por su trabajo y por su paciencia,digna del mejor de los astrónomos.

El contenido de esta publicación pretende ser una recopilación estructurada de losavances que han producido la Astrofísica y la Cosmología en los últimos dos decenios.Son varios centenares los astrónomos de todo el mundo que dedican su esfuerzo a estadisciplina, a los que se vienen sumando físicos de otras especialidades, atraídos por laprecisión y sentido físico que los primeros han sido capaces de dar a su trabajo. Y sonmuchos más los que, con sus elaboraciones y puntos de vista, intervienen también enlos debates que se suscitan. Tratándose de un trabajo de presentación general, hemosconsiderado innecesario dar las referencias precisas a todos los trabajos específicos quehan contribuido a dibujar el panorama que hemos descrito. De la misma forma, nohemos incluido referencias a trabajos, discusiones y conversaciones con colegas que hancontribuido, sin duda, a configurar nuestras opiniones.

Agradecimientos

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Torrente en Puerto Mont (Chile).Fotografía: C. M. Duarte.


Mariano Moles Villamate es profesor deInvestigación del CSIC, en el Institutode Astrofísica de Andalucía. Doctor enCiencias por la Universidad de París.Sus campos de trabajo son laAstronomía Extragaláctica y laCosmología. Fue co-director delObservatorio de Calar Alto y directordel IAA. Ha sido coordinador del áreade Física y Ciencias del Espacio de laANEP. Ha recibido en 2007 el Premiode Investigación en CienciasExperimentales de la Junta deAndalucía, Premio “Maimónides”.

Xavier Barcons es profesor deinvestigación en el Instituto de Física de Cantabria. Trabaja en Astronomíacon rayos X, particularmente enagujeros negros masivos y galaxiasactivas. Ha sido asesor científico de la Agencia Europea del Espacio(ESA) (2001-2005), gestor delPrograma Nacional de Astronomía y Astrofísica (2004-2006) y en laactualidad encabeza la delegaciónespañola en el Observatorio Europeodel Sur (ESO).

Sobre los autores

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Rosa Domínguez Tenreiro escatedrática de Astronomía y Astrofísicaen el Departamento de Física Teóricade la Universidad Autónoma deMadrid. Doctora en Ciencias por lasUniversidades de París y Autónoma deMadrid, ha trabajado en diferentescampos, particularmente enAstropartículas, Cosmología yAstrofísica Extragaláctica. En laactualidad su trabajo se centra en elestudio de la formación y evolución degalaxias en un contexto cosmológicomediante simulaciones numéricas, y sucomparación con datos observacionales.

Narciso Benítez. Nacido en Barakaldo(Vizcaya) en 1968. Recibió un másteren Física y Matemáticas con honorespor la Universidad Estatal de Moscú“Lomonósov”. Doctorado en Física porla Universidad de Cantabria, y becariopostdoctoral en la Universidad deCalifornia en Berkeley. Ha trabajadocomo investigador científico en laUniversidad Johns Hopkins deBaltimore, formando parte del proyectode la Advanced Camera for Surveysinstalada en el Telescopio EspacialHubble, y desde 2004 en el Instituto deAstrofísica de Andalucía. En laactualidad es investigador Científico delCSIC en el Instituto de Matemáticas yFísica Fundamental de Madrid.

Jordi Isern es profesor de Investigacióndel CSIC y director del Instituto deCiencias del Espacio (CSIC)/Institutd'Estudis Espacials de Catalunya. Esdoctor en Física por la Universidad deBarcelona. Sus campos de trabajo son:Astrofísica Nuclear y de Altas Energías(explosiones de supernova, núcleo-síntesis y emisión gamma) y EvoluciónEstelar (enfriamiento de estrellas enanasblancas y sus propiedades comopoblación fósil de la Galaxia).

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Vicent J. Martínez. Nacido en Valenciaen 1962, licenciado en Matemáticas porla Universidad de Valencia, doctor.Realizó su tesis doctoral en el InstitutoNórdico de Física Atómica (Nordita).Profesor titular de Astronomía yAstrofísica en la Universidad deValencia. Desde el año 2000 es eldirector del Observatorio Astronómicode la Universidad de Valencia. Sustrabajos de investigación estánfundamentalmente dedicados al estudiode las galaxias y de la estructura delUniverso a gran escala, siendo uno delos científicos pioneros en la aplicaciónde los fractales en este campo. Es autorde dos libros de texto de niveluniversitario. En el año 2005 obtuvo el Premio de Divulgación Científica“Estudi General” por su obra Marinerosque surcan los cielos.

Isabel Márquez Pérez es científicatitular del CSIC desde 2003,investiga en el departamento deAstronomía Extragaláctica delInstituto de Astrofísica de Andalucía(Granada). Se dedicafundamentalmente al estudio de laactividad nuclear en galaxias dedistintos tipos y en diferentes entornos.Miembro de la UniónAstronómica Internacional, forma partedel panel de expertos de laComunidad Europea y del Comité de Asignación de Tiempos delObservatorio de Calar Alto.

Rafael Rebolo López es profesor deInvestigación del CSIC en el Institutode Astrofísica de Canarias. Ha llevado a cabo diversas investigaciones sobre el origen de los elementos químicos, elFondo Cósmico de Microondas,estrellas de baja masa, enanas marronesy exoplanetas. Ha sido responsable delÁrea de Investigación del IAC.

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En efecto, las cosas que aparecen nos hacen vislumbrar las cosas no-patentes.

Anaxágoras

a luz, si se nos admite usar esta denominación para la radiación electromagnética entodo el rango del espectro, es la señal que nos llega del Universo. La luz,parafraseando a Galileo, es la mensajera celestial que nos aporta la informaciónsobre los astros, sus propiedades y sus vicisitudes.

Desde las observaciones visuales sin ayuda instrumental, hasta las más recientescapaces de explorar todo aquel rango, desde las ondas de radio hasta los rayos γ másenergéticos, las observaciones astronómicas han consistido en colectar primero yanalizar después esa luz, débil, que nos llega de las estrellas. Aun sólo con lasobservaciones visuales, y valiéndose de instrumentos de medida de ángulos, laAstronomía de posición consiguió elaborar un panorama completo de los planetas ysus movimientos, y describir el Universo tal y como entonces se percibía. La entradaen escena del telescopio constituyó una extraordinaria revolución que supuso ponerun nuevo Universo, infinitamente más vasto y rico que el anterior, a disposición dela ciencia que estaba emergiendo. Maravillado, Galileo abre su Sidereus Nuncius en1610 con un Avviso Astronomico en el que dice al lector:

Verdaderamente grandes son las cosas que propongo en este breve tratado a lavisión y a la contemplación de los estudiosos de la naturaleza. Grandes, digo, ya

Introducción

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sea por la excelencia del tema por sí mismo, ya sea por su novedad jamás oída entodo el tiempo transcurrido, ya sea incluso por el instrumento, gracias al cualaquellas mismas cosas se han hecho manifiestas a nuestros sentidos.1

F. Brunetti, Galileo, Opere. I. Sidereus Nuncius

El libro nos relata el descubrimiento de los planetas mediceos, que así llama sudescubridor a los cuatro satélites mayores de Júpiter. Y las observaciones de la Luna,de las estrellas fijas y de la Vía Láctea. Con las revoluciones de los mediceosalrededor de Júpiter, profusamente ilustrada por Galileo en su obra, queda afirmadode manera rotunda el sistema copernicano, y con la actitud metodológica de Galileose cimenta la Ciencia moderna. A partir de ese momento, el firmamento seconvierte en fuente inagotable de descubrimientos y sorpresas. La aplicación, dossiglos más tarde, de la naciente espectroscopia al análisis de la luz estelar abrirá elcamino de la Astrofísica y, con él, el de la comprensión de los fenómenos que seobservan en el cielo.

Mientras, Newton enunció su ley universal de la gravitación en 1687. Universalporque rige para todos los cuerpos, en la tierra y en los cielos. Se comprenden losmovimientos de los planetas y se predicen sus posiciones. La confianza en sucapacidad es total y, por un método en cierto modo análogo al que después nos hapermitido llegar a los conceptos que hoy maneja la Cosmología, se predice laexistencia de otros planetas: las perturbaciones observadas en los movimientos deplanetas conocidos con respecto a las predicciones de la teoría conducen a concluirque existen otros cuerpos aún no identificados que las causan. Incluso, se anticipadónde deben encontrarse, y las observaciones consagran de manera indisputable laveracidad de la teoría. La luz reflejada por los planetas conocidos había conducido areconocer la existencia y a descubrir nuevos planetas, que habían permanecidoocultos hasta entonces.

Ése era el Universo para los científicos hasta comenzado el siglo XX. Losplanetas con sus satélites, orbitando alrededor del Sol, y las estrellas, conformando,junto con nebulosas de diferentes formas y aspecto, la Vía Láctea. Nuestra Galaxiaera, para los científicos de esas épocas, todo el Universo. La entrada en escena denuevos y más poderosos telescopios en las primeras décadas de 1900, como antes

1. Grandi invero sono le cose che in questo breve trattato io propongo alla visione e alla contemplazione deglistudiosi de la natura. Grandi, dico, sia per l’eccellenza della materia per sé stessa, sia per la novità loro nonmai udita in tutti i tempi trascorsi, sia anche per lo strumento, in virtù del qualle quelle cose medesime si sonorese manifeste al senso nostro.


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con el telescopio de Galileo, iba a cambiar de manera extraordinaria nuestrapercepción del Universo.

Resulta ya muy conocido el largo debate sobre la existencia de galaxias exteriorescomo para ni siquiera tener que resumirlo aquí. El hecho es que ese debate quedócerrado con los datos aportados por Hubble sobre las distancias a algunas de lasnebulosas conocidas, Andrómeda entre ellas. Quedaba fuera de toda duda que esasdistancias eran mucho mayores que el tamaño admitido para nuestra Galaxia y, porlo tanto, se trataba de nuevos sistemas, similares al nuestro y, en algunos casos,incluso mayores que la Vía Láctea. Acababa de descubrirse el mundo de las galaxias,con sus formas características, poblando el Universo en cualquier dirección que seobservase. De pronto, el Universo físico se había convertido en un enjambrepoblado por un inmenso número de galaxias diversas en formas, tamaños yluminosidades. El cambio que supuso ese descubrimiento fue fenomenal: si nuestraGalaxia tiene un tamaño aproximado de 100.000 años luz, Andrómeda, la máspróxima visible desde el Hemisferio Norte, se encuentra a más de 2.000.000 deaños luz. Había ya que usar un gran múltiplo de la unidad parsec (equivalente a3,28 años luz), el Mpc, para hablar de las distancias de las galaxias.

A partir de ese momento, podemos comenzar a hablar de Cosmología en elsentido moderno de la palabra. La revolución cosmológica que se produce tiene, porotro lado, un nuevo soporte teórico necesario: la Teoría de la Relatividad Generalde Einstein de 1905, una nueva formulación de la teoría de la gravedad, quecontiene y supera a la de Newton. La conjunción de ambos descubrimientos haráposible el florecimiento que hoy conocemos.

El avance, en materia de Cosmología, será sin embargo lento. Los datos setoman con dificultad debido a la poca sensibilidad de los detectores usados hastatiempos relativamente recientes. De modo que la acumulación de información,necesaria para poder extraer conclusiones fiables, es muy costosa. Es por ello deresaltar el golpe de genio que supone el hallazgo por el mismo Hubble de la ley quelleva su nombre, y que nos dice que la distancia a la que se halla una galaxia está enrelación directa con el desplazamiento hacia mayores longitudes de onda (de ahí elnombre de desplazamiento hacia el rojo) de sus líneas espectrales. Y que esa relaciónes de simple proporcionalidad cuando esas galaxias no están demasiado lejos.

La ley de Hubble se constituye en la piedra angular de la Cosmología actual. Suinterpretación en términos de expansión del Universo nos proporciona una visiónestructurada y evolutiva del mismo, descrita por modelos extraídos de la RelatividadGeneral de Einstein. El problema a resolver está bien formulado y, por tanto, setrataría solamente de encontrar, con las observaciones, los valores de los parámetros


que particularizan el modelo de Universo que mejor se ajusta de entre todos los queofrece la teoría.

En ese recorrido de décadas hacia la determinación de esos parámetros, elprogreso en el conocimiento astrofísico ha sido extraordinario. Y, con elconocimiento, han ido viniendo las sorpresas. Nuestra guía sigue siendo el análisisde la luz que nos llega de los astros, pero lo visible muy pronto apuntó hacia lo queno veíamos. Así, desde los primeros análisis, la dinámica de los cúmulos de galaxiasya indicaba claramente la presencia de materia que, si bien no veíamos, semanifestaba por su acción gravitatoria. Como en el caso de Neptuno, o de lacompañera de Sirio, su presencia no había sido delatada por su propio brillo, sinopor su efecto en los movimientos de los cuerpos que forman parte del mismosistema. Sólo que ahora, como se iría poniendo de manifiesto poco a poco,juntando argumentos diferentes, esa materia no estaba simplemente oculta (como sele llamó en un principio), sino que resultaba ser de una naturaleza diferente a la queconstituyen las estrellas, los planetas o a nosotros mismos. Aparecía en escena lamateria oscura.

Los argumentos sobre su existencia y características básicas se han idomultiplicando con los años, aunque sigue sin haber sido caracterizada. Podemosdecir, salvo que consideremos errónea la teoría gravitatoria actual, que ha sido yadescubierta, puesto que sus efectos están medidos. Pero no sabemos cuál es sunaturaleza y propiedades, lo que está motivando importantes esfuerzosobservacionales en la confluencia entre la Física de partículas y la Astrofísica.

La estructura básica del Universo, la métrica del espacio-tiempo, se ha idodeterminando paulatinamente, usando fuentes cada vez más lejanas, que permitenuna mejor separación entre las predicciones de los diferentes modelos. Y con lacapacidad de medidas cada vez más precisas ha llegado la segunda gran sorpresa: laexpansión del Universo es acelerada. Dado que la presencia de materia y energía,cualesquiera que sean sus naturalezas, sólo puede frenar la expansión por sus efectosgravitatorios, se deduce que debe haber una nueva componente, que se comporte demanera diferente, que sea responsable de esa aceleración de la expansión.

Una componente de ese tipo fue ya incluida por Einstein en su teoría, no en suprimera formulación, pero sí cuando elaboró el primer modelo cosmológico y quisodarle estabilidad: la constante cosmológica. No tuvo buena prensa al principio,precisamente por haber sido introducida ad hoc para salvar el modelo estático, loque significó, de hecho, el retraso en la admisión de los primeros modelos evolutivosde Friedman. Pero no desapareció nunca completamente de la escena cosmológica,ya que se recurrió a ella en varias ocasiones para conseguir que la edad del Universo-

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modelo no fuese inferior a la del Universo-real, indicada por sistemas reconocidoscomo muy viejos, tales como los cúmulos globulares. Pero su estatus comoingrediente necesario para comprender los datos disponibles, que apuntan a que laexpansión es acelerada, es relativamente reciente. Con un añadido, y es que, en ellado teórico, aun manteniendo la posibilidad de que sea una constante de la teoría,se ha ensanchado el concepto para abarcar la posibilidad de que se trate de unaentidad física, totalmente desconocida por el momento, que también evolucionecon el tiempo. Estamos hablando de la energía oscura.

Entre los triunfos de la Cosmología actual, convertida en herramientafundamental para determinar los diferentes parámetros cosmológicos, está sin dudala predicción y descubrimiento de la radiación cósmica de fondo. Esa radiación, queproducía un extraño ruido en la antena que estaban caracterizando Penzias yWilson, se ha revelado como una componente cosmológica, la más homogénea eisótropa del Universo, que nos informa de una época remota en la que el Universoestaba mucho menos diferenciado y estructurado que ahora. El análisis de suspropiedades y de sus minúsculas irregularidades ha abierto un auténtico camino realpor el que nuestro conocimiento cosmológico dará, sin duda, un gran saltoadelante. Junto con las otras componentes de la disciplina, está haciendo posible elconocimiento del Universo con una precisión y detalle inimaginables hace tan sólounos años. Conocimiento que, no sería de extrañar, nos llevará a nuevas sorpresas y nuevos retos que constituirán los objetivos de la Cosmología inmediatamentefutura.

No sin cierta ironía, presentida desde muy antiguo, el hilo de la luz que nosllega del cielo nos ha ido conduciendo hacia la evidencia de que, finalmente, esaparte luminosa del Universo no sería sino una minúscula fracción de su contenidototal. Contenido que, por ahora, sólo hemos sido capaces de nombrar como materiay energía oscuras, y a cuyo desvelamiento se están orientando grandes esfuerzoscoordinados tanto en el dominio observacional como en el teórico. Pequeña partesí, pero como el hilo de Ariadna, imprescindible para salir de este hermoso laberintoal que el desarrollo de la Astrofísica y la Cosmología en las últimas décadas nos haconducido. Y que nos llevará, como no puede ser de otra forma, a un nivel superiorde comprensión del Universo y de los astros.

Como se dice en un informe reciente sobre la necesidad de coordinar esfuerzospara abordar el estudio de la energía oscura:

La aceleración del Universo es, junto con la materia oscura, el fenómenoobservado que de forma más directa demuestra que nuestras teorías de partículas


elementales y gravedad son incorrectas o incompletas. La mayoría de los expertoscree que se necesita nada menos que una revolución en la manera en quecomprendemos la física fundamental para entender plenamente la aceleracióncósmica.2

Albrecht et al., Report of the Dark Energy Task Force, Abstract, 2006,astro-ph/0609501

Es fácil también comprender por qué la revista Science, al listar los 100problemas más interesantes de la Ciencia, pone el de la energía oscura en primerlugar. Si la Ciencia avanza sobre todo cuando se plantean nuevos problemasfundamentales, no cabe duda de que la Astrofísica y la Cosmología han hecho unaaportación extraordinaria, desafiando a la Física a resolver los problemas que lapaciente acumulación de datos y elaboraciones ha planteado.

MARIANO MOLES VILLAMATE

Coordinador

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2. The acceleration of the universe is, along with dark matter, the observed phenomenon that most directlydemonstrates that our theories of fundamental particles and gravity are either incorrect or incomplete. Mostexperts believe that nothing short of a revolution in our understanding of Fundamental Physics will berequired to achieve a full understanding of the cosmic acceleration


Qué sería de la humanidad si no fuerapor la débil luz que nos llega de las estrellas.

Jean Perrin

La ruptura aristotélica de la unidaddel Universo y su visión dual con elmundo sublunar habitado por loshumanos, efímero, corruptible, impuroy variable, con una atmósfera llena decometas, meteoros y auroras, y elmundo astral, eterno, puro yarmonioso, ocupado por el Sol, el astroperfecto e inmaculado, los planetas y lasestrellas fijas, dominó durante siglos enla civilización occidental. Cada uno deestos planetas ocupaba una esfera y lasestrellas ocupaban la octava y última,todas con el centro en la Tierra.

Esta concepción aristotélica estallódefinitivamente cuando Tycho Brahedescubrió, el 11 de noviembre de 1572,

la presencia de una nueva estrella en laconstelación de Casiopea. Esta novastella apareció súbitamente en elfirmamento, se debilitó gradualmentecon el transcurso de los días y meses y,finalmente, desapareció. Durante todoeste proceso, su posición con respecto alas estrellas fijas permaneció invariable,por lo que debía moverse en los mismoscírculos perfectos que seguían lasdemás, lo que demostraba que era unmiembro de pleno derecho de la octavaesfera. La conclusión inevitable era quelas estrellas están sujetas a las mismasimperfecciones que los habitantes delmundo sublunar, de modo quequedaba demostrado que no había dosmundos cualitativamente distintos, sinoque todos eran uno.

Por entonces Copérnico ya habíaplanteado la teoría heliocéntrica y la

1. Las estrellas, fábricas deluz y generadores químicos

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nombre. El continuo perfeccionamientode los telescopios permitió demostrartambién que las estrellas eran astrossimilares al Sol, lo que planteó deinmediato una cuestión fundamental: silas estrellas son simples esferas de gasincandescente, debían tener una vidafinita, es decir, debían nacer y debíanmorir. La pregunta era pues ¿cómonacen y cómo mueren las estrellas? Losindicios sobre la muerte de las estrellaspronto se hicieron evidentes, pero noocurrió lo mismo con los indicios sobresu nacimiento.

Paradójicamente, lo que se habíabautizado como estrellas nuevascorrespondía en realidad a etapastardías y aun finales de la evolución de las estrellas, como iba a verseposteriormente. En efecto, a finales delsiglo XIX ya se sabía que las nuevasestrellas de Tycho o novas no eranastros que acabaran de nacer, sino queeran objetos ya existentes queexperimentaban un aumento brusco desu luminosidad, de hasta 60.000 vecesel valor inicial, para ir despuésrecuperando paulatinamente su brillonormal. Pronto se vio, sin embargo,que entre las novas existía una variedadasociada a las nebulosas espirales quealcanzaban máximos de luminosidadmuy superiores a lo habitual. El casomás significativo fue el de la catalogadacomo S Andromedae, descubierta en1885 en la nebulosa espiral deAndrómeda o M31 (por aquel entonces

todavía no se sabía que M31 era unagalaxia), que alcanzó una magnitudvisual de seis, es decir, el límite dedetección a simple vista. A finales de1920, cuando se revisó la escala dedistancias, se vio que las nebulosasespirales estaban muy alejadas denosotros y que cada una de ellas era, enrealidad, una inmensa aglomeración deestrellas. Es decir, de pronto sedescubrió que las estrellas formabangrandes islas bien diferenciadas —lasgalaxias— separadas por centenares demiles o incluso millones de años luz.Esto significaba que las novasextragalácticas debían serextremadamente brillantes y claramentedistintas a las novas habituales. En elaño 1933, Baade y Zwicky propusieronllamarlas super-novas. Pronto vieron queel fenómeno debía estar relacionadocon la muerte de las estrellas, puesdurante una erupción de estascaracterísticas se expulsaban gases avelocidades de entre 5.000 y 10.000km/s, por lo que un simple cálculomostraba que la energía implicada eradel orden de 1051 ergios y la masaexpulsada claramente superior a la delSol. Ante estas evidencias, propusieroneliminar el guión y denominarlassupernovas, para enfatizar que se trata deun fenómeno con entidad propia y nouna simple variedad de novas.

Las nebulosas planetariasproporcionan el segundo ejemplo delproceso de acabamiento estelar. Se

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cadena de sucesos que se produjeron a continuación es sobradamenteconocida. Kepler, después de analizarlas observaciones de los planetasrealizadas por Tycho, descubrió lasleyes del movimiento planetarioalrededor del Sol, el nuevo centro.Galileo inventó el primer telescopio ydemostró por primera vez que la Lunatenía montañas y lo que él llamó mares,que Júpiter se comportaba como unsistema planetario en miniatura y que elSol, el astro perfecto, tenía manchas.Finalmente, Newton descubrió, con laley universal de la gravitación, elmecanismo que controla el movimientode los astros. Como consecuencia deestas ideas, durante muchos años hastabien entrado el siglo XX, prevaleció laidea de un Universo ilimitado y llenode estrellas, regido por las leyesarmoniosas de la mecánica celeste.

La introducción de las técnicasespectroscópicas permitió a Fraunhoferobtener en 1814 el primer espectrosolar. Lo que, junto con los trabajosposteriores de los físicosespectroscopistas, permitió demostrarque el Sol es una esfera autogravitantede gases incandescentes, con unatemperatura superficial de 5.780 K, y con los mismos elementos químicosque se encuentran en la Tierra. Con lasalvedad, como es bien sabido, delhelio, elemento que era desconocido enla Tierra y que se descubrió por primeravez en el espectro solar, de ahí su


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llaman así porque se veían comopequeños objetos extensos, como sifuesen planetas, con los telescopios delos siglos pasados. Las primerasfotografías ya revelaron la gran bellezade estos astros que están constituidospor anillos de gases (en imágenes degran resolución y sensibilidad se apreciaque tienen una estructura mucho máscompleja), que se expanden a unavelocidad de entre 10 y 30 km/s. En elcentro del anillo se encuentra unaestrella muy brillante y caliente, depequeño diámetro. La teoría de laevolución estelar nos permitecomprender que se trata de una fasetardía de la evolución estelar en la quela estrella se hace inestable y expulsauna parte de sus capas que seconvierten en ese anillo de gases,quedando la estrella desnuda en elcentro. Los cálculos así lo indican, ynos muestran que la masa de los gaseses comparable a la estrella central, loque pone de manifiesto la violencia delfenómeno. También se conoce hoy quetodo el proceso es relativamente rápidoy que los gases se dispersarán en untiempo muy corto, de unos 100.000años.

Vislumbrar el nacimiento de lasestrellas resultó mucho más difícilporque es mucho menos espectacular ymanifiesto. Por razones físicas se llegó ala conclusión de que las estrellas nacenen el seno de nubes frías interestelares,en un proceso del que se conocen los

grandes rasgos, pero cuyos detalles sonde gran complejidad. En efecto, entérminos generales, una nubeinterestelar está sometida a dos fuerzas,la gravitatoria que tiende a concentrarla materia y las fuerzas de presióndebidas a la agitación térmica de losátomos y moléculas del gas que tiendena dispersarla. Cuando la energíagravitatoria, que es negativa y dependede la masa y radio totales del sistema,supera en valor absoluto a la energíatérmica, que depende de la temperaturay la masa total, es cuando se dice queempieza el proceso de nacimiento deuna estrella. Esta circunstancia,conocida como condición de Jeans,indica que las estrellas deben nacer en elinterior de regiones frías y densas,totalmente opacas a la radiación visible,y que solamente son observables conradiación infrarroja o radio, por lo quepara encontrar pruebas observacionalesdel nacimiento de las estrellas se tuvoque esperar a que se desarrollaran losinstrumentos y los métodos para operara esas longitudes de onda.

Entre el nacimiento y la muerte seencuentra todo el proceso de laevolución estelar, que encierra y explicael misterio de la producción de energíaluminosa en las estrellas y de sufuncionamiento. Desentrañarlo hasignificado uno de los grandes triunfosde la ciencia, que nos ha dado laposibilidad de entender cómo nacen,viven y mueren las estrellas. Y nos ha

permitido explicar las razones de laspropiedades estelares que observamos,en sus detalles y variedad. Pero elprimer paso necesario para llegar a esateoría de la evolución estelar fue sinduda la acumulación de datos deobservación de calidad y susistematización y estudio. Por ahívamos a comenzar.

1.1. Las propiedades de las estrellas. El diagrama HR

El dato primario que puede extraerse dela observación de las estrellas es el de subrillo o, más técnicamente, suluminosidad aparente. Más allá delbrillo, la simple inspección visual delcielo nos permite distinguir entre elcolor azul-blanco de estrellas comoSirio y el rojizo de Betelgeuse. Esoscolores de las estrellas, captados de tansimple manera, nos informan sobre suscaracterísticas físicas básicas. Dicho deun modo algo más técnico, del uso de la información de la luminosidad de una estrella en dos o más bandasespectrales, se podrán sacarconclusiones sobre sus propiedadesgenerales.

Antes de continuar debemos hacerun pequeño paréntesis para comprenderlas dificultades de la tarea. Para poderobtener información sobre laspropiedades intrínsecas de un astro apartir de las observadas, es necesario


indicador de la cantidad relativa deenergía que se emite en cada regiónespectral, que caracteriza su tipoespectral. Éste, a su vez, es un indicadordirecto de la temperatura superficial dela estrella, puesto que, en la medida enque una estrella se comporta en primeraaproximación como un cuerpo negro,cuanto más azulado sea su brillo, mayortiene que ser su temperatura superficial.

En principio podría esperarse quecualquier combinación de luminosidady temperatura es posible, de modo queel plano luminosidad-color o diagramaHR debería estar poblado de maneramás o menos uniforme. Sin embargo,los datos claramente demuestran locontrario. La gran mayoría de lasestrellas se encuentra situada sobre unabanda relativamente estrecha,denominada Secuencia Principal (verfigura 1.1), que va desde valores de altaluminosidad y temperatura superficialmuy elevada, que corresponden a lasestrellas llamadas gigantes azules, hastalos de baja luminosidad y temperaturasuperficial muy baja, que correspondena las llamadas estrellas enanas rojas. Enla zona central de esa Secuencia seencuentra el Sol, de color amarillo, conuna luminosidad moderada y unatemperatura superficial próxima a los6.000 grados, como ya dijimos. Ademásde nuestro Sol, estrellas como BetaCentauri, Spica, Bellatrix, Vega, Sirio,Proción o α-Centauri, pertenecentambién a la Secuencia Principal, como

se ilustra en la figura 1.1. En esa figuratambién se señalan las líneas de radioconstante. Está claro que laluminosidad de una estrella va adepender de la temperatura y de lasuperficie radiante, es decir, deltamaño. De modo que de dos estrellascon la misma temperatura, digamosProcion-B y Altair, la más luminosa estambién la de mayor tamaño. Así,cuando hablamos de estrellas gigantes oenanas, nos estamos refiriendo tanto alradio como a la luminosidad.

Aunque la mayoría de las estrellas sesitúa en la Secuencia Principal, existenotras zonas del diagrama HR que estánpobladas de estrellas. Así, no sólo hayestrellas amarillas o rojas en dichaSecuencia, sino que también aparecenformando agrupaciones menos pobladasque se hallan situadas por encima deésta. Estas estrellas reciben el nombregenérico de gigantes, debido a que suradio es mucho mayor que el del Sol,tal como puede apreciarse en la figura1.1. Ejemplos conocidos son:Aldebarán, Pólux y Arturo. También seaprecia en el diagrama una banda deestrellas de alta luminosidad que va delazul al rojo, las estrellas supergigantes,que son las más luminosas de todas.Como ejemplos podemos citar, entrelas rojas a Betelgeuse, en Orión, quetiene un radio 400 veces mayor que eldel Sol y una luminosidad 20.000 vecesmayor, y entre las azules, puede citarsea Rigel, también en Orión, que tiene

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determinar su distancia. Bien sabido esque ése es un problema mayor enAstronomía, que sólo sabemos resolvercon suficiente precisión para unpequeño número de casos. La manerade aplazarlo es considerar propiedadesrelativas entre diferentes estrellas(también se usa la misma técnica para elcaso de galaxias) que pertenecen a unamisma entidad, sea una asociación o uncúmulo estelar y que, por lo tanto,están a la misma distancia. De estaforma podemos estudiar las diferenciasen propiedades y fase evolutiva de lasestrellas, si bien, al final, habrá quecalibrar la distancia de algunas de ellas,por lo menos, para así conocer laspropiedades intrínsecas de todas lasdemás.

Dada la brevedad de la vida de lahumanidad, no es posible seguir la vidade una estrella para identificar lasdiferentes fases evolutivas. De modoque será necesario caracterizar estrellasen diferentes fases y ordenarlas en elsentido evolutivo, sin esperar a poderpresenciar todo el proceso. Laherramienta observacional que permitióestablecer la conexión evolutiva entrelos distintos tipos de estrellas y captarsus fases es el llamado diagrama HR(figura 1.1). En el año 1910, losastrónomos Hertzsprung y Russellestudiaron la relación que existía entrela luminosidad de las estrellas, que es eldato primario, y sus colores. La razónestá en que el color de una estrella es un


Figura 1.1. El diagrama HR muestra cómo sehallan distribuidas las estrellas en función de subrillo intrínseco y su temperatura superficial.En ordenadas se halla representada laluminosidad en escala logarítmica y enabscisas, la temperatura, ordenada de mayor amenor, o lo que es lo mismo, el tipo espectralo el color. Las líneas rectas representan dóndese hallan situadas aquellas estrellas que tienenradios iguales. Se han marcado las posicionesde algunas estrellas próximas en el diagramaHR para su identificación.

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un radio 100 veces superior al del Sol yuna luminosidad 50.000 veces mayor.

Por último, existe una clase deestrellas situadas muy por debajo de laSecuencia Principal que se denominanenanas blancas, que se caracterizan portener un radio muy pequeño y, enmuchos casos, una temperaturasuperficial muy elevada. Sirio B es unbuen ejemplo, pues tiene un radiosimilar al de la Tierra, una masaligeramente superior a la del Sol y unatemperatura superficial de casi 30.000grados.

El diagrama HR es, como ya hemosdicho, la sistematización básica de losdatos sobre estrellas para abordar losproblemas teóricos de generación deenergía y modos evolutivos. Un simpleexamen de ese diagrama nos muestra,además de la distribución de las estrellassolamente en zonas determinadas delmismo, otra característica básica: elnúmero de estrellas que pueblan cadauna de esas regiones es muy diferente.La más poblada de ellas, con grandiferencia, es la Secuencia Principal. Deesta constatación básica se deduce, a

partir de consideraciones estadísticaselementales, que las estrellas pasanmucho más tiempo de sus vidas en esaregión del diagrama que en cualquierotra y, por lo tanto, la etapa evolutiva a la que corresponde la SecuenciaPrincipal es la más larga de todas. Algoque la teoría permitirá comprender entérminos físicos.

Para poder convertir el diagramaHR observacional en otro equivalente,pero que contiene las propiedadesintrínsecas de las estrellas, es necesario,como dijimos, medir las distancias a lasestrellas. Los datos proporcionados porel satélite HIPARCOS han permitidoextender las medidas directas deparalajes a numerosas estrellas, y elfuturo GAIA lo extenderá a cientos demillones de estrellas. Sus datospermitirán construir la base deinformación intrínseca más extensa ydefinitiva. Cuando, además, las estrellasforman parte de un sistema estelardoble, se pueden medir parámetros dela órbita relativa y, bajo determinadascondiciones, su masa, otro de los datosbásicos de difícil acceso. La

disponibilidad de datos de luminosidadintrínseca y masa estelar han permitidoestudiar el tipo de relación entre estasdos características fundamentales. Elresultado que se obtiene es que cuantomás masiva es una estrella de laSecuencia Principal, más luminosa es,de acuerdo con la ley que va con elcubo de la masa aproximadamente, L∝M3. Es decir, una estrella 10 veces másmasiva que otra será 1.000 veces másbrillante. De modo que la masa, que es


partículas) es igual en valor absoluto ala mitad de la energía gravitatoria. Detal modo que, cuando un sistema pasade una configuración de equilibrio aotra, convierte la mitad de su energíagravitatoria en energía térmica y emitela otra mitad. Dicho de otra manera, si una estrella pierde energía (lo queocurre necesariamente, pues estácontinuamente radiando luz), lacompensa contrayéndose y aumentandosu energía interna en una cantidadexactamente igual a la perdida.

Las consideraciones anteriores sederivan de teoremas generales deconservación que se aplican a sistemasmecánicos. Su aplicación al caso de lasestrellas dio origen a una importanteparadoja que desconcertó a los físicosde los siglos XIX y principios del XX, y que no se resolvió hasta finales delprimer tercio de dicho siglo. Laconclusión que de esos principios podíaextraerse en el caso del Sol es quenuestra estrella sería más joven que laTierra. Pero empecemos por elprincipio.

Para el Sol, de acuerdo con elteorema del virial, que refleja lacondición de equilibrio global de unsistema dado, la energía gravitatoria esdel orden de 4x1048 ergios y, por lotanto, como venimos diciendo, suenergía interna debe ser del mismoorden. Esa energía podría bastar paraque el Sol pudiese brillar con laluminosidad actual (alrededor de

4x1033 ergios/s) durante unos 30millones de años. Esta edad, conocidacomo la de Kelvin-Helmholtz, enhonor de los primeros científicos queefectuaron este cálculo, sería por tantosu edad máxima posible. En cuanto a laTierra, el primer intento científicoconocido para determinar su edad sedebe a Halley, quien supuso que losocéanos habían sido inicialmente deagua dulce y que el aumento de laconcentración de sal era debido alaporte de sales minerales por parte delos ríos y a la evaporación de losocéanos. La edad que obtuvo paranuestro planeta era de entre 90 y 350millones de años, por lo que, dadas lasincertidumbres en los diferentes factoresque intervienen en su estimación y lacrudeza de las hipótesis, se considerabaque no estaba en contradicciónflagrante con la edad estimada para elSol. Hubo otros intentos similares decalcular la edad de la Tierra basados enlas propiedades de los sedimentos, peroaunque todos ellos son capaces deproporcionar edades relativas muyprecisas, fallan a la hora de dar edadesabsolutas. La contradicción se hizomanifiesta cuando el descubrimiento de las series radioactivas permitió aRutherford y a Boltwood estimar concerteza que la edad de la Tierra era deunos cuantos miles de millones de años,más concretamente, de unos 4.300millones de años, valor irrefutable a laluz de la nueva ciencia atómica y

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el combustible estelar como vamos a vera continuación, se consume tanto másrápidamente cuanto más masiva (yluminosa) es una estrella. En otraspalabras, las estrellas serán tanto másefímeras cuanto más masivas sean alnacer.

1.2. La física de las estrellas. El origen de la luminosidad

Las estrellas brillan. Ése es el hechobásico. Pero ¿cuál es el origen de esaluminosidad? La respuesta a esta simplepregunta planteó graves contradiccionesen su momento y tuvo que esperar aldesarrollo de la Física Cuántica para daruna respuesta satisfactoria. Perovayamos por partes.

Las estrellas, como lo reveló laespectroscopia, son sistemas de gas a alta temperatura. Son sistemasautogravitantes (es decir, dominadospor su propia gravedad), de formaaproximadamente esférica, que seencuentran en equilibrio hidrostático.Esto significa que la acción atractiva delas fuerzas gravitatorias es exactamentecompensada por las fuerzas de presión,que tienden a disgregar la materia. Entérminos globales, esto se traduce(siempre y cuando las partículas de queestá compuesta la estrella se muevancon una velocidad mucho menor que lade la luz) en que la energía térmica ointerna (que refleja la agitación de esas


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nuclear. Ahora sí que la contradiccióncon la edad de Kelvin-Helmholtz parael Sol es flagrante y definitiva, por loque para resolver la paradoja sólocabían dos soluciones: o bien la Tierraera un objeto capturado por el Sol, conun origen totalmente independiente, obien el Sol tenía otra fuente de energía.

Lo que se planteaba, en suma, era elproblema del origen de la energíaemitida por el Sol. Los cálculosanteriores demostraban que no podía serde origen mecánico, y que había quebuscar la respuesta en otros procesos quela naturaleza pudiera poner en juego. Elcamino para su descubrimiento lo inició,también aquí, Einstein con su TeoríaRestringida de la Relatividad, formuladaen los años 1905-1906. En ella seestablece la equivalencia entre masa yenergía, lo que abre la vía a nuevasformas, mucho más eficaces, de producirenergía. Sobre esa base, y habiendo ya lanueva Mecánica Cuánticaexperimentado un desarrollo apreciable,Eddington pudo conjeturar en 1929 unanueva hipótesis sobre el origen de laenergía radiada por el Sol. Un simplecálculo muestra que si el Sol pudieseconvertir toda su masa en energía,podría brillar durante 14 mil millones de años al ritmo actual, duración enórdenes de magnitud superior a la quepodía proporcionar la hipótesis delorigen mecánico de esa energía.

Sobre esta más que prometedorabase se desarrolló toda la teoría de la

estructura de las estrellas, hasta que en1938 Bethe y von Weiszäcker, con eldescubrimiento del mecanismo defusión termonuclear y sus propiedades,que permite convertir el hidrógeno enhelio, dieron la solución definitiva a laparadoja de la edad del Sol. La teoríaestablece que esa reacción tiene unrendimiento del 0,07% en masa, por loque el Sol necesita quemar unos 5millones de toneladas de hidrógeno porsegundo para mantener su actualluminosidad. Los modelos evolutivosteóricos indican que, a ese ritmo,nuestra estrella tiene combustible paraunos 5.500 millones de años más y quesu edad actual es de 4.500 millones deaños. Determinaciones en perfectoacuerdo con los datos más recientes yprecisos obtenidos por la sonda SOHOde la Agencia Espacial Europea (ESA)que, usando técnicas similares a lassismológicas, ha podido medir lacantidad de helio acumulado en elcentro y, a partir de ahí, deducir lasedades citadas.

Quedaba definitivamente aclaradoel enigma del origen de la energíaemitida por el Sol y, por tanto, de lasestrellas: el Sol y las estrellas sonauténticos reactores nucleares de fusión.De esta forma no sólo quedaba resueltala vieja paradoja de las edades, sino quese ponían las bases de la teoría de laevolución estelar, que nos ha permitidocomprender las razones por las quediferentes estrellas tienen unas u otras

propiedades, cuáles deben ser lascondiciones para que pueda formarseuna estrella y, al final de su evolución,las diferentes formas en que puedenacabar su vida las estrellas.

1.3. Nacimiento y vida de lasestrellas. Reacciones nucleares

Cuando una región dentro de una nubeinterestelar fría se desestabiliza,comienza a contraerse por efecto de lasfuerzas gravitatorias, siempre atractivas.La contracción hace aumentar suenergía gravitatoria y, en consecuencia,también aumenta la temperatura: laregión en cuestión comienza acalentarse, a la par que pierde la mismacantidad de energía por radiación através de su superficie, como ya hemosargumentado. Mientras el aumentocorrespondiente de presión en elinterior de la nube es incapaz deequilibrar el efecto de la fuerzagravitatoria, el proceso de contracción y calentamiento de la nube continúa.Llega, sin embargo, un momento enque la temperatura central de la nube estan alta que comienza a operar unnuevo proceso, la fusión termonuclear.Y el proceso de contracción se detiene.Se alcanza un estado de equilibrioglobal y decimos que acaba de naceruna estrella (figura 1.2).Apresurémonos a decir que las estrellassuelen nacer en pequeños grupos o muy


Figura 1.3. Nebulosa de Orión, número 42 delcatálogo de Messier. Región de formaciónestelar, situada a unos 1.600 años luz. El gas yel polvo son calentados por el flujo luminosode las estrellas recién formadas que contiene la nebulosa. El gas emite en las líneas delhidrógeno. Imagen tomada por el Dr. Birklecon la cámara Schmidt del CAHA. Cortesía delCAHA.

Figura 1.2. La Nebulosa Trífida o M20, asíllamada porque las estructuras de polvo ladividen en tres lóbulos. Se halla situada enla constelación de Sagitario, a unadistancia de 9.000 años luz. En esta imagende una zona interior de la nebulosa,obtenida por el Hubble Space Telescope, seaprecian las nubes de gas y polvo dentrode las cuales se forman las estrellas. Laemisión de la nebulosa se debe a una únicaestrella masiva y joven situada en el centrode la imagen. Se calcula que la edad dedicha estrella es de tan sólo 300.000 años.

grandes regiones, llamadas por eso deformación estelar, como puede verse enlas figuras 1.3 y 1.4.

El inicio de las reaccionestermonucleares es, sin embargo, unproceso físico relativamente complejo,que merece una breve explicación.Veamos pues cómo ocurre. A medidaque la temperatura de la nube aumenta,los átomos que contiene van perdiendosus electrones y se quedan los núcleos,formados, como es bien sabido, porprotones y neutrones, desnudos. Lamateria llega a estar totalmenteionizada, de modo que esos núcleos sonpartículas cargadas eléctricamente, que

se repelen unas a otras por efecto de lainteracción de Coulomb. Por otraparte, su estabilidad está garantizadapor la llamada interacción fuerte, queopera entre protones y neutrones paramantenerlos unidos. A medida que latemperatura va aumentando, estaspartículas estables que se repelenmutuamente adquieren cada vezmayores velocidades de agitación(recordemos que la temperatura es,

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precisamente, una medida de esasvelocidades), de modo que vanaumentando las probabilidades de que,a pesar de esa repulsión, se produzcan,de vez en cuando, violentas colisionesentre ellas. No obstante, bajocondiciones normales de temperatura ydensidad la violencia de la colisión noes suficiente para vencer la repulsióneléctrica y no llegan a fusionarse. Perollega un momento en que, si latemperatura aumenta suficientemente,el número de partículas que tiene unaenergía suficiente para vencer larepulsión electrostática (llamada barrerade Coulomb) crece de manera notable yse inicia finalmente el proceso de fusióntermonuclear, con la producciónconsiguiente de energía. La barrera deCoulomb será tanto más grande cuantomayor sea la carga eléctrica de losnúcleos que se fusionan, lo que significaque, para cada tipo de núcleo, habráuna temperatura determinada para quela fusión pueda comenzar. A partir deeste simple esquema podemos trazar agrandes rasgos el proceso por el quenace una estrella, va generando energía

Figura 1.4. Región de formación estelar, denominada NGC 602 o N90, situada en la Nube Pequeñade Magallanes, galaxia satélite de nuestra Vía Láctea, situada a unos 200.000 años luz. La imagen,tomada por el Hubble Space Telescope, muestra un pequeño enjambre de estrellas azules, reciénformadas, cuyo flujo luminoso y material está barriendo el material dentro del cual se formaron, y creando una especie de cavidad. Esta región de formación estelar está muy alejada de las partescentrales de la nube, por lo que son casi transparentes, permitiendo ver a su vez galaxias lejanasproyectadas en el mismo plano de la imagen.

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incorporar dos neutrones para poderllevarlo a buen término. Si lo que másabundan son los protones, esosneutrones tendrán que provenir de latransformación de otros dos protones.De modo que el proceso completotendrá que contener pasos intermediosmás o menos complicados. En lasestrellas existen dos mecanismosdiferentes para llevar a cabo la fusión,conocidos como cadena PP (protón-protón) y ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). En el primer casola reacción dominante es la fusióndirecta de dos protones para dardeuterio (que está formado por unprotón y un neutrón), lo que significaque durante el proceso de fusión unode los protones se convierte en unneutrón (con la emisión de un positróny un neutrino). Éste es el paso máscrítico para el proceso global, ycondiciona la eficiencia global delmismo, puesto que es una reacciónnuclear muy lenta, con un tiempocaracterístico de 14 mil millones deaños. Gracias a la gran abundancia deprotones, este proceso, aun a pesar de su lentitud, puede dar lugar a unnúmero suficiente de núcleos dedeuterio para que el proceso no sedetenga. El paso siguiente, en el que eldeuterio se fusiona con otro protónpara producir helio-3, es, sin embargo,muy rápido, con un tiempocaracterístico de tan sólo unos seissegundos. A partir de aquí se abren

diversas posibilidades, aunque todasellas tienen como resultado neto laformación de un núcleo de helio porfusión de cuatro protones (que al finalresultan en dos protones y dosneutrones). Los productos inicialestienen más masa que los finales y esadiferencia de masa es la que setransforma en energía (recordemos, E =mc2) y aparece, tras un largo proceso através de la estrella, como luminosidad.Esa transformación de masa en energíaes, finalmente, la responsable de quebrillen las estrellas.

En el caso del ciclo CNO, estoselementos (carbono, nitrógeno yoxígeno) actúan como catalizadorespara la transformación de un protón enun neutrón y la posterior formación dehelio. Desde el punto de vista delrendimiento energético, este mecanismoes más eficaz que el primero, si bien,debido a la intervención de núcleos decarga eléctrica elevada, sólo puedeoperar a temperaturas relativamentealtas. De modo que sólo las estrellasque tienen una masa superior a una vezy media la del Sol son capaces deextraer energía a través del ciclo CNO.En cualquier caso, la temperatura a lacual se produce la fusión del hidrógenoes del orden de las decenas de millonesde grados.

Como hemos dicho, la etapa máslarga de la vida de una estrellacorresponde a aquella en la que elhidrógeno es el combustible nuclear.

y fusionando los diferentes núcleos quecontiene o ha creado, hasta que o bienexplota por no poder mantener elequilibrio, o se convierte en una estrellamoribunda, mientras agota todos loscombustibles que hacían posible esahoguera termonuclear.

Dado que el hidrógeno es no sólo elelemento de menor carga eléctrica, sinotambién el más abundante en lanaturaleza, no es de extrañar que sea elprimer y más importante combustibletermonuclear. La primera reaccióntermonuclear que se produce, y quemarca el nacimiento de la estrella, es lafusión de dos núcleos de H para daruno de helio. Dada la abundancia delhidrógeno, éste no es sólo el mecanismoinicial de funcionamiento de lasestrellas, sino que es también el queopera durante la mayor parte de suvida. Recordando lo que comentamosal hablar del diagrama HR, esta faseevolutiva de combustión del H secorresponde con la estancia de esasestrellas en la Secuencia Principal que,por esa misma razón, es la zona máspoblada del diagrama HR.

Este proceso que acabamos dedescribir brevemente no es, sinembargo, trivial. Si recordamos que elhidrógeno consta de un único protón,mientras que el helio consta de dosprotones y dos neutrones, hace faltaalgo más que fusionar dos núcleos de Hpara producir uno de He. En elproceso, de alguna forma, habrá que


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Pero este combustible, aunque es el másabundante de todos ellos, llega aagotarse al convertirse en helio. En esemomento las reacciones de fusión sedetienen y la estrella ya no es capaz demantener el equilibrio, al no podercontrarrestar su propia gravedad. Comoresultado, la estrella se contrae, lo que,como hemos comentado, conlleva unaumento de temperatura para hacerfrente a las pérdidas de energía que seproducen a través de su superficie. Si laestrella es suficientemente masiva, elproceso continúa y pasa por diferentesetapas. La primera se produce cuando latemperatura central alcanza los cienmillones de grados. En estascondiciones, el helio puede comenzar aser usado como combustible y seproduce una nueva situación deequilibrio, el de la fusión del helio,estabilizándose de nuevo, por untiempo, las propiedades estelares. Esdecir, gracias a la contracción, la estrellaes capaz de reciclar sus propias cenizas ycontinuar brillando. Pero la estrella yaha salido de la Secuencia Principal ycomienza así una nueva fase en suevolución.

El proceso de fusión del heliotampoco es trivial. Cuando se analiza laestabilidad de los núcleos atómicos, seve que aquellos que poseen cinco uocho nucleones (protones o neutrones),que son los que pueden resultar de lafusión H-He o de la fusión He-He, soninestables. Así, el berilio-8, que resulta

de la fusión directa de dos núcleos dehelio, se desintegra otra vez en los dosnúcleos iniciales. Sin embargo, elproceso no es totalmente simétrico,pues, dada la elevada temperatura a laque se produce la fusión del helio, lareacción de destrucción del berilio esligeramente más lenta que la de suformación. Esta pequeña diferencia essuficiente para que algunos núcleos deberilio-8 tengan tiempo y oportunidadde capturar un nuevo núcleo de helioy dar lugar así a un átomo de carbono-12. Pero las dificultades no hanterminado todavía, pues el carbonoproducido de esta forma se halla en unestado excitado que, normalmente, serompe a su vez para volver a dar denuevo un núcleo de helio y otro deberilio. Hay, sin embargo, unaalternativa a este proceso de fisión quealgunos átomos excitados de carbono-12 consiguen transitar, emitiendo dosfotones y convirtiéndose en carbonoestable. Aunque el camino es angosto,el proceso ha encontrado una situaciónde estabilidad que le permite seguiravanzando, superar la zona deinestabilidad de los núcleos con 5 y 8nucleones y producir, finalmente, laconversión gradual del helio encarbono. El carbono-12 puede ahoracapturar otro núcleo de helio yconvertirse en oxígeno-16, de modoque, en términos globales, el resultadode la fusión del helio es una mezcla decarbono y oxígeno.

Este proceso sigue operandomientras haya helio suficiente paraalimentarlo. Cuando finalmente seagota, la estrella volverá a comportarsecomo se espera: comienza de nuevo acontraerse hasta, siempre que su masasea suficientemente grande, alcanzar latemperatura central necesaria para quese produzca la fusión del carbono, loque ocurre cuando se alcanzan los 600millones de grados. La fusión de esteelemento produce neón-20, sodio-23 y magnesio-24, así como protones ypartículas alfa (núcleos de helio), queson rápidamente capturados por algunode los isótopos presentes, bien reciénformados o heredados del mediointerestelar, para construir una mezclade elementos químicos que, cuando elcarbono se agota, está dominada poroxígeno-16, neón-20 y magnesio-24.

A medida que se van agotando losdiferentes combustibles, la estrella se vacontrayendo por etapas, alcanzandoprecarios equilibrios en los que se vanconsumiendo diferentes núcleos. Así,cuando se alcanzan los 1.200 millonesde grados, entra en juego el neón-20que, tras un complejo proceso, da lugara una mezcla de oxígeno-16, magnesio-24 y otros isótopos. La etapa siguientees la fusión del oxígeno, para lo cual senecesitan temperaturas en el entorno delos 1.500 millones de grados, para darsilicio-28, fósforo-31 y azufre-32. Alfinal de este proceso se obtiene unamezcla de silicio e isótopos de su


catastrófica si las condiciones delentorno son adecuadas. Veamos, pues,cómo es este proceso. Pero antes, esnecesaria una breve digresión física quenos permitirá, gracias a la mecánicacuántica, comprender los detalles de laevolución estelar.

Los electrones, como fermiones queson, satisfacen el principio de exclusiónde Pauli, según el cual no puede haberdos ellos que ocupen exactamente elmismo estado físico. Éste, paraelectrones libres, viene definido por la posición en el espacio (trescoordenadas), el momento lineal (tres valores, según los tres ejes decoordenadas) y el espín (dos valores,+1/2 y -1/2). Cuando se consideranconjuntamente la posición y elmomento, la situación puededescribirse como si los electrones selocalizasen en un espacio de seisdimensiones, llamado espacio de fases,en el que cada punto está definido porlas tres coordenadas de posición y lastres componentes del momento. Dadoque, según establece el principio deincertidumbre de Heisenberg, no sepuede determinar simultáneamente laposición y el momento de una partículacon una precisión arbitraria, en lugar depuntos en el espacio de fases,deberemos considerar pequeñas celdillasque permitan dar cuenta de esaimprecisión. Esto significa que en unvolumen dado del espacio de fases sólocabe un número finito de estas celdas y

que, en cada una de ellas, por elprincipio de exclusión, sólo caben doselectrones, uno con espín positivo yotro con espín negativo.

Durante el proceso de contracciónestelar, el volumen físico que puedenocupar los electrones se restringe y, conél, el número de celdillas para cadanivel de energía. De ellas, las de menorenergía se ocupan en primer lugar(puesto que corresponden a estadosenergéticos más probables) y, por lotanto, puesto que en cada celda sólocaben dos, cada vez más electrones seven forzados a ir ocupando celdas demomento lineal más elevado. Elaumento de velocidad va acompañadode un aumento de presión del gas, queestá ligada al número de choques porunidad de tiempo y superficie y a lacantidad de momento que transfierenen cada uno de ellos. En definitiva, porel solo hecho de restringir el volumen, e independientemente de cuál sea latemperatura, los electrones son capacesde ejercer una presión que crece con ladensidad. El hecho de que latemperatura no tenga nada que ver conel proceso que estamos describiendoimplica que, a medida que la estrella seva contrayendo, la presión originada enla competencia por la ocupación de lasceldillas por los electrones pueda llegara dominar sobre la agitación térmica.Cuando eso ocurre, se dice que laestrella se encuentra en estado dedegeneración electrónica. Puesto que,

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entorno, generados por la participaciónde todas las impurezas presentes en lacaptura de los protones y partículas alfa,que se liberan durante la fusión deloxígeno. El proceso progresarápidamente hacia su final, que sealcanza con la fusión del silicio quefinalmente se convierte en hierro-56 y otros núcleos de la zona del hierro-níquel. Estos núcleos, las llamadascenizas termonucleares, son los másfuertemente ligados de todos y ya no sepuede extraer energía de ellos porfusión termonuclear. El proceso, si hasido capaz de llegar hasta aquí, habríaterminado y la estrella habría llegado asu fin.

Como hemos venido indicando, laevolución de una estrella, el número deetapas termonucleares por las que pasay su final vienen determinadosbásicamente por su masa. Sólo lasestrellas más masivas, como vamos arelatar inmediatamente, acabanconsumiendo todo el combustibletermonuclear, mientras que las quetienen menos masa (recordemos quehay más estrellas cuanto menos masivasson) detienen en alguna fase intermedialos procesos termonucleares. Y, al final,aunque si se supera cierto límite, lamuerte de una estrella esnecesariamente violenta y espectacular,la mayoría de las estrellas desaparecegradualmente de escena, tras un largoproceso de decaimiento que, a veces,puede también acabar de manera


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como venimos diciendo, ese aumentode presión es independiente de latemperatura, se deduce que a cualquiertemperatura (incluso cero absoluto)pueden existir estructuras de equilibrio,al contrarrestar la presión debida a ladegeneración de efecto de la gravedad.De modo que la degeneraciónelectrónica puede detener el proceso decolapso y calentamiento de una estrella,sin necesidad de que tengan lugarnuevos procesos termonucleares.

Volvamos ya al curso de laevolución estelar. Vimos que las fasesde combustión termonuclear seproducen a temperaturas bien definidas,que corresponden a la situación en quelos núcleos que van a servir decombustible pueden comenzar a vencerla barrera de Coulomb. Puesto que lafuente primaria de energía es lagravitatoria, es fácil admitir que paraalcanzar una temperatura determinada,las estrellas de menor masa deben teneruna densidad más elevada que las demayor masa. Mayores densidadesimplican, por otro lado, que se va allegar antes a la fase degenerada. Demodo que las estrellas de masa pequeñapueden llegar a la fase degenerada antesde alcanzar la temperatura de ignición deuna determinada fase termonuclear. Enotras palabras, el recorridotermonuclear de una estrella estágobernado básicamente por su masa y,en función de ésta, podrá tener más omenos combustibles diferentes,

más o menos fases, ya que el procesotermonuclear quedará interrumpido alalcanzar la degeneración electrónica. Lateoría nos enseña que las estrellas quetienen una masa inferior a 0,08 masassolares nunca llegan a iniciar lacombustión del hidrógeno, por lo quenunca se convierten en verdaderasestrellas ni alcanzan, por tanto, laSecuencia Principal. A las más masivasde éstas se las conoce como enanasmarrones y, aunque se les llama estrellas,no lo son en sentido estricto. Si la masainicial está comprendida entre 0,08 y0,3 masas solares, se produce lacombustión del hidrógeno y las estrellasse sitúan en la Secuencia Principal, peronunca serán capaces de iniciar la fusióndel helio. Sucesivamente, si la masa estáentre 0,3 y alrededor de 8 masassolares, podrán usar el hidrógenoprimero y después el helio comocombustibles, pero nunca llegarán aquemar el carbono, mientras queaquéllas, cuya masa es superior a estacifra pero que no supera las 10-12masas solares, nunca llegarán a quemarel neón.

Hasta aquí hemos ido trazando lavida termonuclear de las estrellas. Hayque tener en cuenta, sin embargo, queel inicio de cada fase significa unreajuste de la estrella (recordemos queal acabarse un combustible, la estrella secontrae y se calienta, hasta que puedacomenzar la ignición del siguiente),que, a veces, puede resultar imposible.

Hay, pues, otro aspecto clave aconsiderar en el proceso de evoluciónde las estrellas, el de la estabilidad de lassucesivas configuraciones.

Cada una de esas etapascorresponde a una fase de la vida deuna estrella, con propiedadescaracterísticas que la Astrofísica ha idodescribiendo y explicando. Las estrellasque sólo son capaces de utilizar elhidrógeno como combustibletermonuclear son completamenteconvectivas, lo que significa que loselementos que contienen en su interiorestán bien mezclados y el helio que seva formando no se acumula en elcentro, sino que se distribuye por todala estrella. Su evolución es muy lenta, y ninguna de ellas, ni siquiera las de laprimera generación, ha tenido tiempode culminar la fase de evolucióntermonuclear. Son las más frías y menosluminosas de las estrellas que quemanhidrógeno y ocupan el extremo inferiorde la Secuencia Principal. Cuandoagoten el hidrógeno, se convertirán enenanas blancas de helio, que, enprincipio, se limitarán a enfriarselentamente.

La siguiente categoría, las estrellascuya masa no supera las 8 masas solares,queman hidrógeno en el centro víacadena PP, si la masa es inferior a 1,5masas solares, o vía ciclo CNO si lamasa es superior. En ambos casos, elhelio ya no se mezcla como en el casoanterior y se va acumulando en la


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cuando el helio se agota en el centro, elnúcleo de carbono-oxígeno se contrae yse enciende el helio circundante en unacapa alrededor de este núcleo. Laprincipal diferencia con el caso anteriores que ahora también se enciende elhidrógeno en otra capa. Estacombustión en doble capa hace que laluminosidad aumente mucho y que seexpanda la envoltura, de manera que laestrella se convierte en un miembro dela llamada rama asintótica y pasa aocupar la cima de la región de lasgigantes rojas. Debido a la diferencia develocidad de las reacciones de fusión delhidrógeno y del helio, la combustión endoble capa es inestable y se producenpulsos térmicos que provocan laexpulsión de la envoltura, dando lugar auna nebulosa planetaria, dejandoexpuesto el núcleo central (figura 1.5).El objeto central, compuestobásicamente de carbono y oxígeno, esincapaz de liberar energía nuclear y loúnico que hace es enfriarse como unaenana blanca. Dentro del diagrama HR,la estrella pasa bruscamente desde lacima de las gigantes rojas a la zona másazul de las enanas blancas.

Si la masa supera las 8 masassolares, la combustión del helio en capaes tan violenta que provoca la ignicióndel carbono en la parte más externa delnúcleo, desde donde se propaga hasta elcentro. Al igual que antes, la envolturase hace inestable y se acaba expulsando,quedando como residuo una enana

blanca de oxígeno y neón. La diferenciaentre ambos casos es que estas enanasson más masivas que las de carbono-oxígeno.

¿Cuál es el límite físico a esteproceso? Aunque la comprensión de losdetalles requiere complejos argumentos,podemos hacernos una idea de manerarelativamente simple. Puesto que lapresión de los electrones en la situaciónde degeneración depende de ladensidad, cuanto mayor es la masa dela estrella, menor tiene que ser su radiopara mantener el equilibrio. Parasostener esa estructura, es necesario quelos electrones tengan cada vez mayoresmomentos lineales, es decir, se muevana mayores velocidades. Si no existieseun límite absoluto a la velocidad deuna partícula y se pudiese superar lavelocidad de la luz, se podría soportarcualquier estructura, pues bastaría quelos electrones se movieran a velocidadesarbitrariamente grandes. Pero eso esimposible, lo que significa que hay unlímite a la masa de esasconfiguraciones. Esa masa, que seconoce como masa límite deChandrasekahar, es tal que, parasostenerla, todos los electrones deberíanmoverse a la velocidad de la luz. Suvalor es de 1,4 masas solaresaproximadamente y cuando unaestructura degenerada se acerca a ella,experimenta una catástrofe.

Ésa es a muy grandes rasgos laFísica de la Evolución Estelar, uno de

región central de tal modo que, cuandose agota el hidrógeno en esa zona, éstase contrae para poder permanecer enequilibrio. Esto tiene comoconsecuencia una combustión muyvigorosa del hidrógeno en una delgadacapa alrededor del núcleo central dehelio. Este aporte de energía provocasimultáneamente un aumento de laluminosidad y una expansión de lascapas más externas que se enfrían,convirtiendo a la estrella en una giganteroja. Dentro del diagrama HR estasestrellas emigran desde la SecuenciaPrincipal hasta la base de la zonaocupada por esas gigantes.

Mientras esto sucede, el núcleoestelar de helio crece paulatinamente yse calienta hasta alcanzar el punto deignición y empezar a producir carbonoy oxígeno. En el caso de estrellas demasa inferior a 1,5 masas solares, estaignición es violenta, ya que se realiza encondiciones parcialmente degeneradas,pero sólo provoca un simple reajuste dela estrella. El aporte de energía desde elcentro hace que las capas exteriores delnúcleo de helio se dilaten y que la capade combustión del hidrógeno seapague, con lo cual disminuye laluminosidad y se contrae la envoltura.Dentro del diagrama HR la estrellaabandona la región de las gigantes yentra en la zona de la rama horizontal,que es la zona de las gigantesamarillentas. Una vez en la ramahorizontal, el proceso se repite y


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Figura 1.5. Imagen de NGC 2440 que muestra el último alientode una estrella similar al Sol. La estrella entra en la fase final desu vida, expulsando sus capas externas y dejando al descubierto

el núcleo. Al quedar desnudo, el núcleo, que acaba deconvertirse en una enana blanca, radia en el ultravioleta y hace

brillar el material expulsado. En la imagen tomada por el HubbleSpace Telescope, el punto brillante en la región central

(ligeramente descentrado) es la enana blanca.

los capítulos mejor configurados y másespectaculares de la Astrofísica, que nospermite comprender desde cómo seforman las estrellas hasta que, agotadassus posibilidades de equilibrio, entranen la fase final de sus vidas. Disciplinaque nos permite entender cómo es lavida de las estrellas, deducir cuáles sonsus edades y determinar suluminosidad y el origen de las mismas.Que nos permite, en suma, conocer elorigen y cuantía de una fracción muyimportante de la energía radiante queobservamos en el Universo y, gracias asu soporte teórico, caracterizar unaparte de la materia luminosa delUniverso, hasta no hace muchasdécadas identificada con toda lamateria del Universo. Hoy sabemos,como luego diremos, que sólo es unade las componentes materiales delUniverso y ni siquiera la dominante.Pero eso no resta un ápice a suimportancia física y crucial para lasobservaciones que, hasta la fecha y salvoen contadísimas ocasiones, se realizansiempre en base al estudio del espectroelectromagnético.

1.4. Últimas etapas de la evolución estelar

Las fases evolutivas por las que pasa unaestrella dependen, ya lo hemos dicho, dela masa de la misma. Dependiendo de eseproceso, las fases últimas de cada estrellaserán también diferentes según sean susmasas. Empecemos por las más masivas.

Vimos que sólo las estrellas con másde 10-12 masas solares son capaces depasar por todas las etapas de lacombustión termonuclear antes dellegar a la degeneración electrónica.

Éstas son las que van a acabar demanera más espectacular, explotandocomo supernovas y dando lugar aresiduos ligados que serán estrellas deneutrones o incluso agujeros negrossegún las condiciones. Todo ese procesoes, por las condiciones extremas en quese produce, muy complejo y aquívamos a intentar resaltar tan sólo losaspectos más salientes.

El final del proceso termonuclear esla acumulación de núcleos de hierro enla parte central de la estrella. Agotado elproceso termonuclear, la estructura se


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A medida que la combustióntermonuclear avanza, la masa del núcleocrece y se va acercando a la masa deChandrasekahar, lo que provoca unaumento paulatino de la densidad hastaalcanzar un valor para el que losnúcleos de hierro pueden capturarelectrones. Este proceso de capturatiene dos consecuencias: por un lado,reduce la presión; y por el otro,disminuye el valor de la masa crítica.Además, si la estrella es suficientementemasiva, se alcanza la temperatura defotodesintegración del hierro enpartículas alfa y neutrones, con laconsiguiente absorción de energía. Elresultado final es que el núcleo estelarpierde presión y colapsa hacia unaestrella de neutrones.

Cuando se produce el colapso, seforman dos regiones. Una más interna,en la que la velocidad de caída esproporcional a la distancia y siempre esinferior a la velocidad del sonido, y otramás externa, que se muevesupersónicamente. Cuando la materiasituada en la zona interna alcanza ladensidad de la materia nuclear, se hacemuy “dura”, de manera que cuando lamás externa cae sobre ella, rebota yprovoca la formación de una onda dechoque en la interfase sónica que separaambas regiones. Esta onda de choque,que por sí sola tendría energía suficiente(unos 1051 ergios) para provocar laexplosión de la estrella, se estanca comoconsecuencia de estar situada en el

interior del núcleo de hierro y debeinvertir su energía en lafotodesintegración de los núcleosatómicos de hierro.

Mientras ocurren estos fenómenos,en el interior de la estrella se crea unagran cantidad de neutrinos a expensasde la energía gravitatoria (unos 1053

ergios), que se ha liberado durante elproceso de colapso. En las regionescuya densidad supera los 2x1011

g/cm3, los neutrinos quedan atrapadosy no pueden escapar libremente, por loque permanece en situación de casiequilibrio con la materia. La pausaintroducida por el estancamiento de laonda de choque da tiempo a que losneutrinos atrapados puedantransportar hacia el exterior, mediantedifusión y convección, la enormecantidad de energía que poseen yformar una burbuja muy caliente queprovoca la explosión de las capas másexternas.

Todo este proceso tiene unaduración de tan sólo un segundo, por loque las capas exteriores no tienentiempo de reaccionar hasta el momentoen que les llega la onda de choqueprovocada por el colapso. Esta onda dechoque provoca un calentamientosúbito del material y su rápidaexpansión, por lo que las capas decombustión termonuclear sesobreactivan, generan nuevos isótopos yse apagan. El resultado es que todos losresiduos generados durante el proceso

mantiene esencialmente por la presiónde los electrones degenerados. Laestructura global de la estrella esentonces similar a la de una cebolla enla que cada capa está rodeada por otraque se halla en una fase de lacombustión termonuclear menosavanzada. Así, la región central, dehierro, está rodeada por la capa decombustión del silicio, la del silicio porla del oxígeno, la del oxígeno por la delneón, la del neón por la del carbono, la del carbono por la del helio y la delhelio por la del hidrógeno. Rodeando alconjunto se halla el resto del materialde la estrella que es inerte, pues latemperatura no es lo suficientementeelevada como para provocar ningunacombustión termonuclear. Dado elritmo diferente de las distintascombustiones termonucleares, laduración de cada etapa de lacombustión termonuclear es muydistinta. Por ejemplo, en el caso de unaestrella de 25 masas solares, lacombustión del hidrógeno dura unos 7 millones de años, la del helio unos500 mil años, la del carbono unos 600 años, la del neón 1 año, la deloxígeno unos 6 meses y la del silicio tan sólo 1 día. En el diagrama HR lasestrellas muy masivas se sitúaninicialmente en la región de las gigantesazules de la Secuencia Principal paraevolucionar después hacia la zona de lassupergigantes rojas, pero manteniendouna luminosidad muy parecida.


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Figura 1.6. Imagen obtenida por el HubbleSpace Telescope de la región de la GranNube de Magallanes, donde se halla laSupernova SN1987A, diez años después dela explosión. El remanente de la explosiónse ve en el centro de la imagen en formade anillos. La velocidad del material queexplotó es tan grande y es tal la energíaque tiene que será capaz de ir barriendo elmaterial que le circunda y seguiráexpandiéndose por miles de años. Por otrolado, unas tres horas antes de que la luzalcanzase la Tierra, se detectaron en tresobservatorios de neutrinos (Kamiokande II,IMB y Baksan) la llegada de un flujoanómalo de estas partículas que duró unos13 segundos. La interpretación másaceptada es que provenían del núcleo de lasupernova.

de extracción de energía, exceptoaquellos que se incorporan a la estrellade neutrones, son expulsados al mediointerestelar, enriqueciéndolo connuevos elementos químicos.

La explosión de las capas másinternas actúa como un pistón sobrelas capas más externas, de forma que,por un lado, expulsan los fotones queestaban atrapados en la envoltura de laestrella y, por el otro, le inyectanelementos radioactivos, especialmenteníquel-56, que, al desintegrarse, hacebrillar los residuos en expansión. Sedice en este caso que se ha producidouna erupción de supernova. En lafigura 1.6 mostramos la imagen delresultado de una reciente (en 1987)explosión de supernova en la GranNube de Magallanes. La extraordinariaenergía del fenómeno se traduce en el camino ya recorrido por elmaterial expulsado en el mediointerestelar. Proceso que siga durantemuchos miles de años, hasta que esematerial se va convirtiendo en tenuesresiduos, que van tejiendo esa especiede encajes como el que puede verse enla figura 1.7.

Tanto la luminosidad como suevolución temporal, la forma de lallamada curva de luz, dependen de laestructura de la envoltura de la estrellajusto antes de la explosión, que a su vezdepende de la masa total, de laextensión de la envoltura y de sucomposición química, por lo que

existen grandes diferencias entre losdistintos individuos.

¿Y qué les ocurre a los residuosligados? Las estrellas de neutrones nopueden tener una masa arbitraria, sinoque, al igual que ocurre con las enanasblancas, existe una masa crítica más alláde la cual no pueden oponerse a laacción de la gravedad. Esta masa recibeel nombre de Oppenheimer-Volkoff yse halla situada entre 2 y 4 masassolares. Su valor exacto se desconocetodavía, ya que depende de laspropiedades de la materia nuclear, queno están todavía bien caracterizadas. Sidurante el proceso de formación de unaestrella de neutrones ésta no consigueexpulsar toda la masa que le rodea,puede ocurrir que una fracciónimportante vuelva a caer sobre ella ysobrepase de esta forma la masa crítica.En este caso no existe forma conocidade parar el colapso gravitatorio y laestrella se convierte en un agujero negro.

Un agujero negro es un objeto cuyagravedad es tan elevada que, en lenguajemecánico, ni siquiera la luz puedeescapar de él, de ahí el nombre. Aunquela posibilidad de tales sistemas fuepresentada en el siglo XVIII porLaplace, hace falta todo el aparatoconceptual y matemático de laRelatividad General para tener plenaconciencia de su significado. En brevespalabras, un agujero negro es unsistema de tales propiedades que ningúntipo de información que se genere


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rodean. En la actualidad, se conocendiversas fuentes galácticas de rayos X quese consideran formadas por un agujeronegro y una estrella normal, en las que lamateria arrancada a la estrella cae hacia elagujero, se calienta y emite grandescantidades de energía en forma de rayosX (un ejemplo típico es Cygnus X-1).

Las fuentes eruptivas gamma o GRB(acrónimo de la denominación eninglés, Gamma Ray Bursts) fuerondescubiertas en el año 1967 por lossatélites VELA que los Estados Unidoshabían puesto en órbita para verificar elcumplimiento, por parte de la UniónSoviética, del tratado de prohibición depruebas nucleares en la atmósfera. Sonerupciones de rayos gamma que duranentre unos milisegundos y un millar desegundos. El origen de estas erupcionestodavía es un enigma, pero se han dadoya grandes pasos hacia su solución. Laconstatación (gracias a los datos delsatélite Compton) de que esas fuentesestán distribuidas isotrópicamenteindica que deben estar situadas adistancias cosmológicas y, por tanto, laenergía que emiten es extraordinaria,del orden de unos 1051 ergios,canalizados, eso sí, dentro de unpequeño ángulo sólido, como si de unfaro se tratara. La variabilidad temporalindica que la fuente de energía debe sermuy compacta, de medidas estelares,por lo que su origen debe estarrelacionado con una estrella de

dentro del volumen definido por lasuperficie (matemática), conocidacomo horizonte de sucesos, podráescapar y alcanzar un observadorexterior. De modo que un agujeronegro sólo se puede detectar a travésde los efectos que su gravedadproduce sobre los objetos que le

Figura 1.7. Imagen del remanente desupernova catalogado como S147 en la regiónde Taurus/Auriga. Se estima que la supernovaexplotó hace 30.000 años. Los gases se estánexpandiendo a una velocidad de unos 1.000km/s. Se encuentra a una distancia de unos3.900 años luz.


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neutrones o con un agujero negro.Estas fuentes eruptivas se dividen endos grupos, las de larga duración, másde 10 segundos, y las de corta duración.En el año 2003 se consiguió asociar porprimera vez una erupción de largaduración con una explosión desupernova asociada a un colapso estelar.En la actualidad, se cree que los GRBde larga duración representan laprimera manifestación del nacimientode un agujero negro durante el colapsode una estrella que esté en rápidarotación. Hasta la fecha no se hapodido establecer ningún modelosatisfactorio que explique el origen delos GRB de periodo corto, pero sesupone que son el resultado de lacolisión de dos estrellas de neutrones o de una estrella de neutrones con unagujero negro.

¿Y qué les ocurre a las estrellas demenor masa? Tal como se ha vistoanteriormente, éstas no pueden acabarsu ciclo de combustión termonuclear ydejan, al final de sus vidas, un residuodegenerado que contiene una grancantidad de energía nuclear sin utilizar,y que es potencialmente explosivo. Sieste residuo está aislado, tal comoocurre con las enanas blancas, es inertey lo único que hace es enfriarse. Pero siforma parte de un sistema estelar doble,la compañera puede transferirle energíay activarlo. El caso más emblemático esel de las estrellas enanas blancas decarbono-oxígeno que, si tienen una

compañera próxima, pueden capturarmateria, aumentar su masa yaproximarse a la masa deChandrasekahar. Durante este procesode crecimiento, la estrella se comprimey se calienta suavemente, de tal maneraque alcanza el punto de ignicióntermonuclear bajo condicionesdegeneradas. Una vez se ha encendidoel combustible, la llama se propagarápidamente por toda la estrella yprovoca su explosión. Se sabe que lavelocidad de propagación del frente decombustión es subsónica, es decir, queno es una detonación, sino que se tratade una deflagración, lo que complicaextraordinariamente el problema deentender cómo se propaga la llama,pues ésta, al moverse con una velocidadinferior a la del sonido, se ve afectadapor todo tipo de perturbaciones einestabilidades procedentes de la zonaquemada. Una complicación adicionalproviene del hecho de que la llamapuede prender inicialmente en variospuntos a la vez, por lo que su geometríaes complicada y sólo el análisiscompleto y detallado del problemapermite tratar plenamente el proceso.

Durante la explosión se genera unagran cantidad de elementosradioactivos, entre 0,6 y 1 masas solaresde níquel-56, que, al desintegrarse,hacen brillar intensamente y durantemucho tiempo a los residuos. Un puntointeresante es que el objeto que explotasiempre es una enana blanca cerca del

límite de Chandrasekahar, por lo quesu espectro y su luminosidad no varíanapreciablemente ni de un individuo aotro, ni con el paso del tiempo,suponiendo que las leyes de la Físicason inamovibles. Esta unicidad, quedebe demostrarse sin atisbos de duda,convierte a dichas explosiones, tambiénconocidas como supernovas de tipo Ia,SNIa, en un patrón ideal para medirdistancias, pues basta comparar el brilloaparente con el brillo intrínseco paradeducirlas. El brillo extremo hace queestos fenómenos sean visibles hastagrandes distancias, por lo que se hanconvertido en una de las herramientasfundamentales de la Cosmología.

La materia degenerada tambiénpuede provocar otros fenómenosinteresantes como son las erupciones denova, durante las cuales el hidrógeno sequema de forma explosiva. Éste es unbuen combustible pero un malexplosivo, debido a que en el procesode fusión para generar helio debeconvertir dos protones en dosneutrones, y este proceso, comodijimos, es comparativamente lento,por lo que las explosiones que provocanson de menor cuantía.

Cuando una estrella enana blancaobtiene hidrógeno de su compañera,éste se acumula sobre la superficie y secomprime lentamente. Si el ritmo decaída es relativamente bajo, del ordende una mil millonésima de masa solarpor año, el calor de compresión se


contenía hidrógeno, helio-4 y trazas dedeuterio, helio-3 y litio-7. Al cabo decierto tiempo se formaron las primerasestrellas, que, tal como se ha descrito,sintetizaron los primeros elementosquímicos en los procesostermonucleares que rigen sufuncionamiento. Si estas estrellas fuesensiempre estables, esos elementoshubieran permanecido atrapados en suinterior y ni el gas interestelar ni el gasintergaláctico hubieran evolucionadoquímicamente. En esas circunstancias,fuera de las estrellas todo seríahidrógeno (mezclado con los elementosproducidos en el Big-Bang). Pero,como acabamos de discutir, algunasestrellas explotaron como supernovas yesparcieron sus residuos nucleares portoda la Galaxia, donde se mezclaroncon la materia primordial y seincorporaron a las generacionessiguientes de estrellas, que explotaron asu vez y añadieron su contribución alcontenido químico de la Galaxia. Lariqueza y complejidad química dediferentes regiones del Universo tieneahí su origen. Si las supernovas nohubieran existido, hoy en día tampocoexistirían planetas con substrato rocoso,ni agua, ni oxígeno, ni seres vivos. Perono fue así, afortunadamente.

Esta idea de cómo se han generadolos elementos químicos se debeesencialmente al trabajo de M.Burbidge, G. Burbidge, W. A. Fowler yF. Hoyle e, independientemente, al de

Cameron, que fueron quienes, en 1957,desentrañaron el enigma del origen delos elementos químicos gracias a losavances que había experimentado laFísica Nuclear durante las décadas delos cuarenta y cincuenta del siglo XX.

Uno de los pasos claves paraplantear adecuadamente el problemadebía ser, sin duda, la determinaciónobservacional de las abundancias de losdiferentes elementos químicos en elSistema Solar y en las estrellas (figura1.8). La compilación más famosa es lade Suess y Urey de 1956. Ladistribución de abundancias muestraque el hidrógeno y el helio son loselementos más abundantes de lanaturaleza, que el litio, berilio y boroson muy escasos, como corresponde a núcleos con 5 u 8 nucleones, que,como ya dijimos, son inestables.También se constata que el carbono yel oxígeno son los siguientes elementosmás abundantes y que los demásexperimentan un decrecimiento en suabundancia hasta llegar a la zona delhierro, donde aparece un aumentorelativo. Este repunte se debe a que losisótopos situados en esta zona son losmás estables de la naturaleza, lasllamadas cenizas nucleares. Más alládel hierro existen elementos máspesados, cuyas abundancias decrecenpaulatinamente excepto en las zonas demáxima estabilidad, proporcionadaspor la presencia de 50, 82 y 126neutrones.

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disipa y el hidrógeno se degenera.Cuando la masa acumulada alcanza unvalor crítico, del orden de cienmilésimas de masa solar, se enciendenlas reacciones termonucleares y se excitael ciclo CNO, sólo que en este caso elproceso es tan rápido y la temperaturatan elevada que se generan muchoselementos radioactivos de vida corta,que son transportados por convecciónhacia la superficie del materialacumulado, donde depositan su energíay provocan la explosión de la estrella.En este caso, la diferencia con lassupernovas es que la erupción sóloafecta a las capas más externas y laestrella no desaparece con la catástrofe.

Así van muriendo las estrellas. Elproceso es complejo en sus últimosmomentos, pero el resultado es laliberación de energía luminosa, a vecesde forma catastrófica y espectacular, y la expulsión de material nuclearprocesado, que va enriqueciendo elmedio interestelar en cantidad cada vezmayor de átomos pesados a medida quese van sucediendo las generaciones deestrellas.

1.5. La química de lasestrellas. La producción de elementos

De acuerdo con el modelo cosmológicoestándar, unos minutos después de laGran Explosión el Universo sólo


Figura 1.8. Abundancias de los elementosquímicos en el Sistema Solar, en función del

número atómico. La distribución refleja tantolas propiedades de estabilidad de los diferentes

núcleos, como los procesos de fusión ytransmutación que explican su producción.

Abundancias relativas de los elementos químicos en el

Sistema Solar

Número atómico

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A finales de los años cuarenta, pocodespués de haber lanzado la idea delBig-Bang, Gamow, Alpher y Hermanhabían propuesto que todos loselementos se habían creado durante laGran Explosión, a partir de una sopa deneutrones que se desintegrarían al cabode pocos minutos para dar protoneslibres, los cuales irían capturandopaulatinamente los neutrones libres quequedasen para construir el resto de loselementos químicos. Pronto se vio, sinembargo, que esta idea era inviable acausa de la barrera que representaba lainestabilidad de los núcleos con 5 y 8neutrones, por lo que fue necesariobuscar su origen en las estrellas y en lasexplosiones de supernovas, cosa queconsiguieron los autores mencionadosmás arriba. De la teoría cosmológicaquedó, no obstante, una reliquia: elorigen del deuterio, el helio y el litio. El primer elemento es tan frágil que lasestrellas sólo lo destruyen y el segundoes tan abundante que las estrellas nopueden generarlo en cantidadsuficiente, por lo que ambos seatribuyen al Big-Bang. En cuanto al

litio, sigue siendo necesario invocar elBig-Bang para poder explicar suabundancia.

Hemos hablado de la evolucióntermonuclear de las estrellas que,cuando hay masa suficiente, llega aproducir núcleos de hierro y de loselementos de esa familia. Como se hadicho anteriormente, los isótopossituados alrededor del hierro son losnúcleos más estables de la naturaleza, y las estrellas no son capaces de superaresa barrera y producir elementos aúnmás pesados. ¿Cómo se producenentonces esos átomos más pesados queel hierro?

Puesto que el hierro y demáselementos de su grupo son los másestables, para poder utilizarlos paraproducir nuevos elementos máspesados, será necesario aportar energía.Los desarrollos teóricos que siguieron aldescubrimiento del tecnecio en lasestrellas pusieron de manifiesto que unmecanismo de captura de neutronespodría explicar los procesos degeneración de elementos más allá delhierro. La idea básica es que los

neutrones, que son producidos enabundancia durante algunas fases de laevolución estelar y que carecen de cargaeléctrica, son fácilmente absorbidos porlos núcleos. Después de la captura deun neutrón, un elemento con Zprotones y N neutrones, denotado por(Z, N), incrementa este último valor enuna unidad y se convierte en elelemento (Z, N+1). Si el núcleoresultante es estable, puede incorporarotro neutrón y construir la serieisotópica (mismo valor de Z, diferentesvalores de N) del elemento Z. Llegaráun momento, sin embargo, en que elisótopo resultante será inestable frente ala desintegración, en la que un neutrónse convierte en un protón y emite unpositrón y un antineutrino. Si laabundancia de neutrones es baja, el


Cuando la densidad ambiente deneutrones es muy elevada, los núcleosinestables son capaces de capturar variosneutrones antes de desintegrarse, por loque cuando cesa la irradiación porneutrones, las transiciones dominan ylos núcleos convierten paulatinamentesus neutrones en protones hasta que elnúcleo consigue estabilizarse en algúnlugar de la tabla periódica. Éste es elproceso r.

Los elementos s se producen durantela combustión en doble capa quecaracteriza a las estrellas de la ramaasintótica, pues las inestabilidadeshacen que el carbono-13 y el neón-22reaccionen con partículas alfa y se libereel exceso de neutrones, uno y dosrespectivamente, que tienen. Por elcontrario, los elementos r se producenen ambiente explosivos, como son loscolapsos estelares, durante los que seexpulsan grandes cantidades de materia

muy neutronizada hacia el mediointerestelar. Es preciso señalar aquí quepara activar el proceso es necesario queexistan elementos semilla procedentesde otras fases de la combustión o deotras generaciones de estrellas.

En lo que se refiere a los elementosligeros, Li, Be y B, actualmente seadmite que son producidos por lainteracción de la radiación cósmica conel medio interestelar. En el caso dellitio-7, el isótopo más abundante deeste elemento, éste no es, sin embargo,suficiente y es preciso recurrir a unaporte adicional de las gigantes rojas ylas novas.

El mundo de abundancias químicas,que permite explicar la variedad decuerpos, desde la Tierra y todo lo quecontiene hasta las más exóticas estrellas,queda así atrapado en esa teoría quecon tanto éxito ha dado cuenta hasta delos detalles de la evolución estelar.

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ritmo de captura será lento y el procesode desintegración acabará dominando,de modo que el núcleo inestable Zacabará por tener un protón más y seconvertirá en el siguiente elemento,Z+1. El proceso se repite, con lacaptura sucesiva de neutrones, y se vaconstruyendo la serie isotópica delelemento Z+1, y así sucesivamente. Aeste procedimiento se le llama proceso s,del inglés slow, pues el ritmo de capturade los neutrones es más lento que el dedesintegración de los núcleos. Por estemecanismo, si partimos del hierro, sepodrán construir núcleos cada vez máspesados hasta llegar al plomo-210, que,cuando captura un neutrón, siempreemite una partícula alfa, impidiendo asíir más hacia allá en la construcción denuevos núcleos. Se había resuelto elproblema aunque tan sólo en parte.¿Cómo se produce el resto de loselementos?


De hecho la GALAXIA no es otra cosaque una congregación de innumerablesestrellas diseminadas en grupos; que, en

cualquier región a la que se dirija el telescopio,una ingente multitud de estrellas se presenta ala vista de repente, de las cuales algunas se ven

suficientemente grandes y distintamente; perola multitud de las pequeñas es del todo

inexplorable.1

F. Brunetti, Galileo, Opere. I. SidereusNuncius

Galileo había claramente discernido dequé está compuesta la Vía Láctea:innumerables grupos de estrellas que seextienden casi indefinidamente, de lasque las más débiles constituyen una

mayoría inexplorable, como se apreciaen la figura 2.1. Ese mundo de estrellasera el Universo para Galileo y sutiempo. Como dijimos en laIntroducción, hubo que esperar a lasprimeras décadas del siglo XX para quefueran descubiertas las galaxias y seampliase súbitamente nuestro conceptocientífico del Universo, que tuvo queensancharse casi hasta el infinito, paraabarcar este nuevo mundo de lasgalaxias. Ése fue, sin duda, el hitoobservacional fundamental de lamoderna Astrofísica. Los posterioresanálisis apenas modificaron lapercepción de Galileo de que lasgalaxias son enormes amasijos de

2. El mundo de las galaxias

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1. È infatti la GALASSIA nient'altro che una congerie di innumerevoli Stelle, disemínate a mucchi; ché inqualunque regione di esa si diriga il cannonchiale, subito una ingente folla di Stelle si presenta alla vista, dellequale parecchie si vedono abbastanza grandi e molto distinte; ma la moltetudine delle piccole è del tuttoinesplorabile.


Figura 2.1. Campo de estrellas en direcciónal centro galáctico, en la región deSagitario. Aunque se trata de una regióncon mucho contenido en polvo, queimpide ver a su través, esta imagen deltelescopio VLT de ESO ha sido tomada enuna pequeña zona libre de polvo, por loque se puede acceder a todo el mundo deestrellas que configura la región central de nuestra Galaxia.

Figura 2.2. Imagen tomada con el telescopio VLT de ESO de la galaxia Messier 83 (NGC 5236),situada en la región de Hidra. Situada a una distancia de unos 15 millones de años luz, tiene untamaño sensiblemente menor al de nuestra Galaxia, alrededor de la mitad. Tiene un bulbo centralpequeño y un sistema de brazos espirales muy bien definidos, con abundantes estrellas jóvenes y regiones de formación estelar, que se aprecian como pequeñas nebulosas o concentradosenjambres de estrellas. También se aprecian regiones de polvo en todo el disco, que forman unaespecie de retícula intrincada en algunas partes de la galaxia.

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estrellas, aunque sí enriquecieron ladescripción, revelando, como ya sehabía hecho para nuestra Vía Láctea,que las galaxias también contienen, en

variadas proporciones, gas en diferentesfases físicas y partículas diminutas quelos astrónomos nombramos con elnombre genérico de polvo (figura 2.2).


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Para Hubble y sus seguidores, lasgalaxias eran los auténticos elementosconstitutivos del Universo, los ladrilloscon los que está construido el edificiocosmológico. Conocer las galaxias era lavía para conocer el Universo. Había queclasificarlas, caracterizar las diferentesfamilias que pudieran existir y estudiarsu distribución en el cielo. Habíanacido la Astronomía Extragaláctica.Pero ese nuevo mundo de las galaxias,como lo demostrarían los posterioresanálisis, iba a deparar grandes sorpresas,de las que la presencia mayoritaria demateria no-luminosa, como veremosdespués, no fue la menor. Aunque fueel estudio de los cúmulos de galaxias elque por primera vez planteó elproblema de la existencia de másmateria de la que brilla y se aprecia enlas imágenes, pronto aparecieron lasprimeras indicaciones en las galaxias alconstatar, ya en 1939, que las partesexternas de la galaxia de Andrómedagiraban mucho más deprisa de loesperado según las leyes de la dinámica.Esas indicaciones se fueronconsolidando a medida que se ibanrefinando los análisis y se acumulabandatos sobre otras galaxias. El trabajo deRubin y colaboradores, en los añossetenta del siglo XX, claramentemostraba que el fenómeno de lasuperrotación de las galaxias erauniversal. Las medidas de la rotación delas partes muy externas de las galaxias,donde la presencia de materia luminosa

estelar es prácticamente inapreciable,usando observaciones de la línea a 21cm del hidrógeno atómico,confirmaron fuera de toda duda que losdatos no podían ser explicados con lasleyes de Newton si la masa erasolamente la luminosa. La llamadamateria oscura aparecía también en elmundo de las galaxias como ingredientemayoritario.

A las componentes estelar, gaseosay de polvo que se habían ya detectado yque habían guiado las observaciones, seañade ahora la componente oscura que,al igual que en los casos de Neptuno ode la compañera de Sirio, sólo semanifiesta a través de su accióngravitatoria. Sólo que ahora lo que seestaba poniendo de manifiesto, comoluego iba a argumentarse, no era unamateria simplemente oculta, sino denaturaleza distinta a la habitual.

2.1. Tipos de galaxias. El diapasón de Hubble

Cuando se examinan las imágenes degalaxias relativamente próximastomadas con un telescopio, como puedeapreciarse en la figura 2.2, no es difíciladvertir que, en términos generales, lasgalaxias están constituidas por millonesde estrellas de masas y edades diversas,por zonas dominadas por nubes depolvo que absorbe la radiación y pordifusas nubes de gas a diferentes

temperaturas, densidades y grados deionización. Ésa es, de hecho, ladefinición operativa de galaxia quevenimos usando.

Ese examen visual nos revelatambién, cuando el análisis sesistematiza, que la proporción de cadauna de esas componentes, sudistribución en la galaxia y, endefinitiva, la forma global de la mismavarían según patrones bien marcados.En efecto, mucho de lo que se sabeacerca de las galaxias comenzó acimentarse poco después de sudescubrimiento, con la cuidadosaclasificación de su apariencia, tal ycomo quedaba registrada en las placasfotográficas tomadas con los grandestelescopios de la época. Basándose enesos estudios, Edwin Hubble propuso,en la segunda década del siglo XX, unesquema de clasificación que se usa aúnhoy día y que, por su forma, harecibido el nombre de diagrama endiapasón de Hubble, representado en lafigura 2.3. En él se distinguen doscategorías básicas: galaxias elípticas (E),con una distribución de luz suave, sinestructuras marcadas, y de formaredondeada o elipsoidal (ver figura 2.4),y galaxias espirales (S), con forma dedisco aplanado, a menudo con unaestructura en forma de brazos espiralesen él, de ahí su nombre (ver figura 2.2).Las espirales se subdividen en dosgrupos: barradas y normales, segúntengan o no una estructura en forma de


Figura 2.3. Diagrama en diapasón deHubble. Cada tipo morfológico estáilustrado por una galaxia del tipocorrespondiente. El número tras la E indicael grado de elipticidad de la imagen, de 0(esféricas) a 7 (las más achatadas). La letraminúscula tras la S indica el grado dedesarrollo de los brazos espirales, crecientede a a c. La mayúscula B indica la presenciade una barra, que se aprecia como unaestructura lineal que cruza el núcleo de lagalaxia.

barra en la que terminan sus brazosespirales en la zona central (figura2.5). Todas ellas se subdividen ensubtipos, como se muestra en eldiagrama de la figura 2.3, que contienelos tipos de galaxias. Las galaxias E seclasifican según su elipticidad(indicado por el número que sigue a la inicial E), mientras que las S seclasifican por el grado de desarrollo delos brazos espirales (indicado por la letra que sigue a la inicial S). Si la

galaxia es barrada, se indica con B. Lasgalaxias lenticulares (L o S0), llamadas a veces espirales sin brazos, fueronañadidas al esquema clasificatorio conposterioridad, para representar galaxiasde disco sin estructura espiral evidente.Comparten propiedades intermediasentre las espirales y las elípticas.Finalmente, se añadieron las galaxiasirregulares (I), de aparienciadesordenada y muy poco estructuradas(figura 2.6).

La clasificación de Hubble, basadaen la morfología de las distribucionesde luz observadas, ha sobrevivido hastanuestros días porque fue corroboradacon medidas cuantitativas y, sobre todo,porque, como se ha ido poniendo demanifiesto, encierra informaciónimportante más allá de la meradescripción cualitativa. Pero suinterpretación tiene tambiénrestricciones que hay que considerar en cada caso.

Por un lado, las imágenes que sirvenpara la clasificación son tomadas en unadeterminada banda espectral,habitualmente en la zona visible delespectro. Ahora bien, la apariencia deuna galaxia puede depender muyfuertemente de la ventana espectralseleccionada para su observación. Larazón es clara. Las galaxias sonentidades complejas, que contienenestrellas de diferentes tipos,luminosidades y edades. Cada tipo deestrellas, como vimos anteriormente,

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SISTEMA DE CLASIFICACIÓNDE EDWIN HUBBLE

Elípticas

E0 E3 E5 E7 S0

Sa

Sb

Sc

SBa

SBb

SBc

Espirales


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Figura 2.5. Galaxia NGC 1365, prototipo de espiral barrada. Se trata de una galaxia de grantamaño, con un diámetro del disco de unos 200.000 años luz, situada en el cúmulo de Fornax, en ladirección de la constelación del mismo nombre. Se halla a una distancia de alrededor de 60millones de años luz. Una barra masiva cruza el disco de la galaxia incluyendo su núcleo. El colorrojizo en la imagen indica que está compuesta por estrellas más viejas que las del disco. Laperturbación gravitatoria que produce la barra es la causa de la formación de los brazos espiralesque emergen de sus extremos. Nótese el color azulado de esos brazos, que indica la predominanciade estrellas jóvenes. Imagen tomada con el telescopio VLT de ESO.

Figura 2.4. M87 (NGC 4486), galaxia elípticagigante, la más brillante del cúmulo de laVirgen. Se aprecia la distribución suave de luzque ocupa casi toda la imagen. En susproximidades se ven otras galaxias quepertenecen al mismo cúmulo, pero de tamañosmucho menores. La galaxia tiene un núcleocentral muy brillante, del cual emerge unaestructura lineal (un jet en la jergaastronómica). El brillo del núcleo y el jetatestiguan la actividad nuclear de la galaxia.Imagen tomada con el telescopio JKT en LaPalma, Observatorio del Roque de losMuchachos.

tiene su máxima emisión en una regióndiferente del espectro, de modo que, encada banda espectral que elijamos paraobservar, estaremos viendo,preferentemente, una poblacióndiferente de estrellas. Así, en laslongitudes de onda del ultravioleta y elazul, la luz emitida está dominada porla población de estrellas más luminosasy azules, que son las más jóvenes. Esta


Figura 2.6. NGC 6822 es una galaxiairregular próxima (pertenece al GrupoLocal). Sobre un fondo rico de estrellas denuestra Galaxia se ve un cuerpo central,que semeja una barra, con una mayordensidad de estrellas y una luminosidadneblinosa, que constituyen la galaxia.Aunque no se aprecia estructura, unincipiente brazo se dibuja en la partederecha de la imagen. Imagen tomada conel telecopio INT en La Palma, Observatoriodel Roque de los Muchachos.

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población es muy minoritaria engalaxias E, pero domina en algunas S yen las I. En cambio, en el infrarrojo,además de ser mucho menos absorbidapor el polvo, la luz aparecerá dominadapor la emisión de estrellas más frías y,generalmente, más viejas. Por el procesomismo de formación estelar en lasgalaxias, la distribución de las estrellasviejas y de las que se están formando noes necesariamente la misma, por lo quela galaxia puede llegar a presentar unaspecto diferente según la observamos ala luz de las unas o de las otras. Así,sabemos que las estrellas viejas son lasque predominan en las galaxias E o enlos bulbos centrales de las galaxias S,mientras que los discos y brazosespirales contienen una mayorproporción de estrellas jóvenes, lo queles da un color más azulado.

El polvo interestelar tiene tambiénun efecto en la apariencia de unagalaxia, que depende de la longitud deonda, ya que obstruye más eficazmentela luz azul que la roja; en el infrarrojolejano la emisión producida por elpolvo calentado por estrellas, o por laradiación emitida en los alrededores delagujero negro central, puede dominar atodas las demás. A longitudes de ondaaún más largas (radiofrecuencias), lacontribución estelar puede ser muydébil, y la apariencia de una galaxiavendrá determinada por la radiaciónsincrotrón (radiación producida porelectrones moviéndose a velocidades

relativistas en un campo magnéticointenso) o bien por la emisión dehidrógeno atómico neutro.

Además del problema que acabamosde mencionar, existe otro que viene acomplicar aún más la situación. Es elllamado efecto k, ligado al fenómeno dela expansión del Universo. En efecto,por el hecho de esa expansión, laslongitudes de onda de la radiaciónemitida por una galaxia se observandesplazadas hacia el rojo en un factor(1+z), donde z es la medida de esedesplazamiento. Esto significa que laregión espectral observada corresponde auna región espectral emitida diferentepara cada valor de z. Para ilustrar estacuestión, consideremos una galaxialejana, por ejemplo, a z = 1. La luz querecibimos en el visible, longitud deonda de 0,55 micras, en realidadcorresponde a la luz emitida a0,55/(1+z) = 0,225 micras, es decir, enla región ultravioleta del espectro. Pero,como acabamos de decir, el aspecto deuna galaxia depende de la regiónespectral en que se estudie, de modoque el análisis morfológico quepodamos llevar a cabo con nuestrasobservaciones no es directamentecomparable con el que hagamos de unagalaxia mucho más próxima, salvo quecada una de ellas sea observada en labanda espectral adecuada para que enambos casos tengamos informacionesequivalentes, es decir, correspondientesa la misma banda espectral emitida.


traer la información. Así, para unagalaxia a una distancia de mil millonesde años luz, la información que nosllega corresponde a una etapa evolutivaanterior en mil millones de años a lanuestra.

No es de extrañar, pues, que elesquema de clasificación de Hubble,obtenido en el Universo local, tengaalgunas dificultades para describiradecuadamente la morfología de lasgalaxias lejanas tales como las que nos

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Figura 2.7. Imagen del Campo Ultra-profundo del Hubble Space Telescope. Se puede apreciar lavariedad de tamaños formas y colores de las galaxias que contiene. La imagen es una combinaciónde las obtenidas en varios filtros en el dominio visible-próximo infrarrojo (bandas fotométricas B, Vy z), con un tiempo de exposición de 11,3 días. Se puede comprobar que algunas galaxias tienenformas clasificables dentro del esquema de Hubble, pero abundan las irregulares. Para poderdiscernir lo que corresponde a irregularidad intrínseca o lo que corresponde a efecto k, hay quedeterminar el valor de z para cada galaxia. En los insertos de la derecha se aprecia el detalle de lazona marcada en la imagen principal. Se aprecia, no sólo en la galaxia dominante en la imagen,sino en las más pequeñas también, el cambio de aspecto según se observen en el dominio visible,en el infrarrojo próximo o en el infrarrojo lejano.

Este fenómeno se hace patentecuando examinamos una imagen de uncampo del cielo que contenga muchasgalaxias, como el Campo Ultra-profundo del Hubble Space Telescope(figura 2.7). Las galaxias que seacumulan en esa imagen son de tiposdistintos y se encuentran a diferentesdistancias, es decir, a diferentes valoresdel desplazamiento hacia el rojo, demodo que esos efectos a los queestamos aludiendo se dan de maneracombinada.

Finalmente, hay otra complicaciónque debemos tomar en consideraciónpara poder entender las formas delmundo de las galaxias. Y es que, dadoque el Universo evoluciona, laspoblaciones de galaxias evolucionantambién, de modo que las que seencuentran más distantes, es decir, amayores valores de z, son más jóvenesen promedio que las más próximas,puesto que estamos viéndolas en fasesevolutivas anteriores. Como sueledecirse, mirar más lejos en el espacio esmirar antes en el tiempo, debido a quela luz tarda un tiempo determinado en

Distant Galaxy in the Hubble Ultra Deep Field • HUDF-JD2Hubble Space Telescope • ACS/WFC

VisibleHST ACS/W/FC

InfraredHST NICMOS

InfraredSST IRAC


Figura 2.8. Galaxias de Las Antenas. Setrata de la colisión de dos galaxias, enproceso de fusión. Las grandes colasvisibles en la imagen de la izquierda se hanproducido en las primeras etapas de lacolisión. En la imagen de la derecha,tomada por el Hubble Space Telescope,podemos apreciar la complejidad de lazona de choque (delimitada en la imagende la izquierda por un polígono de colorverde), con zonas azules que correspondena la formación actual de estrellas, y zonasoscuras que corresponden a regiones conalto contenido en polvo y gas molecular,en donde con toda probabilidad se estánformando, y se formarán, estrellasposteriormente.

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revelan las imágenes más profundascomo la que acabamos de comentar. Enesas épocas tempranas, las condicioneseran diferentes, una gran parte de lapoblación de galaxias estaba aún enproceso de formación y las condicionesde equilibrio todavía no se habíanalcanzado para muchas de ellas. Todolo cual, unido al efecto k que acabamosde describir, hace del estudio de laevolución morfológica de las galaxias undifícil arte, aún no completamentedesvelado.

De todas formas, y aun con todaslas precauciones necesarias, el esquemaen diapasón de Hubble, con susversiones y refinamientos posteriores,

sigue siendo válido y útil en laactualidad. La razón es que permitesistematizar el estudio y su discusióny, sobre todo, que contiene valiosainformación física, puesto que traduceel contenido estelar de las galaxias y,por ende, la historia evolutiva de esecontenido. Más aún, como vamos aver, está íntimamente ligada a lascondiciones de equilibrio dinámico,que es diferente para cada tipo degalaxia. Y, finalmente, nos informatambién de las condiciones delentorno en que ha evolucionado,puesto que, como se ha determinado,existe una relación entre el tipomorfológico de una galaxia y ladensidad de galaxias del entorno enque se encuentra, siendo las elípticasmás numerosas en entornos de altadensidad y las espirales, en entornosde baja densidad, en el Universo local.

Estas constataciones, a partir delexamen cualitativo de las imágenes, sefueron confirmando a medida que se pudo disponer de datos de calidadsuficiente. El análisis cuantitativo deesos datos ha confirmado los aspectosbásicos del diagrama en diapasón deHubble. En particular, que existen dostipos básicos de galaxias, unas que sonesferoidales y otras que tienen unaestructura característica en forma dedisco. De hecho, lo que se constata esque existen dos componentes básicos,de los que ya hemos hablado por sertan evidentes en las imágenes de las


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encajarse dentro del esquema deHubble. En efecto, un simple examende catálogos de galaxias en interacciónnos indica que las colisiones puedengenerar una infinidad de formasdiferentes, con fuertes asimetrías,estructuras lineales como colas demarea, y modificar la tasa deformación estelar. En la figura 2.8mostramos la imagen tomada con elHubble Space Telescope de la galaxia deLas Antenas, así llamada por la formasugerente que tiene. Es obvio que laforma que presenta es debida a lacolisión entre dos galaxias, que se estádesarrollando ante nuestros ojos.

Los procesos de colisión producen,mientras se desarrollan, violentasredistribuciones de las estrellas y delgas de las galaxias que intervienen,que cobran apariencia de galaxiasaccidentadas. Sin embargo,consideraciones de tipo general nospermiten concluir que esas formas sontransitorias y que el resultado finalserá un sistema relajado, con formaregular esferoidal. La figura 2.9 nosmuestra la Galaxia IC1182 en un

Figura 2.9. Galaxia IC1182, perteneciente alcúmulo de Hércules. La imagen superior estátomada en la luz del continuo estelar. En la partecentral de la galaxia se aprecia un núcleo brillante,redondeado y simétrico. La estructura circundantepresenta una hendidura en la distribución de luz,a la derecha del núcleo, debida a la presencia deuna enorme banda de polvo. Hacia la izquierdaemerge una estructura lineal, cuya longitud esvarias veces superior al tamaño del cuerpo de lagalaxia. Juzgando por este aspecto, la galaxia fueclasificada como S0 peculiar. La imagen inferiorestá tomada en la luz de la línea de hidrógeno Hαy traza el gas ionizado. En ella se aprecian lasestructuras de formas diferentes del gas, querevelan la existencia de un proceso violento. Laregión central de la galaxia aparece ahora conestructura, con varios núcleos. El resultado delanálisis permite concluir que se trata de la fusiónde dos galaxias, en fase muy avanzada. Mientraslas estrellas de ambas galaxias ya han constituidoun sistema único relajado, el gas aún mantiene laidentidad inicial de las dos galaxias. Lassimulaciones indican que el sistema quedarádefinitivamente relajado, con forma esferoidalregular, en un plazo de tiempo relativamentecorto. Mientras, algunos de los nódulos que se venen la estructura lineal emergente darán lugar agalaxias enanas que se independizarán de laprogenitora.

galaxias, que conforman todas esasgalaxias: el bulbo (componenteesferoidal) y el disco. El hechoimportante es que cualquier galaxia alo largo de la secuencia de Hubble sepuede explicar como unacombinación, en proporcionesadecuadas, de bulbo y disco. En unextremo, las galaxias E masivas sólotienen bulbo, mientras que, en el otro,las I sólo tienen un disco apenasorganizado (o incluso totalmenteausente en algunos casos de fusionesrecientes, ver más abajo), sin presenciade bulbo. Los demás tipos son unamezcla de ambos componentes, demodo que la importancia relativa delbulbo disminuye a lo largo de lasecuencia de Hubble, desde las S0 alas Scd.

Si bien la influencia del entornoen la morfología de las galaxias,debido en parte a colisiones einteracciones entre ellas, está bienestablecida, es evidente que esosprocesos pueden dar lugar enocasiones a sistemas con formas que,al menos transitoriamente, no pueden


Figura 2.10. Simulación numérica del proceso de aproximación y colisión de dos galaxias espirales.Puede apreciarse cómo en las primeras fases se producen puentes de materia y, finalmente, colasde marea, como las que se aprecian en Las Antenas. En las últimas fases, las galaxias han perdidocasi su identidad, para formar un solo sistema que, en fases posteriores, se convertirá en unagalaxia relajada, elíptica.

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la figura 2.10. Estas simulacionessugieren que el tiempo necesario paraque la galaxia resultante tenga unamorfología bien definida no esexcesivamente largo y, en consecuencia,el mecanismo ha podido ser operativo,en particular en las épocas en las que ladensidad del Universo era muchomayor que ahora. Cuando hablemos deformación y evolución de galaxias, losprocesos de colisión y fusión volveráninevitablemente a ser los protagonistasde la discusión.

2.2. Las fuentes nucleares de luz no estelar

Una importante novedad en cuanto a ladistribución de luz en las galaxias es lade la existencia del fenómeno llamadoActividad Nuclear. Aunque revelado porel análisis espectroscópico, en los casosmás notorios puede apreciarse enalgunas galaxias un núcleoextraordinariamente luminoso, quepuede representar una fracción notablede la luminosidad total. La existencia de

tal componente luminosa, con suspeculiaridades espectroscópicas, fuepuesta de manifiesto a mediados delsiglo pasado por K. Seyfert, con cuyonombre se bautizaron este tipo degalaxias. Su apariencia puede ser la degalaxias normales, pero las propiedadesde sus núcleos planteaban talesproblemas de balance energético quehicieron entrar en la escena astrofísica alos agujeros negros. Dado que la radiaciónobservada en los núcleos de esos astros nopodía explicarse en términos de emisiónestelar, hubo que recurrir a esos objetosmasivos, capaces de acelerar la materiaque cae hacia ellos a velocidadesrelativistas, lo que permite explicar suorigen y sus características.Abandonamos así el terreno de laradiación térmica, producida ensituaciones de equilibrio, por la de laradiación no-térmica, que pone demanifiesto lo que a veces se llamaUniverso violento, puesto que se produceen procesos violentos, fuera de equilibrio.

Este descubrimiento adquirió suverdadera dimensión cuando años mástarde se descubrieron los llamados

estado más avanzado de fusión que lasAntenas; de hecho, en los catálogosaparece como una galaxia de tipolenticular con la peculiaridad de la largacola de marea que emerge hastadistancias considerables del centro de lagalaxia. Un examen detallado delcuerpo de la galaxia ha puesto demanifiesto que se trata de dos espiralesen los últimos estadios del proceso defusión.

La fusión de dos galaxias espiralesde masas similares puede, enconclusión, producir como resultadouna galaxia regular con las propiedadesfotométricas y dinámicas propias deuna S0 o una elíptica discoidal (en laque la rotación aún es importante). Esteresultado, que se ha supuesto paraexplicar la evolución morfológica, desdeS hasta E de las galaxias, quedacorroborado por las simulacionesnuméricas como las que se muestran en


Figura 2.11. Imágenes de los cuásaresHE0450-2958 (izquierda) y HE1239-2426(centro), obtenidas con el HST, y quepermiten estudiar las propiedades de lasgalaxias que los albergan. La imagen de laderecha es del cuásar PKS1700+514 en elinfrarrojo cercano, obtenida con eltelescopio CFHT en Hawai. La utilización deóptica adaptativa permitió obtener unaimagen con resolución de 0,16 segundosde arco, que permite detectar detallestanto de la galaxia que lo alberga, comode la compañera (de aspecto similar a unaespiral con un gran anillo), no distinguiblesen las imágenes previas del HST.

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todos esos astros, con apariencia estelar,eran en realidad los núcleosextremadamente luminosos de galaxias,por otro lado, normales, en el sentidode tener morfologías relativamenteregulares y, sobre todo, estar formadaspor estrellas. Lo que se ha podidoconfirmar en la última década, graciasal estudio sistemático de esas fuentescon telescopios espaciales o, desdetierra, usando técnicas que permitenliberarse del efecto emborronador de laatmósfera y aumentarconsiderablemente la resolución (ópticaadaptativa). En la figura 2.11 semuestran imágenes de cuásares con esetipo de técnicas, que permiten poner demanifiesto la envoltura extensaalrededor del núcleo brillante. Elanálisis espectral de esa envoltura hapermitido confirmar que se trata de unagalaxia de estrellas en todos los casos.

cuásares, castellanización del acrónimoinglés Quasi Stellar Objects (QSO), asíllamados porque en las imágenes de lostelescopios apenas se diferenciaban (ono se diferenciaban en absoluto) de lasestrellas. La población extragaláctica seincrementó de esa forma de maneraespectacular, a la vez que se ibanintroduciendo clasificaciones en lostipos de Actividad y aparecían en laliteratura científica nombres como BLLacs (por ser la estrella BL Lacertae, dehecho una galaxia E con un núcleomuy activo, el prototipo), Blazars, etc.,que suponen el extremo superior de laactividad nuclear en galaxias, connúcleos tan extraordinariamenteluminosos que dominarían el aspectoglobal, dejando apenas perceptible lagalaxia subyacente.

A pesar de ello, ya en los añossetenta se avanzó la hipótesis de que


Figura 2.12. Imagen en JHK de las estrellasdel centro galáctico.

Las explicaciones que se dan delfenómeno de la Actividad Nuclear sebasan en admitir la presencia de unagujero negro masivo en el centro deesas galaxias. Si bien los detalles estánpor elucidar, argumentos muy generalesrelacionados con la luminosidad y conlas características espectrales de laradiación que emiten esos núcleos degalaxias sugieren fuertemente que esahipótesis es la más razonable. Hasta elpunto de que hoy se admite como ideaplausible, apoyada por lasobservaciones, que todas las galaxiaspodrían contener un agujero negro ensu centro, tanto más masivo cuantomayor sea el bulbo de la galaxia que loalberga. El hecho que la ActividadNuclear sólo se manifieste en unpequeño porcentaje de las galaxias,podría deberse a que, en la mayor partede los casos, está inactivo. Entre losresultados que avalan ese punto de vista(aunque no todavía con la fuerza deuna constatación irrefutable), cabe citaren lugar distinguido los que se refierena los movimientos de las estrellas que seobservan en la proximidad del centrode la Vía Láctea.

Gracias al esfuerzo constante y alavance de las técnicas de observación, sehan podido establecer las órbitas dealgunas de esas estrellas. Conocidas lasórbitas, se puede establecer la masa delobjeto responsable de esos movimientos.La situación está ilustrada en la figura2.12. De nuevo, aplicando las leyes de

Newton, se puede obtener esa masa,que resulta ser de tres millones de masassolares. Dada esa masa y el tamañomáximo del objeto, se trata sin duda deun objeto masivo y compacto. La ideade que se trata de un agujero negro(poco masivo en este caso) aparece, paramuchos especialistas, como la másplausible.

2.3. Dinámica de galaxias. Lamasa oculta de las galaxias

A la pregunta obvia ¿de qué estánhechas las galaxias?, la respuesta quevenimos dando es de estrellas, polvo,gas… pero ¿eso es todo? Es cierto que elUniverso y sus componentes se nosmanifiestan a través de la luz queemiten, pero no hay ninguna de razónpara que todo su contenido sealuminoso. ¿Cómo averiguarlo?

Sólo hay una fuerza que afecta atodas las formas de materia y energía,cualesquiera que sean sus propiedades ycondiciones: la gravedad. Toda la materiagravita, nos dice la ley universal deNewton; todo gravita nos dice laRelatividad General de Einstein, inclusola energía. De modo que sondeando losefectos de la gravedad, a través de suinfluencia dinámica, podremos poner demanifiesto todo el contenido material deun sistema, sea o no materia luminosa,sea o no similar a la materia habitual dela que estamos hechos.

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que del análisis de esas líneas se podráobtener la medida de la dispersión develocidades causante delensanchamiento. A partir de ahí,estimando previamente el tamañocaracterístico de la galaxia, y aplicandolas leyes de Newton, es posible estimarla masa de la galaxia. Naturalmente, eseensanchamiento será mayor cuanto másmasiva sea la galaxia.

En el caso de las galaxias S, que,como dijimos, están en equilibriogracias a la rotación, habrá que observaralgún trazador adecuado (gas ionizado ogas neutro, o estrellas) a diferentesdistancias del centro de la galaxia y,utilizando las líneas espectrales paraestimar las velocidades por efectoDoppler, determinar la curva derotación. De nuevo, la aplicación de las

Figura 2.13. Rotación de un sistema material. En la parte superior se ilustra la disminución delas velocidades orbitales de los planetas en función de la distancia al Sol, de acuerdo con lasleyes de Kepler. En el centro, superpuesta a la imagen de una galaxia, se ilustra el resultadoesperado para la curva de rotación de una galaxia espiral. En la parte inferior se presentan

las curvas de rotación de varias galaxias de tipo S, que ponen de manifiesto uncomportamiento inesperado que se interpreta como debido a la presencia de una

componente material no-luminosa.

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Volvamos ahora a las galaxias. Losdos grandes grupos de galaxias, E y S,del esquema de Hubble no sólo tienendiferentes formas y contenido estelar,sino que también tienen propiedadescinemáticas diferentes. Si nos centramosen las galaxias masivas, en las elípticas yen los bulbos de las grandes espirales,los movimientos de sus estrellas que lasforman responden al campo deatracción gravitatoria de la propiagalaxia, es decir, a su distribución demasa. Desde el punto de vista delequilibrio, podemos decir que ladispersión de velocidades de losmovimientos de las estrellas compensa yequilibra el campo gravitatorio. En elcaso de las galaxias espirales, el materialen el disco gira ordenadamente alrededordel centro, respondiendo y equilibrandoal campo gravitatorio de la galaxia. Hayque señalar que, sin modificar eseesquema general, en muchos bulbos yen algunas galaxias elípticas menosmasivas, en particular en las llamadasdiscoidales, se superponen elmovimiento de rotación ordenado y elde dispersión de velocidades.

Como nos enseña la ley de Newton,las masas de las galaxias pueden serdeterminadas a través de losmovimientos orbitales de sus estrellas odel gas. Empecemos por las elípticas enlas que, según lo que acabamos deindicar, es necesario medir la dispersiónde velocidades de las estrellas parapoder determinar la masa. Cuandoobservamos un espectro de una galaxiaE, cada una de las líneas de origenestelar en ese espectro contiene lacontribución de cada una de las estrellasindividuales que produce esa línea. Lasituación física es la siguiente: cadaestrella individual, de una determinadapoblación, producirá sus líneasespectrales características. Losmovimientos de las estrellas hacen quela contribución de cada una de ellas a lalínea que apreciamos en el espectro dela galaxia se haga a longitudes de ondaligeramente diferentes en función de suvelocidad (efecto Doppler). Elresultado, cuando se observa lacontribución sumada de todas lasestrellas como es el caso, es una líneaensanchada por ese efecto. De modo

Sistema SolarMercurio

Venus

Tierra

Marte

JúpiterSaturno

Urano Neptuno Plutón

distancia (U.A.)

distancia al centro galáctico (kpc)

NGC 4378

NGC 3145

NGC 1620

NGC 7664

0 10 20 30 40

5 10 15 20 25

60

50

40

30

20

10

0

300

200

100

radio

velo

cid

ad

velo

cid

ad o

rbit

al (

km/s

)ve

loci

dad

orb

ital

(km

/s)


conocidas leyes de Newton nospermiten determinar las masas. Laamplitud de la rotación será tantomayor cuanto más masiva sea la galaxia.Para la Vía Láctea, esta velocidad derotación, en la posición del Sol,corresponde a 270 km/s.

En la figura 2.13 se presentan lascurvas de rotación de varias galaxias S,junto con las previsiones deducidas dela distribución de materia luminosa ylos resultados para el Sistema Solar. Lafigura ilustra claramente el problemadel que venimos hablando: tan sólo siadmitimos la presencia dominante demateria oscura se pueden interpretar losdatos sobre rotación de galaxiasespirales.

Aunque ya había indicaciones sobreexistencia de materia oculta a partir delos análisis dinámicos de cúmulos de galaxias por F. Zwicky, el resultadopara las galaxias no dejó de sersorprendente, ya que, hasta entonces, se suponía que el problema no sepresentaba a estas escalas, en las que,en principio, lo que se medía se podíaexplicar por lo que se veía. Desde losprimeros trabajos de sistematización del estudio de curvas de rotación degalaxias espirales de Vera Rubin ycolaboradores en los años setenta,quedaba patente que no declinabancon la distancia al centro como ladistribución de materia luminosahacía esperar, sino que la forma máshabitual es como la que se muestra en

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la figura, con un crecimiento rápidoen la región central, seguido de unazona en la que la velocidad derotación permanece prácticamenteconstante. Obviamente este tipo decomportamiento no puede explicarsesi se considera que la distribución demasa en la galaxia es únicamente lacontenida en las distintascomponentes visibles (estrellas, polvoy gas): la materia en las regionesexternas del disco gira mucho másrápido de lo que se espera aplicandolas leyes de la gravitación de Newton aeste modelo. Es decir, la forma planade las curvas de rotación indica lapresencia de materia que no brilla enninguna de las longitudes de ondaobservadas, y cuya importanciarelativa con respecto a la materialuminosa se incrementa a medida quenos alejamos del centro. Esta materiaoscura puede llegar a constituir hastaun 90% de la masa total de unagalaxia.

Nada nos dice este análisis, sinembargo, sobre la posible naturalezade la materia oscura, pues sólotenemos indicación de su existencia através de sus efectos gravitatorios, queson indiscriminados. No puededescartarse en principio, por medio deargumentos dinámicos, que se trate demateria bariónica, es decir, similar alas de las observaciones cotidianas y ala que constituye las estrellas porejemplo. Podría tratarse de gas neutro

muy frío, de planetas, de estrellasenanas marrones, o de agujeros negrosrelativamente poco masivos. Noobstante, como se explicará másadelante, hay motivos para pensar quela naturaleza física de la mayor partede la materia oscura hay que buscarlaen algún tipo de partícula no-bariónica (a veces se usa el adjetivoexótica), cuya naturaleza no se hadeterminado por el momento.

En todos estos razonamientosdinámicos se admite desde elprincipio que las leyes de Newton (en tanto que aproximación razonablea la teoría de Einstein) son ciertas entodas las escalas y en la mayoría de las circunstancias. Lo que no es de extrañar, por otro lado, dado elgrado de verificación de esa teoría enescalas más pequeñas y de lasindicaciones observacionales que,como luego iremos viendo, seacumulan en el dominio de laCosmología. Dada, sin embargo, laenvergadura de las conclusiones a lasque conduce, como es en el caso de ladinámica de galaxias, admitir laexistencia de una componente materialmuy dominante sobre la que notenemos ninguna otra indicación,pronto hubo quien propusieraalternativas a la teoría de Newton, quelograsen evitar esa conclusión. Entreotras, citamos aquí la Dinámica deNewton Modificada (ModifiedNewtonian Dynamics, o MOND). Se


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trata de una propuesta heurística, adhoc, que si bien es capaz de reproducircon precisión las curvas observadas degalaxias enanas (ver figura 2.14), no halogrado encontrar una explicaciónunificada para todas las situaciones querequieren la presencia de materiaoscura en el marco newtoniano.Además, sólo recientemente se halogrado una formulación covariante de una teoría de tipo MOND, cuyasconsecuencias están por evaluar. Y,aunque la hipótesis de validez de lateoría de Newton (como límite de la Teoría de la Relatividad Generalaplicable a estas situaciones) y, portanto, la consecuencia de que existemateria oscura constituye hoy elestándar, el caso es que se mantiene un saludable nivel de debate científico sobre esta cuestión, queimplica a astrónomos y a físicosteóricos. De manera fehaciente, elUniverso se ha convertidodefinitivamente, y en la prácticacotidiana de la Ciencia, en el mayorlaboratorio imaginable para nuestrasconcepciones y teorías.

2.4. Formación y evolución de las galaxias

Habiendo caracterizado las principalespropiedades de las galaxias, eidentificado algunos hitos en suevolución, se traza la cuestión de suformación. El problema se planteanecesariamente en el contextocosmológico, puesto que el ensambladode las masas de las galaxias se produjo,según hoy se entiende, por crecimientode las perturbaciones de densidadiniciales del fluido cósmico. Comoocurre siempre en Cosmología,

Figura 2.14. Curva de rotación de la galaxiade baja masa NGC1530. R (en kiloparsec) esla distancia al centro de la galaxia. Los datosestán representados con símbolos azules. La línea blanca es la predicción newtonianabasada en la distribución de materialuminosa. La línea roja es el ajuste delmodelo con materia oscura. Finalmente, lalínea verde es el ajuste que puede hacerseusando MOND.

V (

Km

/s)

R (kpc)

Newtoniano: estrellas y gas

Materia oscura

0 2 4 6 8 10

MOND

500


poblaciones estelares que son más azulesy jóvenes que el supuesto resultado desu fusión. Para salvar el esquemageneral habría que invocar mecanismosde rejuvenecimiento del contenidoestelar de esas galaxias poco masivasantes de agregarse, o explicar entérminos de baja metalicidad en lugarde en términos de juventud. Ambasposibilidades plantean a su vezdificultades, por lo que el problema noestá resuelto.

La formación de galaxiasesferoidales muy masivas presentadificultades. Como venimos de apuntar,es un hecho refrendado por lasobservaciones que, cuanto más masivaes una galaxia, más viejas son laspoblaciones de estrellas que contiene.Se han observado recientementegalaxias E muy masivas a alto redshift o,equivalentemente, en etapas tempranasde la evolución del Universo, cuyasestrellas eran ya viejas cuando se emitióla luz que ahora observamos. Ahorabien, esas poblaciones estelares sonmucho más viejas que las situadas enlos discos de las galaxias S o en galaxiasmenos masivas, por lo que difícilmentepodrían haberse formado, ya sea porfusión o por inestabilidad de una espiralinducida por la presencia de una barra,como algunos autores han propuesto, opor ensamblaje de galaxias máspequeñas. Por otra parte, se haobservado que existe un límite inferiornatural a la masa de las galaxias

elípticas, de tal forma que las galaxiasmenos masivas tienen característicasde galaxias espirales. Estasobservaciones, entre otras, indican queen la Naturaleza puede haber otrasmaneras posibles de formar galaxiaselípticas sin pasar necesariamente poruna galaxia espiral o por fusión debloques pequeños, como se explicamás adelante, y que probablementeéstas sean las habituales en entornosdensos.

Los resultados más recientesempiezan a indicar que, efectivamente,las galaxias más masivas son realmentelas más viejas, por lo que se formaronentre las primeras. Más aún, el procesode formación de galaxias masivas sehabría detenido en épocas relativamentetempranas de la evolución, de modoque, por decirlo un pocoesquemáticamente, la época deformación de galaxias ha sido tanto máscorta (y más temprana) cuanto másmasivas son. Estos recientes datos yhallazgos nos indican claramente quelos paradigmas de formación yevolución están en un momento decambio inevitable para que puedanintegrar esos datos que se estánproduciendo en los últimos años.

Del estudio dinámico de las galaxiasse concluye que la materia luminosa essólo una fracción minoritaria de latotal. Y, en efecto, la formación degalaxias, fenómeno puramentegravitatorio hasta que la materia está

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cualquier análisis que se haga debeponerse en la perspectiva de laevolución temporal de las condicionesen que se desarrollan los diferentesfenómenos. Cuestiones como laformación de las galaxias o su evoluciónson cuestiones básicas de la Cosmologíaque, aunque los aspectos generales sesuponen conocidos, carecen aún derespuesta detallada.

En términos generales, se vieneadmitiendo que las galaxias se formaronpor agregación de bloques de materia(predominantemente oscura) máspequeños, en un proceso de abajo haciaarriba, hasta que se van configurandosistemas (o halos, como se lesdenomina) cada vez más masivos. Apartir de un cierto momento, la materiabariónica se acumula en las partescentrales de esos halos oscuros y acabapor formar estrellas. Ha nacido unagalaxia en el sentido habitual quedamos a esa palabra, es decir, un gransistema organizado de estrellas, gas ypolvo. Después, por fusión de galaxiasu otros mecanismos se van formandogalaxias de diferentes tipos. Si tenemosen cuenta que, además de lasdiscrepancias en forma y contenidoestelar, las galaxias S y E se diferencianpor su cinemática, no es difícil preverque este simple esquema presentealgunos problemas. En particular, lasgalaxias de menor tamaño, esos bloquesque al agregarse formarán galaxias demayor masa y tamaño, tienen


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ensamblada, está dominada por lamateria oscura. Pero no quiere eso decirque la materia bariónica, minoritaria,no sea importante. En efecto, una vezagregada toda esa materia queconstituye la proto-galaxia, lacomponente oscura, que apenasinteractúa con el resto salvogravitatoriamente, pasa a tener un papelen cierto modo pasivo. Es la materiabariónica la que irá modificando sudistribución. Por ejemplo, en el caso delas galaxias espirales, se irán formandonubes moleculares y, al final, estrellas,conformando la galaxia tal y comoaparece en las imágenes. La formaciónestelar y, como resultado, la masa enestrellas de una galaxia son elementosclave para entender la evolución de lasgalaxias. La materia luminosa estácodificada en la luminosidad de cadagalaxia. Como ya dijimos, en cadabanda espectral obtenemos informaciónsobre diferentes familias de estrellas, de modo que habrá que analizar laluminosidad en diferentes bandas paraobtener una información completa. A partir de ahí, se puede determinar, agrandes rasgos al menos, cuál es la masaestelar y el ritmo de formación deestrellas que ha tenido una galaxia.

Para construir la función deluminosidad, es decir, el número degalaxias por intervalo de luminosidad,se necesita conocer la distancia a cadagalaxia para poder deducir suspropiedades intrínsecas a partir de las

observadas. Por eso, muy a menudo seconstruye para galaxias de un cúmulo,que se encuentran todas a la mismadistancia del observador. Los resultadosindican, como era de esperar, que hayproporcionalmente muy pocas galaxiasde alta luminosidad, mientras que sontanto más abundantes cuanto másdébiles. Hay que decir, sin embargo,que la contribución de esas galaxiasluminosas al total es muy importante.Y, en cuanto a la forma de esadistribución, si bien la hipótesis departida es que, en el Universo local, es una función universal, esto no estáconfirmado, en parte por lasdificultades intrínsecas que entraña la determinación de la función deluminosidad. En cuanto a ladistribución de colores, se recupera lainformación proporcionada por elanálisis del diapasón de Hubble: hayuna secuencia roja, cuyo contenidoestelar está dominado por estrellasviejas, constituida por galaxias elípticasmasivas y lenticulares, y una secuenciamás azul, con contenidos estelaresmucho más jóvenes, constituida porgalaxias espirales e irregulares.

Como consecuencia simple de estaconstatación, la tasa de formación estelarha tenido que ser muy diferente paraambas secuencias. Las E y S0 masivashabrían formado casi todas las estrellasinmediatamente, las estrellas másmasivas y azules habrían desparecido entiempos relativamente cortos y lo que

hoy observamos son las estrellas menosmasivas (y más rojas), que evolucionanen escalas de tiempo muy largas. Por suparte, las espirales e irregulares han idoformando estrellas a lo largo del tiempocon ritmo ligeramente descendente oincluso a ritmo constante. El color másazul traduce la presencia de estrellasjóvenes. También esa información estácontenida en el diagrama en diapasónde Hubble.

La información que obtenemosestudiando una galaxia determinada serefiere a un instante preciso de suevolución. Observamos las poblacionesestelares que contiene en ese momento,pero no su historial. Para poderreconstruir esa historia, se admite quelas estrellas se forman en proporcionesdeterminadas según su masa en cadabrote de formación estelar. Es lallamada función inicial de masas, querepresenta la fracción de estrellas que seforma en cada intervalo de masa. Estafunción también se supone universal, si bien no es un hecho establecidodefinitivamente. Así, de las estrellas quehan sobrevivido hasta un instante dado,podemos deducir cuántas se formaron.Las conclusiones obtenidas de esosestudios se confirman, por los estudiosespectroscópicos, que permitenidentificar de manera más precisa laspoblaciones estelares de las galaxias.

El estudio de la formación yevolución de las galaxias en un marcocosmológico definido pone de


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de galaxias a alto corrimiento hacia elrojo. Y aunque no hay una respuestaprecisa todavía y, de hecho, hanaparecido algunas sorpresas, empezamosa disponer de información como paraesbozar ya un esquema evolutivoconcreto.

Los resultados obtenidos hasta ahoraindican que las proporciones de galaxiasde diferentes morfologías cambiaría conel tiempo, tanto en los cúmulos degalaxias como en el campo general. Laevolución sería en el sentido de disminuircon el tiempo la proporción deirregulares y espirales a favor de laselípticas y lenticulares. El papel de lainteracción gravitatoria en esa evoluciónparece bien establecido. Sin embargo,este esquema, como apuntábamos, nocarece de problemas. Así, por ejemplo,tanto la secuencia azul como la roja, quese han establecido en el Universocercano, se observan a distancias quecorresponden a épocas muy anteriores en

manifiesto el papel fundamental quedesempeña la tasa de formación estelar.Si bien no conocemos qué es lo quedetermina esa tasa, el esquema funcionaadecuadamente. De modo que,promediando para poder suavizar laspeculiaridades de cada galaxia (enfunción de, entre otras, las condicionesde contorno), las galaxias serían tantomás jóvenes cuanto más lejos lasobservamos. La cuestión inmediata es,por consiguiente, ¿cómo son las galaxiaslejanas, comparadas con otras máspróximas? Ésta es una cuestión difícil deresponder porque se requiere estudiargrandes poblaciones de galaxias a grandesdistancias, es decir, muy débiles. Sólorecientemente, gracias a los grandestelescopios operativos en tierra y a lostelescopios espaciales, entre ellos elHubble Space Telescope, se han podidoobtener datos sobre la morfología,luminosidad y distribución espectral deenergía en diferentes rangos espectrales

la evolución, de modo que esabimodalidad en la distribución de loscolores de las galaxias se mantiene almenos durante la segunda mitad de lavida del Universo. Con la particularidadde que las galaxias rojas eran másbrillantes en el pasado, mientras que susmasas estelares eran menores. Elproblema está en que, si bien el primeraspecto podría explicarse como debidoa la simple evolución de las estrellasformadas en la época inicial, con muypoca o nula formación estelar adicional(lo que se conoce como evoluciónpasiva), el segundo requiere laadquisición de más masa estelar porcanibalismo de galaxias pequeñas rojas,incapaces ya de formar nuevas estrellas.Todo lo cual es indicativo de undesacoplo entre, por una parte, laformación de las estrellas queconstituyen hoy las galaxias elípticas y,por otra parte, la acumulación de masaestelar.


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En síntesis, el esquema que parececapaz de contener la informaciónempírica de la que hoy disponemosincluye la idea de que las galaxias másmasivas se formaron las primeras, que laformación estelar en épocas remotas seríala consecuencia de procesos de colapso y fusiones, que darían lugar a sistemasmayoritariamente muy brillantes y conformas no relajadas, explicando así lamayor proporción de galaxias irregularesobservadas en estas épocas y la mayorfrecuencia de sistemas muy brillantesobservados a alto corrimiento hacia elrojo. Según este esquema, serían lasestrellas que constituyen las galaxiaselípticas y, posiblemente también, losbulbos de las galaxias espirales ylenticulares los primeros que se habríanformado. Los discos de las espirales sehabrían creado con posterioridad, poracrecimiento de gas que se organizaría,debido a la conservación del momentoangular, como un disco plano, y su

posterior transformación en estrellas. Lasposibles fusiones posteriores de estosdiscos estelares serían un camino posiblepara la formación de galaxias elípticascon estructuras discoidales reminiscentesen primera instancia. Las inestabilidadesde esas estructuras de disco darían lugarposteriormente a sistemas paulatinamentemás parecidos a galaxias elípticas talescomo hoy las conocemos.

Éstas son diferentes sugerencias sobrelos grandes rasgos, todavía incompletos,de los procesos que habrían determinadola formación y evolución de las galaxias.Es de señalar que diferentes estudios desimulación, tanto los que usan unaaproximación semianalítica como lospuramente numéricos, indican que eseesquema podría ser aceptable. Noobstante, el origen de la secuencia deHubble, con sus implicaciones en cuantoformas, contenido estelar y cinemática y las conexiones evolutivas entre losdiferentes tipos de galaxias, sigue siendo

un tema de investigación abierto y objetode debates intensos de los que se esperanresultados importantes en los próximosaños.

Habíamos comenzado de manera casiingenua inspeccionando visualmente lasimágenes de las galaxias y construyendoel diapasón de Hubble, para llegarfinalmente a uno de los problemascandentes de la Astrofísica y de laCosmología, de cómo se han formado yevolucionado las galaxias. El análisis de laluz emitida por las galaxias cuando elUniverso era mucho más joven queahora, que los avances tecnológicos estánhaciendo posible, nos permitirá avanzaren el conocimiento de esos problemas yconstruir un cuadro coherente en el quese integre el crecimiento de las pequeñasirregularidades puestas de manifiestopor el análisis de la radiación de fondode microondas, como luegodiscutiremos, hasta formar las galaxiasque hoy observamos.



as galaxias aisladas no son frecuentes.La gravedad las hace sociables y seagrupan muy a menudo en estructurasde diferentes tamaños y jerarquías. Sibien el mismo Hubble y suscolaboradores inmediatos pensaban queesas galaxias que acababan de descubrirconstituían las moléculas del fluidocosmológico, como ellos mismos decíany, por tanto, admitían que sudistribución debía ser homogénea eisótropa, los datos que se ibanacumulando empezaron pronto acomplicar este esquema. De hecho, elmismo Hubble advertía ya que podríahaber dos irregularidades en ladistribución de galaxias, ambas no muyalejadas de la dirección del polo nortegaláctico. Esas irregularidadescorrespondían a lo que después seconocería como cúmulos de la Coma y de Virgo, respectivamente. Los datos

hoy disponibles nos permiten ya unabuena caracterización de la distribuciónde galaxias. Y, aunque existen galaxiasrelativamente aisladas en el Universo,una gran parte de ellas se encuentraformando agregados a los que losastrónomos se refieren con el nombrede grupos o cúmulos de galaxias. O,incluso, estructuras todavía de mayortamaño que se engloban en la llamadaEstructura a Gran Escala de ladistribución de galaxias.

Los grupos contienen desde unaspocas galaxias hasta algunas decenas(por ejemplo, los llamados GruposCompactos contienen típicamente entre4 y 6 galaxias), mientras que loscúmulos pueden albergan miles; noobstante esa diferencia en contenido, eltamaño típico de grupos y cúmulos essimilar en muchos casos: el diámetro delos cúmulos es del orden de unos pocos

3.Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala

L

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veremos, se necesita la obtención deespectros de miles de galaxias parapoder tener esa imagen tridimensionaldel Universo. Esto sólo ha sido posibleen las dos últimas décadas, gracias aluso de espectrógrafos especialmentediseñados, que permiten obtener datosde muchos objetos simultáneamente.De este modo, se han realizadocartografiados que muestran lasgrandes estructuras en la distribuciónde galaxias. La instrumentaciónastronómica actual permite medirsimultáneamente centenares dedesplazamientos hacia el rojo, con loque los catálogos tridimensionales degalaxias han pasado de contenercentenares de objetos en la década delos ochenta, a varios miles en la de losnoventa, y a centenares de miles en laactualidad. En cualquier caso, dadoque la espectroscopia requiere tiemposde exposición comparativamentelargos con telescopios grandes, estaacumulación ha evolucionado máslentamente de lo que los cosmólogosquisieran. Es más, por razones obvias,la espectroscopia, para un telescopio ydetectores dados, nunca puede llegartan profundo como la fotometría. Portanto, hemos visto cómo, en losúltimos 20 años, se han desarrolladotécnicas que usan la informaciónfotométrica para estimar losdesplazamientos al rojo, lo que estápermitiendo sondear grandesvolúmenes de Universo y, de ese

modo, construir grandes catálogos queposibiliten el estudio de esadistribución en toda su magnitud, asícomo su evolución con el tiempocósmico, desde el pasado más remotohasta nuestros días.

3.1. La vecindad de nuestraGalaxia. El Grupo Local

La mejor manera de ilustrar latendencia al agrupamiento de lasgalaxias es empezar por el entorno máspróximo a nuestra propia Galaxia que,por no ser una excepción, forma partede diferentes estructuras según lasescalas que consideremos.

Nuestra Galaxia, la Vía Láctea, es miembro de un pequeño grupoformado por una treintena de galaxias(detectadas hasta la fecha) al queconocemos como Grupo Local.Dominan el grupo tres galaxiasespirales, la galaxia del Triángulo(M33), la Vía Láctea y Andrómeda(M31). Andrómeda (figura 3.1), lamás masiva, es aproximadamente un50% más luminosa que la Vía Láctea,siendo el objeto del cielo más lejanovisible a simple vista. M33 es lamenor de las tres y su luminosidad esel 20% de la luminosidad de nuestraGalaxia. Los dos objetos másprominentes, la Vía Láctea yAndrómeda, están separados 0,8 Mpcel uno del otro. Las masas del resto de

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Mpc, mientras que el de los grupospresenta un rango más amplio,desde 2 Mpc hasta 200 kpc, que esel valor mediano para los GruposCompactos. A su vez, los cúmulosde galaxias pueden organizarseformando estructuras todavíamayores que se conocen comosupercúmulos, cuya extensiónsupera las decenas de Mpc. Endeterminadas regiones del Universoson observables estructuras todavíamayores en forma de filamentos yparedes, que constituyen un tejidocósmico majestuoso, rodeandograndes vacíos en los queprácticamente no se observa materialuminosa.

Esta descripción de lamacroestructura cósmica es elresultado de un esfuerzoobservacional considerable llevado acabo por los astrónomos en losúltimos 30 años. Para valorarlomejor hay que tener en cuenta que,hasta no hace mucho, tan sólo seconocía la posición de cada galaxiasobre el plano del cielo, sin quepudiésemos asignarle una distanciafiable que la ubicase en el espaciotridimensional. De modo que tansólo podía analizarse la distribuciónde galaxias proyectada sobre la esferaceleste. Dado que la única forma deasignar razonablemente lasdistancias a las galaxias es a través dela ley de Hubble, como luego


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Figura 3.1. Andrómeda (M31), situada a una distancia de 2,6 millones de años luz, es una galaxia espiral, algo mayor que la Vía Láctea, y el objetoceleste más lejano que podemos observar a simple vista. Hubble, en 1923, demostró que efectivamente estaba más allá de los límites de nuestra Galaxiay que, por tanto, se trataba de otra galaxia como la nuestra. Junto con la Vía Láctea domina el Grupo Local, formado por una treintena de miembros,la mayoría de ellos galaxias enanas. En la fotografía se observan dos de ellas, satélites de Andrómeda: M32 y M110. Cortesía de Vicent Peris y José LuisLamadrid, imagen de 5 horas de exposición tomada desde el Pico del Buitre en Javalambre (Teruel), con un telescopio reflector de 20 cm y cámarareflex digital.


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las galaxias del grupo son, comomucho, unas diez veces menores que lade la Vía Láctea. El diámetro delGrupo Local es de 2 Mpc y seconsidera que es un grupogravitacionalmente ligado, en el quesus miembros se mueven bajo lainfluencia de toda la masa del grupo.Por esta razón, Andrómeda y la VíaLáctea se están aproximando con unavelocidad relativa de 130 km/s, loque producirá que ambas galaxiaseventualmente se fusionen dentro deunos 4.000 millones de años.

Las galaxias del Grupo Local noestán distribuidas aleatoriamente(figura 3.2): en torno a las galaxiasdominantes se sitúa un enjambre degalaxias satélites. En el caso de la VíaLáctea cabe destacar las Nubes deMagallanes, dos pequeñas galaxiasirregulares observables a simple vistadesde el hemisferio sur, y que estánsituadas a unos 50 kpc de la nuestra.Alrededor de Andrómeda giran dosgalaxias elípticas enanas M32 yM110 (visibles en la figura 3.1). Elresto de los componentes del grupo

Figura 3.2. En esta representación tridimensional vemos el Grupo Local, junto con otros gruposcercanos similares como el grupo de Maffei o el grupo de Sculptor. El primero queda detrás de lasregiones centrales de la Vía Láctea y por eso, pese a su riqueza, su descubrimiento no fue fácil, yaque el polvo, el gas y las estrellas de nuestra Galaxia lo ocultan. El segundo definitivamente influyeen la dinámica del Grupo Local debido a su cercanía. Es apreciable su estructura filamentosa. Lasgalaxias están identificadas con una letra, en función del grupo al que pertenecen: M (Maffei), S(Sculptor), L (Local) y un número correlativo. L11 es Andrómeda y L37 es la Vía Láctea. El sistema decoordenadas utilizado es el supergaláctico. La escala indicada en los ejes son kiloparsecs. El planosupergaláctico está insinuado en gris y las distancias de algunas galaxias a este plano estánindicadas con líneas verdes o azules, según estén situadas al norte o al sur del plano. Cortesía deRami T. F. Rekola, Tuorla Observatory.


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galaxias espirales se sitúanfundamentalmente en el halo que rodeael centro del cúmulo. Comoconsecuencia de la enorme masa quecontiene el cúmulo, muchas de lasgalaxias que lo constituyen se muevencon grandes velocidades peculiares, quepueden alcanzar los 1.500 km/s conrespecto al centro de masas del cúmulo.Este hecho produce que aquellasgalaxias que se mueven en el seno delcúmulo en dirección a la Tierrapresenten desplazamiento hacia el azul,en lugar de hacia el rojo.

El cúmulo de Virgo tiene una formabastante irregular y ocupa la posicióncentral del llamado Supercúmulo Local,del cual forma parte también nuestraGalaxia y todo el Grupo Local (aunqueciertamente en la periferia). Elsupercúmulo, con un diámetroaproximado de 30 Mpc (figura 3.4),está formado por miles de galaxias, perose puede afirmar que no es un sistemagravitacionalmente ligado: se trata deuna agrupación poco estructurada dediferentes grupos y cúmulos, junto aregiones de más baja densidad.Recientemente, hemos podidocomprobar que el propio SupercúmuloLocal forma parte de una estructuraaún mayor, dominada por una enormeconcentración de masa que se ha venidoa llamar Gran Atractor, hacia la que elsupercúmulo está cayendo. Sudetección ha sido solo posible gracias alestudio de los movimientos coherentes

son galaxias enanas irregulares (comoNGC 6822, ilustrada en el capítuloanterior) o esferoidales muy difícilesde detectar por su escaso brillosuperficial, que orbitan en torno aM31, M33, la Vía Láctea, o bien entorno al centro de masas del grupo. Esinteresante hacer notar la ausencia degalaxias elípticas de gran tamaño ennuestro entorno local.

3.1.1. El cúmulo de Virgo y el Supercúmulo Local

En la década de 1930, comenzó la tareade estudiar la distribución de galaxias.El procedimiento inicial fue fotografiargrandes áreas del cielo con lostelescopios de mayor diámetro delmomento y con tiempos de exposiciónmuy largos. En 1932, Harlow Shapleyy Adelaide Ames publicaron uncatálogo con las posiciones en el cielode 1.250 galaxias. Sus imágenespusieron en evidencia la existencia deregiones donde la concentración degalaxias era superior a la media. Enparticular, el cúmulo de Virgo es lacaracterística dominante de estecatálogo. Se trata de una concentraciónformada por aproximadamente 1.500galaxias que cubre un área del cielo de10ºx10º. Se encuentra a una distanciade unos 20 Mpc y en su centropredominan las galaxias elípticas, siendoM87 (ilustrada en el capítulo anterior),la mayor de todas (figura 3.3). Las

Figura 3.3. El cúmulo de Virgo ocupa unaamplia región del cielo. En este mosaico de2ºx1,5º podemos observar la parte centraldel cúmulo, dominada por la galaxiagigante M87 (la más brillante en el panelizquierdo de la imagen), rodeada por unenjambre de pequeñas galaxias. A laderecha (oeste) podemos observar en laparte superior una cadena de galaxias,conocida como cadena de Markarian, de laque las más brillantes son dos galaxiaslenticulares, M84 y M86. En la imagenpueden contarse cientos de galaxias, quepertenecen al cúmulo. Cortesía deNOAO/AURA/NSF.


imponente cartografiado del cielo conel telescopio Schmidt de 48 pulgadas deMonte Palomar. Fue, sin embargo,George Abell, quien, siguiendo laestrategia de Shapley y Ames, hizo elprimer estudio sistemático y publicó en1958 un catálogo que contenía 2.712cúmulos de galaxias. Ese resultado seobtuvo como conclusión del análisis dealrededor de 1.000 placas fotográficasde 6ºx6º, en las que Abell fueidentificando las regiones en las que seubicaban las concentraciones de galaxiasmás sobresalientes, los cúmulos. Estemétodo puede producir deteccionesespurias, ya que por efecto deproyección se puede considerar quediferentes galaxias, situadasaproximadamente en la misma líneavisual, constituyen un cúmulo, auncuando estén realmente a diferentesdistancias y, por tanto, no seencuentren ligadas físicamente. Abellera consciente de este efecto y fue muymeticuloso y exigente a la hora deconsiderar lo que debería ser uncúmulo.

Los cúmulos de galaxias y el mundode la estructura a gran escala entrabanasí en escena. El catálogo de Abellpermitió iniciar toda una serie deestudios sobre las propiedades ycaracterísticas de estos inmensossistemas, clasificarlos según su riqueza y su aspecto global, motivando losanálisis dinámicos de cuyos resultadosvamos a hablar enseguida. Era toda una

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a gran escala de muchas galaxias, puesel centro de este enorme aglomeradogaláctico, que contiene 5x1016 masassolares, está escondido detrás del veloque produce el polvo del disco denuestra propia Galaxia.

3.2. Cúmulos de galaxias.Poblaciones galácticas y lainfluencia del entorno

Entre los primeros astrónomos queavanzaron la idea de que las galaxiasdeberían presentarse asociadas enestructuras cabe citar a Zwicky y su

Figura 3.4. El Supercúmulo Local, cuyocentro se sitúa en el cúmulo de Virgo. Enesta representación cada galaxia se indicapor un punto, mientras que las superficiessemitransparentes azules delimitanregiones donde la densidad en ladistribución de galaxias es mayor. Cortesíade Brent Tully (Universidad de Hawai).

Cúmulo de Hidra I

Cúmulo de Virgo

Cúmulo deCentauro

90 x 50 Mpc


mayor parte de la masa de los cúmulosde galaxias es no-luminosa. Perovayamos por partes.

3.3.1. La masa luminosa. Galaxias y gas caliente intracumular

La primera opción para determinar lamasa de un cúmulo es sin duda la desumar las masas de las galaxias que locomponen. El proceso no es simple porvarias razones. En primer lugar, hay quedeterminar cuáles son las galaxias quepertenecen realmente al cúmulo. Comoya hemos apuntado, determinar eldesplazamiento hacia el rojo y, de ahí,la distancia a cada galaxia es un trabajomuy costoso en tiempo de telescopio yesfuerzo. De modo que en el mejor delos casos sólo se dispone de esainformación para una fracción de lasgalaxias de un cúmulo dado. Paraobviar este problema se recurre atécnicas estadísticas que nos permitenobtener la población del cúmulo demanera suficientemente precisa para lospropósitos que perseguimos. Por lasmismas razones, tampoco es posibledisponer de la masa de cada galaxia, demodo que hay que obtenerla de maneraindirecta. El parámetro que suele usarsees la de la relación Masa-Luminosidad,M/L. De los estudios individuales dediferentes galaxias se puede obtenervalores representativos de dichoparámetro para los diferentes tipos degalaxias. De esa forma, al estudiar un

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nueva etapa la que se abría a laAstrofísica y la Cosmología, que seveían impulsadas a tener que considerarla agrupación de las galaxias a escalasantes no imaginadas. Los cúmulosconducían de manera natural al estudiode supercúmulos, grandes filamentos yvacíos, es decir, al descubrimiento,caracterización y estudio de laestructura a gran escala.

Ya hemos visto que existendiferentes tipos de galaxias: espirales,elípticas, lenticulares, etc. El propioHubble era ya consciente de que existíauna correlación entre el tipomorfológico y la densidad del entornocuando afirmaba que “en los cúmulostodos los tipos de galaxias se encuentranrepresentados, pero, contrariamente a loque pasa en el campo, los tipos mástempranos y, especialmente, las galaxiaselípticas predominan”. Lasobservaciones actuales no dejanninguna duda acerca de que las zonasmás densas en el interior de loscúmulos tienden a albergar galaxiaselípticas y lenticulares, como hemosvisto en el caso del cúmulo de Virgo(M84, M86, M87), mientras que lasgalaxias espirales se encuentranpreferentemente en regiones de másbaja densidad o en los grupospequeños, como hemos visto en el casodel Grupo Local (Andrómeda y la VíaLáctea). Esta segregación morfológica,que pone de manifiesto una estrechainfluencia entre las propiedades del

entorno y las de las propias galaxias,debe ser consecuencia de la evolucióncósmica. Por el momento losastrónomos no se han puestodefinitivamente de acuerdo sobre cómoha tenido lugar esta evolución: no estáclaro, por tanto, si la relación entremorfología y densidad está asociada alas fases iniciales de la formación deestructuras, o es consecuencia de laevolución galáctica, condicionada por elentorno, en la que eventualmente lasgalaxias pueden transformarse de untipo morfológico a otro.

3.3. Masa de los cúmulos.Cómo pesar lo invisible

En la medida en que los cúmulos de galaxias sean sistemasgravitacionalmente acotados, sudinámica traducirá directamente lamasa total que contienen. Ante losprimeros resultados, la discusión secentró en primer lugar sobre su estadodinámico, habiendo astrónomos quecuestionaban su estabilidad. Dado quelas conclusiones que se obtengandependen precisamente de si estánestabilizados o no, ése es un puntocrucial. Finalmente, con la acumulaciónde datos que se ha ido produciendo,queda patente que al menos las partescentrales de los cúmulos estánestabilizadas y las consecuencias delestudio dinámico son inapelables: la


Figura 3.5. Estas dos figuras muestran ladistribución de la materia oscura(izquierda) y el gas (derecha) en un cúmulode galaxias simulado numéricamente. Esmuy apreciable la diferencia entre ambasdistribuciones. Mientras que la materiaoscura presenta una gran subestructura,con miles de pequeños objetos del tamañode galaxias individuales, el gas sedistribuye de forma difusa. Aquellosobjetos que caen al cúmulo por efecto desu atracción gravitatoria pierden su gasformando “colas de marea” comoconsecuencia de la presión que ejerce elgas que hay en el interior del cúmulo. Eltamaño físico de la imagen es de unos 3Mpc. Cortesía de Yago Ascasíbar.

cúmulo de galaxias, podemostransformar las luminosidades medidasen masas estimadas y obtener la masatotal del cúmulo.

Motivado por los resultados de susanálisis (que veremos a continuación),Zwicky había conjeturado que lamateria necesaria para poder explicar ladinámica de los cúmulos, si bien no eraluminosa en las bandas espectrales enlas que se había medido, podría quizásmanifestarse en otras regionesespectrales, por estar en condicionesfísicas muy diferentes. Podía estar enforma de estrellas muy frías y polvo,que se manifestarían en el infrarrojo, oen forma de gas muy caliente, cuyaemisión habría que buscar en la regiónde los rayos X. Los datos ulteriores hanmostrado que la contribución a la masa

total del gas caliente es muyimportante. Pero para ello hubo queesperar a los telescopios espacialescapaces, al evitar la atmósfera, deobservar en esas longitudes de onda delespectro electromagnético.

Las razones físicas que se dieron enaquel momento para prever la presenciade gas caliente en los cúmulos degalaxias son relativamente directas y seexplican a continuación. Las galaxiasque forman un cúmulo están en unmedio de alta densidad, en el que lascolisiones y las interacciones sonfrecuentes. En algunos casos se produceuna fusión, como vimos para IC1182(que pertenece al cúmulo de Hércules),y el gas de cada galaxia se conviertemuy rápidamente en estrellas. Enmuchos otros, esa interacción arranca

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Z = 00.00 Z = 00.00


Figura 3.6. En la imagen de la derechapodemos observar una imagen en el ópticodel cúmulo de la Coma situado a unos 100Mpc de nuestra Galaxia. Se trata de uncúmulo compacto con más de mil galaxias.En la imagen de la izquierda se muestra unmosaico realizado a partir de 16 exposicionesdel telescopio espacial en rayos X, XMMNewton. Sobre esta imagen se ha situado unrectángulo que corresponde al campo de laimagen en el óptico. Algunas fuentespuntuales pueden ser detectadas, debido alextraordinario poder colector del telescopio,e identificadas como galaxias del cúmulo. Laintensidad de la radiación X se harepresentado con falsos colores, siendomayor en el centro del cúmulo. La imagenproporciona también una clara visión de laestructura del cúmulo, mostrando cómo lasgalaxias en torno a NGC4839, en la parteinferior derecha, se están moviendo hacia elcentro del cúmulo. Cortesía de Jim Misti(óptico) y U. Briel, MPE Garching, y ESA(rayos X), MPE Garching, y ESA (rayos X).

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grandes cantidades de gas de lasgalaxias, que pasa al mediointergaláctico dentro del cúmulo. Estegas queda por su parte atrapado dentrodel campo gravitatorio del cúmulo,calentándose a las temperaturas quecorresponden a la dispersión develocidades, es decir, decenas ocentenares de millones de grados. Estetipo de argumentos llevan a concluirque debe existir una gran cantidad demateria a esas temperaturas en elcúmulo y, más importante aún, quedebe haber una gran cantidad demateria oculta que mantenga atrapadoeste gas tan caliente. En los últimosaños, las simulaciones numéricas deformación de cúmulos de galaxias en un

contexto cosmológico, que incorporangas y sus procesos de calentamiento yenfriamiento, sugieren que el gascaliente de los cúmulos sea, en sumayor parte, gas primordial calentadopor choques hidrodinámicos que siguenal colapso y, en su caso, a las fusionesque dieron lugar al cúmulo (figura 3.5).A esas temperaturas, los átomos másligeros (como el hidrógeno y el helio)están totalmente ionizados, es decir,han perdido todos sus electrones,mientras que los átomos más pesados(magnesio, silicio, hierro, etc.)consiguen conservar alguno de loselectrones más internos.

El plasma que se forma en el cúmulo emite intensamente en el

NGC 4860

NGC 4858

NGC 4874

QSO 1256+281

NGC 4839

AGC 221162 (?)

NGC 4827

Star (?)

NGC 4889

IC 4040

IC 4051

NGC 4921

QSO 1259-281

QSO 1258-280

NGC 4911

10 arcmin


dominio de rayos X, tanto por elfrenado de los abundantes electroneslibres que circulan por el medio aelevadísimas velocidades al tropezarsecon los iones, como por las líneas deemisión que emiten los átomos pesadoscuando uno de los escasos electronesque han retenido cambia de nivelenergético. En ambos casos se produceuna emisión de fotones muy energéticosen rayos X que permite tener una visióncompletamente diferente de loscúmulos de galaxias: son áreas difusas yextensas en las que la emisión en rayosX demuestra la existencia de grandesnubes de gas caliente e ionizado, contemperaturas del orden de 107 K,llenando el espacio que dejan lasgalaxias en el seno del cúmulo (figura 3.6).

Las características y distribución deesa emisión reflejan las condicionesgenerales del cúmulo y, en particular,su estado dinámico. En efecto, elplasma intracumular está encondiciones de equilibrio hidrostático,lo cual significa que su presióncontrarresta la acción de la gravedad (aligual que ocurre en el interior de lasestrellas). Gracias a las técnicas deobservación en rayos X, los astrónomoshan sido capaces de medir la presióndel gas en los cúmulos, combinando la medida de su temperatura —reflejadaen el espectro de emisión— y de ladensidad del gas que se deriva de la intensidad de los rayos X

emitidos. Al conocer la presión, lahipótesis de equilibrio hidrostático (quedebe mantenerse en el cúmulo, ya queen caso contrario se observarían grandesmovimientos del gas, algo que no se hadetectado en 50 años de observaciones)nos permite obtener no solamente lamasa total del cúmulo, sino también laforma en la que está distribuida dentrodel mismo.

Como conclusión, hoy sabemos quela mayor parte de la materia luminosa deun cúmulo de galaxias se encuentra enforma de gas caliente intracumular,siendo la masa encerrada en las galaxiasuna pequeña fracción tan sólo de lamisma.

3.3.2. La masa dinámica

Venimos repitiendo que la masaluminosa no es suficiente para explicarel estado de los cúmulos o, en otraspalabras, que es inferior a la masadinámica necesaria para mantenerlos enequilibrio. ¿Cómo se mide la masa deun cúmulo? Como ya apuntamos alhablar de las galaxias elípticas, elequilibrio dinámico de un sistemacomo un cúmulo requiere que lasgalaxias se muevan como las abejas enun enjambre (como se ilustra en lafigura 3.7), compensando de ese modoel potencial gravitatorio. Puesto que lasvelocidades de las galaxias sonconsecuencia de la influenciagravitatoria ejercida por toda la masa

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del cúmulo, si somos capaces de mediresas velocidades, podremos estimar esamasa. Más exactamente, podemos decirque la distribución de velocidades estárelacionada con la energía cinética (K)y la masa total del cúmulo y sudistribución espacial con la energíapotencial (U), y en un sistemagravitacionalmente ligado y enequilibrio, la relación entre ambas vienedeterminada por el teorema del virial(2K + U = 0). Conociendo la extensióndel cúmulo y la dispersión develocidades —cantidad que nos dicecuál es la rapidez media con la que semueven las galaxias dentro delcúmulo— y aplicando el teorema delvirial, podemos determinar la masatotal del cúmulo.

Como ya hemos apuntadoanteriormente, en la década de 1930,el astrónomo suizo Fritz Zwicky pudodeterminar la dispersión de velocidadesdel cúmulo de la Coma, ilustrado en lafigura 3.6, situado a unos 100 Mpc,midiendo los desplazamientos hacia elrojo de 8 galaxias. Admitiendo que lasgalaxias están en un sistema enequilibrio, la media de las velocidadescorrespondientes a esos valores de zrepresentaría el sistema en su conjunto,mientras que las diferencias individualescon respecto a esa media darían lasvelocidades de cada galaxia en elsistema. De ese modo, se puede obtenerla dispersión de velocidades. El valorencontrado era 1.000 km/s. Por otro


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lado, Zwicky razonó que la masa totaldel cúmulo sería, como antes dijimos,la suma de las masas de todas lasgalaxias, que estimó a partir de susluminosidades. Aplicando el teoremadel virial, encontró que esa masa, laluminosa, era muy inferior a la que senecesitaría para mantener el sistema enequilibrio. De modo que, o había queabandonar la idea de que el cúmuloestuviese en equilibrio (lo cual planteamás problemas de los que resuelve) oera forzoso concluir que una gran partede la masa del cúmulo estaba, enpalabras de Zwicky, oculta.

Esta conclusión, con los reajustesnuméricos debidos al refinamiento delas medidas, se mantiene en toda suextensión: la masa luminosa de loscúmulos asociada a las galaxias es muyinferior a la masa dinámica total, de laque a lo sumo representa un 5%.Cuando se incluye también la masaluminosa en rayos X, es decir, la del gascaliente intracumular, que esmayoritaria, el resultado final es que lamasa luminosa del cúmulo no supera el20% de la masa total. El 80% restante

Figura 3.7. Un observador puede detectar la componente en la línea visual de las velocidadespeculiares de las galaxias que forman parte de un cúmulo, midiendo los desplazamientos hacia elrojo de cada una de las galaxias individuales. Con ello podemos obtener una medida bastante fielde la dispersión de velocidades y estimar la masa total del cúmulo como hizo F. Zwicky. A partir deuna figura de E. Chaison y S. McMillan 2002, Astronomy Today, Prentice-Hall, Inc.

Elíptica

Espiral

Irregular

Desplazamiento hacia el azulDesplazamiento hacia el rojoNo hay desplazamiento

Observación desdela Tierra


Figura 3.8. En este esquema se muestracómo los rayos de luz de una estrelladistante se doblan cuando pasan por lasproximidades del limbo solar. Estadeflexión sólo podía observarseaprovechando un eclipse total de Sol, en elque la Luna oculta el disco solar. Durantelos minutos que dura el eclipse, la posiciónde la estrella se observa desplazadarespecto a su posición cuando el Sol noestá presente.

constituye la llamada materia oscuraque, como luego veremos, tiene que serde naturaleza diferente a la bariónica.

3.3.3. Otra forma de medir las masas.El efecto lente en cúmulos de galaxias

Existe otro método completamentediferente para estimar la masa total delos cúmulos que está basado en el efectoproducido por la acción gravitatoriasobre los rayos luminosos. Además deafectar el movimiento de los cuerposmateriales, la fuerza de la gravedadtambién influye en la trayectoria de losrayos de luz, algo que el propio IsaacNewton conjeturó en 1704 cuando sepreguntaba en su libro de Óptica: “¿Noactúan los cuerpos sobre la luz adistancia, y por esta acción tuercen susrayos; y no es esta acción [...] másfuerte a distancias menores?”. Hoy

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sabemos que los rayos de luz se desvíanbajo la acción de la atracción gravitatoriaejercida por un cuerpo. Esto es lo que seconoce como el efecto lente gravitatoria.

Einstein, con su teoría de laRelatividad General recién estrenada,calculó la desviación de la luz de unaestrella lejana producida por la masa delSol cuando pasa cerca de su superficie.El ángulo de deflexión debería ser muypequeño: 1,74 segundos de arco. Paramedirlo era necesario aprovechar uneclipse total de Sol y comparar laposición de las estrellas en torno allimbo solar durante el eclipse con laposición de esas mismas estrellascuando el Sol no se encontraba en sulínea visual (figura 3.8). Unaexpedición liderada por ArthurEddington a la Isla de Príncipe en lacosta oeste de África y a Sobral enBrasil para observar un eclipse total deSol en 1919 sirvió para confirmar quela predicción de Einstein se cumplía.Supuso el primer triunfo público de laTeoría de la Relatividad General.

En 1937 Zwicky fue de nuevo elprimero en predecir que este fenómenoprovocaría la amplificación y distorsiónde la luz de galaxias lejanas al serobservadas a través de un objetomasivo, y en proponer la utilización de este efecto para medir la masa decúmulos y galaxias (figura 3.9). Lafuerza de este método consiste en quelos rayos de luz de objetos lejanossienten la acción de toda masa

El Sol duranteun eclipse

Posición aparentede la estrella duranteel eclipse solar

Posición real(es la posición donde se puedeobservar la estrella cuando nohay eclipse solar)


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contenida en la lente, sea ésta oscura ovisible, y es, de hecho, la única formaque conocemos para medirdirectamente la masa total de un objetocósmico sin intermediarios.

Los astrónomos tuvieron queesperar, sin embargo, casi medio siglopara observar el fenómeno predicho porZwicky. El fenómeno causado por laslentes gravitatorias ya había sido puestode manifiesto con el estudio deimágenes dobles de cuásares, y amediados de la década de 1980 se pudodemostrar fehacientemente que setrataba de imágenes múltiples de unmismo cuásar, mostrando cómo lascurvas de luz de ambas imágenes eranexactamente iguales pero desplazadas enel tiempo, debido a la diferencia decamino óptico entre ambas.Confirmación en la que se participóactivamente desde el Observatorio deCalar Alto. Hacia la misma época, elaumento extraordinario de sensibilidadque supuso el uso generalizado decámaras CCD en los grandestelescopios hizo posible que sedescubrieran varias estructuras

Figura 3.9. En este esquema se muestra cómo actúa una lente gravitatoria, aquí representada porun solo cuerpo, pero que ciertamente podría ser un cúmulo de galaxias. El efecto que produce lalente dependerá de la posición relativa entre lente, objeto y observador. A veces se producenanillos, como el llamado anillo de Einstein, B1938+66, ilustrado en la imagen superior derecha (lagalaxia-lente es el disco brillante que se ve en el centro del anillo, imagen del HST). La imagendel medio corresponde al caso de múltiples imágenes, cuatro en este caso, producido por la lenteG2237+030, conocido como la cruz de Einstein. Para que se produzca esta multiplicación deimágenes es necesario que la lente, el receptor y el emisor estén perfectamente alineados. Engeneral se producen imágenes más complejas, en forma de arcos, como los que se observan en elcaso de la deflexión producida por cúmulos de galaxias, como se ilustra en la imagen inferior.Cortesía de ESA.

Imágenes del Hubble


lente elíptica también perfectamentealineada produce una cruz de Einstein,como se ilustra en la figura 3.9.

Hoy en día se han detectado cercade un centenar de lentes gravitatorias,y este efecto se ha convertido en unaherramienta fundamental para pesar eincluso medir la distribución demateria en los cúmulos de galaxias,herramienta que también se aplica,con el mismo fin, a grupos de galaxiaso a galaxias elípticas individuales.Dado que el efecto es tanto mayorcuanto más grande y más concentradaestá la materia de un cúmulo, loscandidatos ideales son aquellos másmasivos. Una vez seleccionados,deberemos buscar las imágenesdistorsionadas que corresponderán aobjetos situados muy lejos, detrás delcúmulo. En la práctica requiere deobservaciones muy precisas y de altacalidad. Desde el punto de vista delanálisis, también se requieren métodosmuy elaborados, ya que la lentegravitatoria que desvía la luz estáformada por todas las componentes demasa del cúmulo, lo que puedeproducir un resultado muy complejocon imágenes múltiples de un mismoobjeto en muchas ocasiones.Recomponiendo el rompecabezas quesuponen estas múltiples visiones de unmismo objeto y estudiando ladistorsión de otros menos afectadospor la masa del cúmulo, se puedeponderar la cantidad total de masa

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que contiene, e incluso la forma en laque está distribuida.

La necesidad de resolución y calidadde imagen hacen del Hubble SpaceTelescope, sobre todo tras la instalaciónde la Advanced Camera for Surveys(ACS), el instrumento ideal paraobtener los datos que requieren esosanálisis. El HST ha proporcionadoimágenes de gran interés científico, eincluso de indudable valor estético, quehan permitido a los astrónomos aplicareste método con grados de precisiónprobablemente nunca soñados ni por lafértil imaginación de Zwicky (figura3.10). Todos los análisis prueban, sinninguna duda, la existencia de materiaoscura en la parte central de loscúmulos de galaxias.

Estos estudios, que en los últimosaños están en razonable acuerdo con losobtenidos a través de la emisión derayos X y de los estudios dinámicos,permiten afirmar que el perfil de masaobservado de los cúmulos de galaxiasestá en buen acuerdo con el modeloestándar de distribución de la materiaoscura. Las masas estimadas por elmétodo del efecto lente gravitatoria soncompatibles con las de los otrosmétodos y tiene la ventaja adicional queno hace ninguna hipótesis sobre elestado del cúmulo y, además,proporciona una estimación directa dela masa total del cúmulo ya estéconstituida por galaxias, gas o materiaoscura.

alargadas, con forma de arco, en laparte central de algunos cúmulos degalaxias masivos. Hubo unaconsiderable polémica sobre sunaturaleza hasta que los datosespectroscópicos probaron que estosobjetos no pertenecían al cúmulo, sinoque se trata de objetos lejanos, situadosa distancias mucho mayores que la delpropio cúmulo, cuyas imágenes estándistorsionadas por el efecto lenteproducido por el propio cúmulo. Enmuchos casos, las lentes gravitatoriasincrementan notablemente el brilloaparente de las fuentes remotas, demanera semejante a como lo hace unalente óptica, haciendo visibles objetosque de otro modo no lo serían, debidoa que son demasiado débiles para serdetectados.

Si bien la detección y medida puedeser muy difícil y compleja, la física delefecto lente es relativamente simple y,por lo tanto, la interpretación de lasobservaciones es relativamente directa.Es fácil imaginar que cuanto mayor esla masa de la lente gravitatoria, mayores el ángulo de deflexión de lastrayectorias de los rayos de luz. Por otrolado, la configuración objeto-lente-observador dará también lugar adiferentes tipos de distorsiones y deimágenes múltiples. Así, una lenteesférica perfectamente alineada con elobjeto emisor y el observador, produceuna estructura característica llamadaanillo de Einstein, mientras que una


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Los cúmulos también nos permitenrealizar un importante test cosmológico:la medición de la cantidad de barionesen el Universo. La mayor parte de losbariones o materia normal, de la queestamos hechos nosotros y los objetosque nos rodean, se encuentra en formade gas caliente que emite en rayos X.Ésta supone, como máximo, alrededorde un 15-20% de la masa total delcúmulo. La masa en estrellas,incluyendo todas las contribucionesposibles, es menos de un 5%, y lasobservaciones parecen mostrar que lacantidad de gas difuso y frío que noemite en rayos X es muy pequeña,alrededor de un 0,1% de la masa total.En resumen, alrededor del 20% de lamasa del cúmulo está formada porbariones.

3.4. El Universo a gran escala

3.4.1. Grandes estructuras:observaciones

Como se indicaba en la introducción deeste capítulo, desde la década de 1980se han ido construyendo cartografiadosde amplias regiones del cielo, midiendolos desplazamientos al rojo de miles degalaxias, creando así auténticos mapastridimensionales de la estructura a granescala del Universo trazada por ladistribución de galaxias. La primera“rebanada del Universo” publicada en

1986 contenía aproximadamente 1.000galaxias en un ángulo sólido de 120º enascensión recta y 6º de declinación, conuna profundidad de unos 200 Mpc. Erael catálogo del Center for Astrophysicsde Harvard, que sorprendió a lacomunidad astronómica por lapresencia de estructuras (filamentos,paredes y vacíos) casi tan grandes comoel propio volumen cartografiado (figura3.11). Estos catálogos están limitadosen flujo, es decir, son completos en la

Figura 3.10. El cúmulo de galaxias Abell1689 situado a unos 730 Mpc (z=0,18) vistopor la cámara ACS a bordo del HubbleSpace Telescope. Los arcos que se observanentre los centenares de galaxias queconforman el cúmulo son imágenesmúltiples de galaxias individuales situadasmucho más lejos que el propio cúmulo. Suluz ha sido distorsionada y amplificada portoda la masa del cúmulo, actuando comouna lente gravitatoria. Cortesía de NASA, N. Benítez (JHU), T. Broadhurst (The HebrewUniversity), H. Ford (JHU), M. Clampin(STScI), G. Hartig (STScI), G. Illingworth(UCO/Lick Observatory), el ACS ScienceTeam y ESA.


región del cielo que observan hasta unamagnitud aparente límite, lo que implicaque no son homogéneos con laprofundidad: a grandes distancias, sólolas galaxias intrínsecamente más brillantespueden detectarse, lo que puede sin dudaintroducir sesgos y extraños efectos en ladistribución observada.

A partir de este momento sesiguieron diferentes estrategiasobservacionales para construir estoscartografiados cósmicos: o bien sedecidía cubrir una región amplia delcielo y se sacrificaba la profundidad, obien en una pequeña área del cielo sesondeaba hasta grandes distancias. Losproyectos más recientes han tratado decubrir regiones amplias con una

profundidad del orden de 1.000 Mpc,como en el caso del Two-Degee FieldGalaxy Redshift Survey (2dFGRS),realizado con un espectrógrafomultifibra instalado en el telescopioanglo-australiano de 3,9 m y que hamedido el desplazamiento hacia el rojode aproximadamente 250.000 galaxias,o en el del Sloan Digital Sky Survey(SDSS), realizado con un telescopio de2,5 m situado en Nuevo México ydedicado en exclusiva a este proyecto.Su objetivo es cubrir aproximadamentela mitad del cielo y al final contendrácerca de 1.000.000 de galaxias con undesplazamiento al rojo de hasta 0,25.

El tejido cósmico revelado por estoscartografiados nos muestra unaestructura filamentosa, en la quesupercúmulos del tamaño de algunasdecenas de Mpc se organizan en torno aregiones vacías, con un diámetro quepuede alcanzar los 60 Mpc, en las quela densidad de galaxias es muy baja(figura 3.12). Los cúmulos de galaxiasmás ricos se sitúan en los nodos de estared cósmica, siendo éstos los lugares demayor densidad, mucho mayor que ladensidad en los filamentos, quesolamente son dos o tres veces másdensos que los propios “vacíos”. Lasestructuras mayores alcanzan untamaño de 200 Mpc, mientras que apartir de esta escala el Universo empiezaa ser más homogéneo, en el sentido deque volúmenes de este diámetrocontienen porciones de Universo que

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Figura 3.11. En este esquema vemos cómose realizan los cartografiados que muestranla distribución de galaxias a gran escala. Lagalaxia NGC4881, en el cúmulo de la Coma(ver figura 3.6), presenta undesplazamiento hacia el rojo de z = 0,024,que corresponde a una distancia de 100Mpc. Obteniendo el desplazamiento haciael rojo de cada una de las galaxiaspresentes en esta “rebanada” del Universo,V. de Lapparent, M. Geller y J. Huchraobtuvieron en 1986 este mapatridimensional de la distribución degalaxias.

Tierra

NGC 4881


Figura 3.13. La distribución de galaxias enel catálogo 2dGRSF. La profundidad deesta muestra alcanza los 900 Mpc. En estasdos rebanadas hay 250.000 galaxias. Lajerarquía de estructuras no continúa deforma ininterrumpida, sino que a escalassuficientemente grandes los patrones queforman las macroestructuras cósmicas sonsemejantes en cualquier parte del Universoy la distribución de galaxias se hacerelativamente homogénea.

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son muy semejantes entre sí,independientemente de su ubicación(figura 3.13).

Para caracterizar estadísticamente la distribución de galaxias se utilizandiferentes cantidades que describen latendencia al agrupamiento, la amplitudde las fluctuaciones de densidad adiferentes escalas, o la presencia dedeterminadas característicasmorfológicas en la estructura a granescala como filamentos, paredes, etc.Uno de los estadísticos más utilizados esla función de correlación a dos puntos,ξ(r), que mide cómo se agrupan lasgalaxias reales en comparación con unadistribución que fuese completamentealeatoria, de modo que ξ(r) > 0 indicaexceso, mientras que ξ(r) < 0 indicadefecto en el agrupamiento si secompara con una distribución aleatoria.El análisis de los catálogostridimensionales de galaxias hamostrado que la función de correlaciónsigue una ley de potencias de la formaξ(r) ∞ (r/8 Mpc)-1,8, para r < 30 Mpc.El denominador de la cantidad entreparéntesis es la llamada longitud decorrelación, r0 = 8 Mpc. Suinterpretación es la siguiente: a 8 Mpcde una galaxia cualquiera, la densidades, en promedio, el doble de ladensidad media de galaxias en elUniverso. A escalas inferiores a estadistancia, la densidad aumentaconsiderablemente, siguiendo una leyde potencias, atestiguando la tendencia

Figura 3.12. Una región del catalogo 6dFmarcada por la presencia de varios “vacíos” degran diámetro. Cortesía de A. Fairall.

al agrupamiento característica de lamacroestructura cósmica.

Recientemente se ha detectado que a escalas de 140 Mpc la función decorrelación presenta un marcado máximolocal, como una pequeña elevación querompe la tendencia marcada por la ley depotencias (figura 3.14). Este picocorresponde a lo que se conoce comooscilaciones bariónicas, directamenterelacionadas con la correlación entrefluctuaciones de temperatura que semiden en la radiación cósmica de fondo,de las que hablaremos en el capítulosiguiente. Este nuevo dato de observaciónconcuerda con la teoría de formación deestructura cósmica y con la densidad demateria bariónica que se determina apartir de los estudios de radiacióncósmica de fondo y de la núcleo-síntesisprimordial, aportando así una nuevafuente de estudio para caracterizar laspropiedades del Universo.


3.4.2. Grandes estructuras:simulaciones

Como ya se ha indicado anteriormente,la formación de las galaxias y de loscúmulos se produce por amplificacióngravitatoria de pequeñas fluctuacionesde densidad. Este escenario se conocecomo crecimiento por inestabilidadgravitacional, en el cual las pequeñasperturbaciones crecen por colapsogravitatorio atrayendo la materiacircundante, en un proceso deagrupamiento gravitacional en el que se va formando una intrincada redtridimensional de filamentos queenlazan concentraciones de masa entorno a los futuros cúmulos de galaxias,mientras que, al mismo tiempo, seproduce evacuación de materia de losgrandes vacíos.

La densidad en las galaxias es hoyen día miles de veces superior a la

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densidad media del Universo, pero enel Universo primitivo el contraste dedensidad entre las regiones más densasy las menos densas eraextraordinariamente pequeño, comoreflejan los valores de las anisotropías enla radiación cósmica de fondo queestudiaremos en el próximo capítulo.Las teorías de formación de estructurahan de explicar cómo se ha pasado deuna situación casi homogénea, conpequeñas perturbaciones en ladensidad, a la distribución de galaxiasobservada actualmente, con fuertescontrastes. Para valores pequeños delcontraste de densidad, podemosperturbar las ecuaciones que gobiernanun Universo homogéneo e isótropo ycalcular analíticamente su evolución.Mediante ciertas aproximaciones,podemos incluso adentrarnos encontrates de densidad mayores, lo quetécnicamente se conoce como elrégimen no lineal. Así, por ejemplo, laformación de la red tridimensional defilamentos con nodos masivos,mencionada en el párrafo anterior, sepuede explicar en el marco del llamado

modelo de Adhesión. Se tratasimplemente de añadir un término deviscosidad al popular modelo deZeldovich (incorrectamente llamado delos pancakes), que actuaría sólo en las—inicialmente— pequeñas regionesdonde hay grandes variaciones develocidad en el fluido cósmico, o,equivalentemente, densidadesextraordinariamente altas, que seconocen como singularidades ocáusticas en lenguaje matemático. Estaviscosidad evita el cruce de capasinherente al modelo de Zeldovich,produciendo la adherencia de la masaen torno a estas semillas de grandensidad. El modelo de Adhesiónpermite saber aproximadamente dóndey cuándo van a aparecer las cáusticas,pero no permite saber nada acerca dela distribución de masa dentro de losobjetos que se forman poragrupamiento gravitatorio. El modelode Press-Schechter y susmodificaciones permite calcular, deforma probabilística, los perfiles de densidad de masa de los cúmulos degalaxias si se asume simetría esférica.

Figura 3.14. La función de correlación a dospuntos de las galaxias del SDSS, mostrando elcomportamiento de ley de potencias y el picoacústico bariónico a unos 140 Mpc (h es laconstante de Hubble en unidades de 100 km/sMpc-1 y su valor determinadoobservacionalmente es aproximadamente0,72).


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Para conocer la distribución demasa en el régimen no lineal de unaforma realista, incluyendo losfilamentos y sus nodos o cúmulos, es necesario utilizar simulacionesnuméricas de N cuerpos. Estassimulaciones nos permiten estudiar laevolución de las perturbaciones dedensidad y la formación de las grandesestructuras observadas.

Los primeros métodos numéricosintegraban las ecuaciones demovimiento de N partículas, haciendouna suma directa de las fuerzas entrecada par, lo que resulta ser muy costosocomputacionalmente cuando sepretende utilizar valores grandes de Npara hacer las simulaciones másrealistas. Por otro lado, dado que nopuede decirse que el Universo tiene unafrontera, las condiciones de contornodeben formularse de manera adecuada.De modo que en estas simulaciones seusan condiciones de contornoperiódicas, lo que resulta difícil deprogramar con algoritmos de sumasdirectas de las fuerzas. En la década delos ochenta, se introdujeron métodosbasados en mallas de puntos, de maneraque la evolución de la densidad secalcula sobre los nodos de esa red. Estos procedimientos soncomputacionalmente más eficientes y,además, en ellos las condicionesperiódicas de contorno son fáciles deimplementar. El tamaño de la celdalimita la resolución espacial en este tipo

de algoritmos. Más tarde seintrodujeron métodos que combinabanlas dos estrategias o que inclusoutilizaban mallados con celdas dediferentes tamaños, adaptándose a ladensidad local, de manera que seutilizan mallas más finas en las regionesde mayor densidad. El progreso en lacapacidad de computación y en laadecuación de los algoritmos hapermitido que se elaboran modelosdonde N se acerca al billón.

Queda claro que las simulacionespueden proporcionarnos la distribuciónde la materia que, como hemos vistoya, es fundamentalmente oscura. Demodo que el resultado de lassimulaciones no es en principiocomparable con los resultados extraídosdel análisis de los catálogos de galaxias,que sólo contienen información sobre lamateria luminosa. Por otro lado, dadoque la materia oscura se supone quesólo interacciona gravitatoriamente,podemos confiar en que lassimulaciones den una buenarepresentación de su distribución. Paracomprender el origen y la dinámica delgas caliente observado, por su emisiónen rayos X, en los cúmulos de galaxias,es preciso incorporar gas a lassimulaciones y describir su evoluciónmediante las ecuaciones de lahidrodinámica y de la termodinámica,que permiten estudiar su calentamientoy enfriamiento. Esto complicaenormemente el cálculo, debido sobre

todo a la aparición de discontinuidadesu ondas de choque en el fluido. Graciasal dramático desarrollo de la capacidadde cálculo y memoria de losordenadores y sus nuevas arquitecturas,así como al desarrollo de nuevosmétodos para la integración de lasecuaciones de la hidrodinámica (comoel llamado Smooth ParticleHydrodynamics (SPH), o los basados enel algoritmo de Godunov), hoy resultafactible realizar simulacionescosmológicas en grandes volúmenesincorporando el gas.

El paso siguiente es analizar elcomportamiento de la materia bariónicapara poder llegar a identificar lasgalaxias en nuestras simulaciones. Paraobtener detalles de lo que ocurre aescalas menores, en las que la materiabariónica puede ya jugar un papeldestacado, es necesario introducir otrosprocesos que son relevantes a esasescalas: la formación de estrellas y susconsecuencias energéticas y deenriquecimiento químico del medio,mediante, por ejemplo, las explosionesde supernovas y los vientos de lasestrellas masivas. La complejidad deestos mecanismos y fenómenos es talque por el momento la disciplina seencuentra en estado que podríamosllamar incipiente. La mayor parte deltrabajo es, de hecho, un formidable retopara el futuro inmediato. Laimportancia del problema y el progresocreciente en la tecnología de los


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ordenadores hacen que el campo de lasllamadas simulaciones cosmológicas,capaces de acabar dando la verdaderadistribución no sólo de la materiaoscura, sino también de las galaxias ydel gas intracumular, esté en continuaevolución.

Las simulaciones cosmológicasactuales, como las que se ilustran en lafigura 3.15, combinan muchos de losaspectos deseables para que seanconsideradas realistas: se realizan en unvolumen grande y con un elevadonúmero de partículas, con una buenaresolución y un rango dinámico

adecuado (el rango de escalas sobre elque el método computa fiablemente lasinteracciones), y algunas ya incorporangas en volúmenes enormes (figura3.16). Existen diferentes técnicas paraobtener catálogos simulados de galaxiasa partir de las simulacionescosmológicas (simulacros), quepodemos comparar con lasobservaciones de la distribución degalaxias. Además, de esta manerapodemos también comprobar elfuncionamiento de los métodos deanálisis de las observaciones, ya que enlos simulacros la informacióndisponible es completa: de cada galaxiaconocemos todos los detalles, masa,posición, velocidad real, etc., mientrasque esto no es así, como ya se haexplicado, en las observaciones.Variando los parámetros cosmológicosen las simulaciones y haciéndolasevolucionar, obtenemos diferentesdistribuciones de materia a gran escala.La comparación de estas distribucionescon las observaciones reales nosproporciona una valiosísimainformación sobre los modelos

Figura 3.15. Estos cuatro paneles muestran laevolución de una región del Universo obtenidapor la simulación cosmológica conocida como“Milennium Run”. En la simulación completase han utilizado más de diez mil millones departículas para trazar la evolución de ladistribución de la materia en un volumencúbico de 625 Mpc de lado. La simulaciónestuvo ejecutándose durante un mes en elsuperordenador principal del Centro deSupercomputación de la Sociedad Max Plancken Garching (Alemania). Los diferentes panelescorresponden a diferentes épocas en laevolución del Universo. Las edades delUniverso en cada panel (de arriba a abajo y deizquierda a derecha) son 210, 1.000, 4.700 y13.600 millones de años.

125 Mpc/h 125 Mpc/h

125 Mpc/h125 Mpc/h


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Figura 3.16. Esta imagen muestra la distribución de gas a gran escala en el Universo. Se haobtenido a partir de los datos de una de las simulaciones hidrodinámicas más grandes llevadas acabo hasta la fecha. Para ello se simula la formación de estructuras en un volumen cúbico deUniverso de 500 Mpc de lado. La materia oscura y el gas son modelizados con más de 2 mil millonesde partículas y se consideran las fuerzas gravitatorias e hidrodinámicas que actúan sobre ellas. Laimagen representa la densidad de gas en una proyección de un corte del cubo total de unos 150Mpc de profundidad. Se aprecian claramente las estructuras que constituyen el tejido cósmico agran escala, trazado por la distribución subyacente de materia oscura. Los zonas brillantesrepresentan el gas en los cúmulos de galaxias, que se encuentra a una temperatura tan alta que escapaz de emitir rayos X. El gas en los filamentos está mucho más frío y solamente puede serdetectado por las trazas que deja en el espectro de la luz que proviene de los objetos másprimitivos (cuásares). Esta simulación recibe el nombre de MareNostrum Universe, por haber sidorealizada en el superordenador MareNostrum del Centro Nacional de Supercomputación enBarcelona, y es el resultado de una colaboración internacional llamada MareNostrum NumericalCosmology Project. Cortesía de Gustavo Yepes.

cosmológicos que mejor explican losdatos observacionales. Las simulacioneshidrodinámicas son también muyadecuadas para comprender laestructura, formación y evolución de los cúmulos de galaxias en susdiferentes aspectos, así como lalocalización de los bariones noobservados por el momento, cuyapresencia en el Universo se deduce del análisis de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y de lanúcleo-síntesis primordial.

3.4.3. Distribución del gas en elmedio intergaláctico general

Las simulaciones numéricas nosmuestran que, en el proceso deformación de galaxias y cúmulos, una parte importante de la materiabariónica queda fuera de las estructurasque se forman (galaxias, cúmulos, etc.).Esto nos permite interpretar algo quedesde hace casi 40 años se ha estadodetectando en el espectro de loscuásares lejanos: la presencia dedeficiencia en la luz emitida en ciertas


átomos de hidrógeno) nos llegadesplazada al rojo, gracias a laexpansión del Universo y, por tanto, lapodemos observar en el rango ópticocon telescopios convencionales(recordemos aquí el efecto de lacorrección k, presentado cuandohablábamos de galaxias). En eseUniverso distante, las nubes deabsorción de hidrógeno tienentemperaturas en el rango de los diez milgrados. Sin embargo, gracias al HubbleSpace Telescope y otros observatoriosque nos han permitido acceder a laventana ultravioleta del espectro de laluz, se ha podido verificar que elnúmero de estas nubes de gasdisminuye dramáticamente cuando nosvamos acercando a nuestra era actual.Una parte de estas bolsas de átomoshabrían sido capturadas por galaxias,pero la mayoría quizás siga libre.

Aunque es materia de estudio ydebate todavía, podría ser que del totalde bariones que contiene el Universo,además de los que ya conocemos en lasgalaxias y en el gas calienteintracúmulo, una parte considerable(¿hasta el 40%?) podría estar en talescondiciones que no hemos podidodetectarlo. Sería la componentebariónica oscura, por contraste con lano-bariónica. Se sospecha, nuevamentegracias a las simulaciones numéricas,que estos bariones perdidos están entrelas galaxias, pero con temperaturas queoscilan entre los cien mil y los diez

millones de grados, siguiendo losfilamentos en los que se distribuyetambién la materia oscura en elUniverso. En estas circunstancias, y aligual que ocurre en el interior de loscúmulos, el hidrógeno está totalmenteionizado y, por tanto, no deja líneas deabsorción en el espectro de la luz quelos atraviesa. Para detectar esa fracciónde gas intergaláctico tan caliente, seránecesario buscar la absorción queproducen otros elementos menosabundantes (como el oxígeno) pero quemantienen algún electrón atrapado aesas temperaturas. Aunque se haempezado tímidamente a detectar estacomponente perdida, habrá que esperara la próxima generación deespectrógrafos de rayos X.

3.4.4. Sutiles distorsionesgravitatorias. Una nueva manera de sondear lo oscuro

Como hemos visto anteriormente, loscúmulos de galaxias, las estructuras másmasivas del Universo, estiran yretuercen la luz de galaxias lejanas hastagenerar fenómenos tan espectacularescomo los arcos presentes en Abell 1689,que ya mostramos en la figura 3.10.Hay, por otro lado, otro posible efectolente mucho más sutil y difícil dedetectar pero que, sin embargo, puedeaportar una valiosísima informaciónsobre la distribución de materia ennuestro Universo.

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partes del espectro, una especie de“dentelladas” en la distribuciónespectral de energía observada. Laidea que emerge es que esasdeficiencias son debidas a que partede la luz emitida por esas fuenteslejanas es absorbida por gas, que seencuentra entre la fuente y nosotros,en la línea de visión. De este modo,la luz que recibimos de los objetosmás distantes en el Universo no nostrae solamente información de loque ocurrió cuando esta luz seemitió, sino de lo que le ha ocurridoa lo largo de su viaje por el espaciohasta nosotros.

La mayor parte de estas líneas deabsorción, que dejan su huella en elespectro de los cuásares, estáncausadas por nubes de hidrógeno,nada sorprendente ya que éste es elelemento químico más abundanteen el Universo. Las absorciones másintensas son atribuibles a galaxiasenteras que se ven atravesadas por laluz del cuásar que observamos, perola mayoría son mucho más débiles.Los astrónomos son capaces no sólode medir la cantidad de átomos queha atravesado la luz en una de estasnubes, sino que también puedenmedir su temperatura.Paradójicamente, el Universo másdistante está mejor estudiado en estetema, debido a que la luzultravioleta (donde se producen losfenómenos de absorción en los


relación entre la luz de las galaxias queobservamos y su contenido en masa.

De la misma manera que al observarel embaldosado del fondo de unapiscina llena de agua, vemos las líneasrectas distorsionadas por las

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La luz de las galaxias lejanas, en suviaje hasta nosotros, sufre lasdesviaciones en uno u otro sentido amedida que pasa por sistemas dediferentes masas en su camino hacia elobservador (figura 3.17). Esto setraduce finalmente, en el caso de lasgalaxias, en leves cambios en su forma,en distorsiones que provocan que suelipticidad se incremente en unpequeñísimo porcentaje. Los efectos encada galaxia son muy pequeños, pero,si se dispone de observaciones decalidad para grandes cantidades degalaxias, se pueden estudiar. Elesfuerzo es rentable, puesto que esassutiles distorsiones contieneninformación directa sobre la cantidadde materia atravesada por la luz y, portanto, sobre la densidad media de lamisma en el Universo. La variación dela intensidad de una línea de visión aotra está relacionada directamente conlas fluctuaciones de materia en elUniverso, y nos permite medir suespectro de potencias de una maneradirecta, sin tener que pasar por elpeldaño intermedio de suponer una

Figura 3.17. En este esquema se muestra la distribución de materia oscura obtenida a partir de unasimulación cosmológica. El tamaño de la simulación es de aproximadamente 300 Mpc. La luz de lasgalaxias remotas del fondo de la imagen viaja hasta el observador (en primer plano), siguiendo unatrayectoria que es distorsionada por la acción gravitatoria de la materia. En ausencia de materia, elcamino seguiría una línea recta. Las imágenes de las galaxias, cuando llegan al observador, se handeformado. El análisis estadístico de estas deformaciones, en una muestra suficientementerepresentativa, permite inferir cómo se distribuye la materia oscura, ya que, por ejemplo, sepueden observar orientaciones de las galaxias alineadas preferentemente en las direcciones de losfilamentos de la estructura a gran escala. Cortesía de S. Colombi, IAP.

ondulaciones de la superficie, la luz delas galaxias distantes se distorsionacomo consecuencia de su paso a travésde una distribución no uniforme de lamateria oscura. El análisis de estasdistorsiones y elipticidades en una


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de materia oscura en una región delUniverso, que nos muestra algo asícomo el esqueleto de la distribución demateria. Pero es sólo el principio. La víaestá abierta y en poco tiempo vamos adisponer de datos mucho másdetallados que nos permitirán trazarcon mucha más precisión el armazóndel Universo. Posteriormente, seremoscapaces de entender cómo ladistribución de la materia bariónica, ensu luminosa minoría, se acomodadentro de ese armazón. Todo unprograma que nos va a llevar, sin lugara dudas, a una nueva y espléndidaépoca en la comprensión del Universo.

Figura 3.18. Imagen de la distribución de materiaoscura según el análisis del efecto de lentegravitatoria débil de observaciones realizadas conel Hubble Space Telescope. Se trata del sondeomás extenso realizado con este telescopio y recibeel nombre de COSMOS (Cosmic Evolution Survey).En la imagen de abajo, el mapa muestra la redintrincada de filamentos que traza la distribuciónde materia oscura en una región del Universo de2,25 grados cuadrados. La distribución manifiestaun grado de agrupamiento mayor en el Universocercano, correspondiendo a etapas más recientesde la evolución cósmica. Arriba vemos tres cortesbidimensionales de esta distribución realizados entres tiempos cósmicos diferentes. La evolución delgrado de agrupamiento de las estructuras estambién apreciable. Hay que notar que el áreafísica de estos mapas (semejantes a unatomografía) crece con la distancia, pasando de 18Mpc de lado en el corte más cercano a 30 Mpc enel más alejado. Cortesía de NASA, ESA i R. Massey(CalTech).

muestra suficientemente representativadel Universo permite obtener unaestimación de la distribución de lamatera oscura, como recientemente harealizado el grupo liderado por R.Massey (figura 3.18). Los resultados,una auténtica primicia, hanproporcionado el primer mapa directo

hace 3.500millones de años




El papel del conocimiento es explicar lovisible complejo por lo invisible simple.

Jean Perrin

El objetivo de la ciencia clásica quizáspodría resumirse con las palabrasanteriores de Jean Perrin. De ladispersión y agitación que de la realidadse perciben en primera instancia, se vandecantando las leyes que la rigen y quenos permiten una descripciónsistemática de la misma. No es, pues,de extrañar que todas las civilizaciones,fuese cual fuese su nivel de desarrollocientífico, hayan elaborado una visióncosmológica que les permitiese unacomprensión unificada de la diversidadque se observa, a la mayor escalaposible. La nuestra no es una excepcióny sobre la acumulación de datos deobservación y de desarrollos teóricos,que son de esta época, ha desarrollado

sus propias concepciones cosmológicas.

La Cosmología pretende abordar elestudio del Universo en su conjunto.Pero, de hecho, no es fácil encontraruna definición precisa de la misma. Escierto que la idea de abandonar losdetalles para abordar el estudio de laestructura de lo que subyace quedasugerida en ese tipo de definiciones,pero, a fin de cuentas, se trata deenunciados tautológicos. En la práctica,el Universo objeto de ciencia se vaconstruyendo a medida que avanzan losconocimientos: de un Universo deestrellas se pasó a otro de galaxias, y ahora consideramos que estáconformado por aglomerados degalaxias, grandes estructuras… Loextraordinario de este proceso en lo querespecta a nuestra época, además de losdescubrimientos, es que el aparato

4. La Cosmología entra en escena

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no jueguen su papel en loscorrespondientes dominios y, enparticular, en los primeros instantes delUniverso. Pero no para conformar elUniverso a gran escala como hoy loconocemos. De modo que, salvo nuevosargumentos o datos de observación queasí lo impusieran en el futuro, nos bastacon la gravedad para poder entender elUniverso a gran escala.

Dicho de otro modo, laCosmología, en su lado teórico, es unarama de la teoría de la gravedad y losmodelos cosmológicos serán, por tanto,soluciones de las ecuaciones que rigenel comportamiento de dichas fuerzas.

La Cosmología, que comienza adesarrollarse en las primeras décadas delsiglo XX, puede definirse como laaplicación de la teoría de Einstein almundo de las galaxias, consideradascomo las partículas de lo que puededenominarse como fluido cósmico. Senecesitan, sin embargo, algunas otrasconstataciones-guía para poderdelimitar el problema y abordar susolución. El paso fundamental, en estesentido, lo constituye eldescubrimiento, también por Hubble,de la relación de proporcionalidad queexiste entre la distancia a la que seencuentra una galaxia y eldesplazamiento hacia el rojo (redshift,denotado por z) de sus líneasespectrales. La universalidad de estefenómeno es inapelable: salvo unaspocas excepciones (que corresponden

a galaxias muy próximas y debido acausas bien determinadas ycomprensibles, como dijimos al hablardel cúmulo de Virgo), todas las galaxiasque se observan presentan sus líneasespectrales desplazadas hacia la parte rojadel espectro. La interpretación de esteresultado de observación en términos deexpansión del espacio-tiempo (es decir,del Universo) es la piedra angular detodo el edificio cosmológico.

Es de señalar que la primera versióndel modelo en expansión, desarrolladapor Friedman en 1924, es anterior a lasconclusiones observacionales deHubble. La sistematización posterior deesos modelos puso de manifiesto suestructura matemática y las restriccionesque imponen a las ecuaciones deEinstein, lo que permitió hacer unaclasificación exhaustiva de los mismos.La formulación de Friedman-Robertson-Walker sigue siendo hoy porhoy la base conceptual de laselaboraciones cosmológicas.

Admitir la expansión del Universo esadmitir su historicidad. El Universo quese describe es un Universo evolutivo que, partiendo de una situación calificadacomo singular (popularizada con elnombre de Big-Bang), va cambiando suspropiedades a medida que se expande, seva enfriando, pasa por fases en las que se sintetizan algunos elementos químicos,las irregularidades iniciales se vanamplificando por virtud de las fuerzasgravitatorias, hasta que en un momento

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teórico proporcionado por laRelatividad General haya sido capaz deacomodar en su seno los cambios deescala que hemos conocido en menosde un siglo.

En el lado observacional, comovenimos insistiendo, el descubrimientode las galaxias por Hubble es lo queabre la era contemporánea de laCosmología. En el teórico, ese papel loha jugado la Teoría de la Relatividad deEinstein, es decir, la nueva teoría de lagravedad. Y esto es así porque sólo lasfuerzas gravitatorias parecen capaces deactuar eficazmente a las escalas deinterés para la Cosmología.

Como es bien sabido, se conocencuatro tipos de fuerzas en la naturaleza:nucleares o fuertes, débiles,electromagnéticas y gravitatorias. De lascuatro tan sólo las dos últimas tienenrangos de actuación suficientementegrandes como para ser capaces deinfluir a grandes escalas. En cuanto a lainteracción electromagnética, debemosrecordar que no es una fuerza universal,en el sentido de que no actúa sobrecualquier tipo de materia, puesto quesólo lo hace sobre la que tiene cargaeléctrica. Dado que no parece que, agrandes escalas, el Universo contengasistemas materiales cargados, laconclusión a la que se llega es que, en eldominio de la Cosmología, las únicasfuerzas relevantes son las gravitatorias.Esto no significa que las otras fuerzas,electromagnéticas, débiles y nucleares,


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determinado ya no se puede mantener elequilibrio reinante hasta entonces entremateria y radiación, que se separan ysiguen caminos evolutivosindependientes. El Universo que hoyobservamos sería el resultado de esaevolución.

Entre los triunfos de la Cosmologíamoderna está, sin duda, eldescubrimiento de la radiación cósmicade microondas o radiación cósmica defondo, testigo de aquella época remotaen que materia y radiación estaban enequilibrio. Como fósil de aquellasituación física, contiene informaciónsobre los fenómenos físicos queentonces ocurrieron. Sus minúsculasirregularidades son las antecesoras denuestras galaxias y de los aglomeradosde galaxias que ahora observamos. Y suspropiedades nos revelan las propiedadesdel espacio-tiempo. Retrazar el hilo dela historia física del Universo se haconvertido así en parte esencial de laCosmología y del estudio de sucontenido. Y, por vía de necesidad, hahecho converger en su estudio a físicosde diferentes disciplinas, que hanvisualizado en el Universo el mayorlaboratorio imaginable.

La coherencia de ese edificio, que deforma tan extraordinaria se haconstruido a lo largo del siglo XX y, enparticular, en los tres últimos decenios,

reposa, sin embargo, sobre ingredientescuya naturaleza se desconoce. Lamateria oscura y la energía oscura,inevitables para el encaje de lasdiferentes observaciones dentro delmodelo, son absolutamentedesconocidas excepto por su accióngravitatoria. No es de extrañar así quela revista Science catalogase comoprimer problema de toda la Ciencia laelucidación de la naturaleza de lascomponentes oscuras del Universo.

4.1. El reino de la Cosmología

Para Newton, toda la materia gravita.La teoría de Einstein va más allá, puestoque no sólo la materia gravita, sinotambién cualquier forma de energía.Nada es pues ajeno a la gravedad. LaRelatividad General reposa sobre elprincipio de equivalencia (igualdadentre la masa inerte —la que siente lasfuerzas dinámicas— y la masa grave —la que siente la gravedad—) y sobrela no-existencia de observadoresprivilegiados: las leyes de la Física sonlas mismas y tienen la mismaformulación sea cual sea el observador.

Sobre esas premisas, Einsteinconstruyó una teoría en la que elespacio-tiempo posee curvatura. Y esesa curvatura la que finalmente

determina la gravedad y, a la vez,condiciona el comportamientodinámico de la materia-energía quecontiene, como se ilustra en la figura4.1. O, leído en el otro sentido, lasecuaciones de Einstein nos dicen que el contenido energético-materialdetermina la estructura del espacio-tiempo. Ha desaparecido pues ladualidad entre sistema que evoluciona ysustrato espacio-temporal en el que esaevolución tiene lugar. En la teoría deEinstein el espacio-tiempo adquierecarácter dinámico y puede evolucionar,dependiendo de la materia-energía quehaya en el sistema.

Tras un largo proceso reflexivo,Einstein formuló la RelatividadGeneral, la nueva teoría de la gravedad,en 1916. De manera sintética, lasecuaciones de Einstein puedenescribirse:

Geometría espacio-temporal materia-energíaGμν = κTμν

La expresión anterior quieresignificar que la geometría espacio-temporal determina el movimiento dela materia-energía y, viceversa, esecontenido material y energéticodetermina la geometría del espacio-tiempo. Los símbolos expresan eltensor1 de Einstein (Gμν) y el tensormateria-energía (Tμν) y k es una

1. Los tensores son entidades matemáticas que no varían al cambiar de coordenadas. Lo que equivale a decir que la descripción que se hace del sistema físico esla misma cualquiera que sea el observador.


Figura 4.1. Ilustración gráfica de la idea deEinstein sobre la gravedad. Un cuerpomasivo (digamos, el Sol) modifica a sualrededor la forma del espacio-tiempo,representado por la malla de líneascontinuas y, de esa forma, gobierna elmovimiento de otro cuerpo (la Tierra, porejemplo) a lo largo de la órbita indicadapor la flecha.

constante de proporcionalidadrelacionada con la velocidad de la luz ycon la constante de Newton. Porque,en efecto, la teoría de Einstein contienea la de Newton como unaaproximación para gravedad débil yvelocidades muy inferiores a la de laluz. De esta forma, la RelatividadGeneral hereda los triunfos de la deNewton, a la vez que la despoja de sudefecto fundamental al convertirla enuna teoría de campos, y la proyectahacia dominios a los que aquélla nopodía llegar.

Bajo esa formulación compacta seesconden 10 ecuaciones diferenciales enderivadas parciales de hasta segundoorden (de las que sólo 6 sonindependientes), de imposible soluciónanalítica salvo en casos muyparticulares. Conviene señalar desdeahora que el tensor geométrico contieneuna nueva constante, que no aparecía en

la teoría de Newton. Se trata de lallamada constante cosmológica, denotadacon la letra griega Λ, de la que despuéstendremos que hablar más en detalle.En la primera formulación de Einstein,dicha constante no aparecía. Comomuchas veces se ha dicho, la introdujoa mano para hacer estable el modelocosmológico estático que acababa deelaborar. Esta maniobra resultabaposible sin cambiar las bases de lateoría, aunque la motivación fuesecircunstancial. Sin embargo, como mástarde se demostró, la formulacióncompleta de la teoría contiene esaconstante necesariamente, lo quedespués de todo justificaba la maniobrade Einstein. De hecho, y desde estepunto de vista, lo arbitrario seríaasignarle el valor cero a priori. Bien esverdad que el éxito de los modelosevolutivos la hizo innecesaria en esosmomentos, puesto que los datos podíaninterpretarse sin su ayuda. Pero, amedida que la masa de datosaumentaba y las dificultades deinterpretación aparecían, nuestraconstante fue invocada tantas vecescomo fuera necesario para encajar losdatos dentro de los modelos.Finalmente, desde principios de losaños noventa, las observaciones la hanimpuesto de manera inevitable y formaparte natural de la descripción delUniverso, a pesar de que no sepamostodavía ni de qué se trata ni cuáles sonsus propiedades, salvo que no se trata ni

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de materia ni de radiación tales comolas conocemos. No es así de extrañarque se haya convertido no sólo en elproblema número uno de la Física, sinoen el de toda la Ciencia.

Los diferentes modeloscosmológicos son, como ya apuntamos,soluciones de las ecuaciones de Einsteinbajo ciertas restricciones razonables, quese conocen como PrincipiosCosmológicos. El propio Einstein, alelaborar su modelo, impuso comorestricción que, a la escala apropiadapara que los efectos locales no seanrelevantes, el Universo debía tener lasmismas propiedades siempre y en todolugar. Lo que se traduce, de maneranecesaria, en que todas las variables,incluida la métrica espacio-temporalque define la geometría, deben ser lasmismas en cualquier lugar y momento.Esta restricción, ciertamente muyfuerte, es conocida como PrincipioCosmológico Perfecto. Su aplicaciónsistemática permite construir otromodelo cosmológico, llamado elUniverso de De Sitter. Tanto éste comoel de Einstein tienen propiedades quedifícilmente pueden corresponder alUniverso observado, ya que el deEinstein no es estable, mientras que elde De Sitter no contiene ni materia nienergía, está vacío. Ambos tienen unaconstante cosmológica diferente decero.

Más tarde, dentro de este mismocontexto, Bondi, Gold y Hoyle, sobre

la base de interesantes consideracionesfísicas y filosóficas, formularon suModelo Estacionario. En este caso, lamétrica evoluciona con el tiempo, perolas propiedades medias del Universo semantienen. Esto significa en el caso dela densidad que, para contrarrestar elefecto de la expansión y mantenerlaconstante en el tiempo, se necesita unproceso de creación continua demateria-energía. La ley de Hubble, porun lado, y más tarde, el descubrimientode la radiación cósmica de fondo, queponía de manifiesto un Universoevolutivo, acabaron con esos modelosdefinitivamente.

La Cosmología avanzó desde eldescubrimiento de la ley de Hubble porel camino de los modelos evolutivos.Éstos responden a consideraciones desimetrías menos restrictivas que laanterior. Se admite que el Universotiene las mismas propiedades encualquier región espacial, para uninstante dado. Pero no enuncia nada enconcreto sobre el comportamiento en eltiempo, de modo que esas propiedadespueden cambiar de un instante a otro.Es lo que se conocía como PrincipioCosmológico Simple o, desde que seimpuso definitivamente, rebautizadocomo Principio Cosmológico sinadjetivos. Desde el punto de vistamatemático, se demuestra que esarestricción es suficiente para determinarla forma de la métrica y, por tanto, elcomportamiento espacial y temporal del

modelo. La métrica de Friedman-Robertson-Walker, que así se llama,corresponde a un espacio-tiempo quepuede, si se nos permite la expresión,rebanarse, de modo que en cadainstante está representado por unespacio 3-dimensional. Según lacurvatura, ese espacio 3-dimensionalserá equivalente a una esfera (curvaturapositiva), a un hiperboloide (curvaturanegativa) o a un espacio plano(curvatura nula). Todas esas seccionesespaciales tienen la misma curvatura y,además, cualesquiera dos de entre ellas,correspondientes a dos instantesdiferentes, tienen la propiedad de queno se cortan. Cada una de ellas vieneunívocamente caracterizada por elmomento al que corresponde. De esaforma, es posible ordenar esasrebanadas por el instante al quecorresponden y atribuir a ese instante elcarácter habitual que damos al tiempo.

Un aspecto esencial de esta métricaes la presencia del parámetro de escalaque corresponde, en cierto modo, altamaño del Universo. Su dependenciatemporal es la que da el carácterdinámico y evolutivo a estos modelos y es la base geométrica de nuestraCosmología. La descripción básica delmodelo, desde el punto de vistageométrico, se hace, por tanto, en baseal parámetro de escala y a la curvaturade las rebanadas espaciales.

Hemos repetido varias veces que eldato fundamental de observación sobre


Figura 4.2. Diagrama de Hubble parasupernovas de tipo Ia en galaxiasrelativamente próximas (d < 500 Mpc). Enordenadas se da el valor V = cz (en escalalogarítmica). En abscisas se da la magnitudaparente de la SN que, dado que todastienen una luminosidad intrínseca similar,indica directamente la distancia (tambiénen escala logarítmica).

el que reposa la Cosmología actual es laley de Hubble, que recoge el hechouniversal del desplazamiento hacia elrojo y su relación directa con ladistancia. En la figura 4.2reproducimos esa relación tal y como semide en nuestros días para galaxiasrelativamente próximas. Debemosañadir que el valor del desplazamientohacia el rojo que se mide esindependiente de la región espectralque se considere, por lo que esediagrama podría establecerse encualquier banda fotométrica.

La ley de Hubble es el hecho deobservación. ¿Cuál es la explicación dela misma? La primera virtud de lamétrica de Friedman-Robertson-Walkeres, precisamente, que puede aportar demanera inmediata tal explicación a esefenómeno, gracias a la dependenciatemporal del parámetro de escala, quedenominamos por a(t). Sin entrar enlos detalles, por otro lado sencillos, sepuede demostrar que, definiendo eldesplazamiento hacia el rojo z como eldesplazamiento espectral relativo de unalínea cualquiera del espectro, se tiene:

a01 + z = –––––a1

en donde el subíndice 0 se refiere almomento de la observación, mientrasque el subíndice 1 se refiere almomento de la emisión, necesariamenteanterior. Ésta es la relación básica de losmodelos cosmológicos, puesto que nos

va a permitir explicar tanto el que z nodependa de la región espectral en que semide, como su relación con ladistancia.

De la fórmula anterior se desprendeinmediatamente que, dependiendo deque a0 sea mayor, menor o igual que a1,el valor de z sería positivo, negativo onulo. El modelo teórico nada dice sobrecómo debe ser, pero las observacionesnos ayudan a fijarlo de manerainequívoca: puesto que siempreobservamos un desplazamiento hacia elrojo, es decir, z > 0, necesariamente tieneque ser a0 > a1, lo que significa que elparámetro de escala (que, como dijimos,está relacionado con el tamaño delUniverso) crece con el tiempo. Se concluyeasí que el Universo está en expansión.

La expresión simple que acabamosde escribir para el desplazamiento haciael rojo nos indica que, contrariamente alo que suele decirse, éste no se debe a lavelocidad de alejamiento de las galaxias,sino al hecho de que el espacio-tiempoevoluciona de una manera determinada.Se trata de un concepto propio yexclusivo de la Relatividad General.Cierto es que el efecto Doppler,producido por el desplazamientorelativo entre emisor y observador,presenta analogías con la expansión,pero no deben ser confundidos, puesson de naturaleza física diferente.

Una vez caracterizada la métrica de los modelos y sus principalespropiedades, es necesario determinar el

90

Diagrama de Hubble para supernovas tipo la

Distancia (Megaparsecs)

2.5 6.3 16 40 100 250 630

Vel

oci

dad

rad

ial (

km/s

)

32,000

10,000

3,200

1,000

320


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segundo miembro de las ecuaciones deEinstein, el tensor materia-energía, paracompletar el enunciado del problema.Ese tensor tiene que estar sujeto a lasmismas restricciones que el tensorgeométrico, a saber, homogeneidad e isotropía espaciales. Como yaapuntamos antes, se considera que laparte energética-material se puederepresentar como un fluido perfecto, lo que determina unívocamente suspropiedades. El fluido vendrácaracterizado por su densidad ρ(t) y presión p(t) (que dependerán deltiempo, pero no de la localizaciónespacial) con la ecuación de estado que las liga. Así queda determinadoel problema y podemos ya buscar lassoluciones de las ecuaciones deEinstein.

4.2. Los parámetroscosmológicos

No es el lugar de plantear las 3ecuaciones (más la de estado)independientes que rigen el modelo.Con ellas se puede caracterizar lavariación de cualquier variable con eltiempo y determinar el Universo-modelo que resulta. Generalmente, esasecuaciones se escriben en función de losllamados parámetros cosmológicos, nosólo por comodidad, sino porque nosconectan de manera más directa conmagnitudes que las medidas pueden

proporcionar. Los parámetros másusados son:

• La constante de Hubble, denotadapor H, que indica cómo va variandoel parámetro de escala, a(t), con eltiempo. En otras palabras, mide latasa de expansión en cada momento.Es importante señalar que, aunquese llama constante de Hubble, esteparámetro varía con el tiempo. Así,cuando consideramos épocas cadavez más próximas al Big-Bang (esdecir, cuando el factor de escala seaproxima a 0), el valor de H creceindefinidamente. De hecho, cadatipo de modelo cosmológico secaracteriza por la forma en que Hvaría con el tiempo. A pesar de ello,se conserva la denominación deconstante por razones históricas yporque, como le ocurre a todas laspropiedades del modelocosmológico estándar, en uninstante dado tiene el mismo valoren todos los lugares. Su variaciónsólo es apreciable a escalas detiempo muy largas, cosmológicas.

• Parámetro de densidad, denotadopor Ωm, que mide la relación entrela densidad de materia-energía y laexpansión. Es un parámetro que,intuitivamente, nos informa sobre larelación entre dos contrarios: laatracción gravitatoria, relacionadacon la cantidad de materia-energíaque existe en todas sus formas y

estados, y la expansión, que tiende a disgregarlo todo en el espacio-tiempo. Cuando ambos términos seigualan, se tendrá Ωm = 1 y ladensidad del Universo se llamacrítica, pues es el valor para el quegravedad y expansión se igualanexactamente. Un valor Ωm > 1 nosindica que la materia-energía essuficiente para frenar y detener laexpansión, y forzar un recolapso delUniverso que, por esa razón, se diceque es cerrado. En el caso contrario,la expansión acaba sobreponiéndosea la gravedad de la materia-energíay el Universo se expandiríaindefinidamente. El parámetro de densidad varía conel tiempo, desde un valor inicial (enel Big-Bang) Ωm =1. Pero si elUniverso es abierto, siempre seráinferior a 1, y si es cerrado, siempreserá superior a 1. En el caso crítico,el valor Ωm =1 se mantiene a lolargo de toda la evolución delUniverso.

• Parámetro de curvatura, denotadopor Ωk, que es una medida de lacurvatura espacial. Se anula para elcaso crítico, en que, además de Ωm

= 1, se tiene k = 0.• Parámetro de constante cosmológica,

denotado por ΩΛ, que mide elefecto de la nueva constante que lateoría de Einstein proporciona o,cuando se generaliza el concepto, elde la energía del vacío. Al igual que


interpretar: Si Ωm > 1 (expansiónseguida de contracción), la curvaturadebe ser positiva y el Universo escerrado. En caso contrario (expansiónsin fin), la curvatura es negativa y elUniverso abierto. El argumento puederepetirse en iguales términos siconsideramos (Ωm + ΩΛ) frente alparámetro de curvatura.

El desarrollo de la Cosmologíaobservacional puede asimilarse a labúsqueda de los valores precisos de losparámetros cosmológicos, que permitiesendeterminar el modelo concreto quecorresponde a las medidas que nosproporcionan las observaciones. Ni quedecir tiene que éste ha sido un caminolargo y aún hoy subsisten incertidumbresimportantes respecto a los mismos.

4.3. Cosmología física.Geometría y observaciones

Poco hemos hablado hasta ahora deltensor materia-energía, salvo que debecorresponder a un fluido perfecto conlas propiedades que corresponden alPrincipio Cosmológico. Como dijimos,este fluido queda caracterizado por supresión y densidad, y por la ecuación deestado que las liga. La cuestión es,desde esta perspectiva, ¿cómo es ahoranuestro Universo?

Puesto que conocemos con ciertaprecisión la densidad actual delUniverso y, con gran detalle latemperatura de la radiación cósmica defondo que, por tratarse de un cuerponegro, determina todas sus propiedades,es un ejercicio trivial comprobar que elUniverso, en el estado actual deevolución, está totalmente dominadopor la materia, siendo despreciable lacontribución de la radiación. Es más,conocemos que las galaxias se muevencon velocidades —excluida laexpansión—, que representan unapequeña fracción de la velocidad de laluz, lo que hace que la contribución dela presión material sea tambiéndespreciable. En definitiva, el Universoactual se puede representar como unfluido material con p = 0 como ecuaciónde estado. Resuelta esta cuestión, laecuación entre los parámetros escritamás arriba determina el problemacompletamente.2 Nos apresuramos adecir que no siempre fue así a lo largode la evolución cósmica, como veremosmás adelante. Pero esas consideracionesse aplican a todo el Universo de galaxiasaccesible con nuestros telescopios.

La métrica espacio-temporal nospermite definir distancias, superficies y volúmenes. Precisamente, a través deesas definiciones, se conecta el modelocon las observaciones. Detengámonos

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los demás parámetros, varía con eltiempo. Comienza teniendo unvalor nulo en el Big-Bang y vacreciendo a medida que el Universose expande. En el modeloactualmente aceptado, esteparámetro llega a ser dominante.

También se define el llamadoparámetro de deceleración, que mide lavariación de H. Su nombre se debe aque, en el caso en que Λ = 0, laexpansión sólo puede frenarse con eltiempo, debido a la acción gravitatoriade la materia. Como la descripción delmodelo sólo requiere tres parámetros,los que suelen usarse son los tresúltimos que hemos definido que,recordémoslo, contienen en suexpresión a la constante de Hubble.

Usando esos parámetros, laecuación que caracteriza el modelocosmológico viene dada por una simplerelación entre ellos, que se escribe

Ωm + ΩΛ − 1 = Ωκ

que expresa de nuevo que el contenidoenergético-material, dado por el primermiembro, determina la curvaturaespacial del Universo. En el caso en queΛ = 0, la ecuación se reduce a unarelación entre los parámetros dedensidad y curvatura muy sencilla de

2. Es de destacar que Sandage llegó a esta conclusión en 1961 (ApJ 133, 355), antes de que se hubiese descubierto la RCM, con brillantes argumentos indirectos.


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un momento en la cuestión de ladistancia, que nos permitirá plantear laley de Hubble en función de losparámetros cosmológicos y, por esa vía,conectar con los datos de observación.Por el lado observacional, la medidaque obtenemos de la luminosidad deuna galaxia depende obviamente de laluminosidad intrínseca (emitida) de esagalaxia y de la distancia a la que seencuentra. Cuanto más lejos esté, másdébil la observaremos, en proporcióninversa al cuadrado de la distancia. Ahorabien, el cálculo de esa distancia haceintervenir los parámetros cosmológicos,con lo cual queda patente que éstospueden, en principio, determinarse apartir de las observaciones. Lacomplicación viene del hecho quetenemos que conocer la luminosidadintrínseca para conocer la distancia, perosin la distancia, ¿cómo conocer laluminosidad intrínseca? Aquí intervieneun principio de uniformidad que nos vaa permitir definir lo que se conoce comoluminarias estándar, es decir, astros quetienen la misma luminosidad intrínseca.Naturalmente, esta afirmación debereposar sobre constataciones empíricas(medidas de luminosidades de astros paralos que medimos directamente ladistancia) o teóricas (conocimientodetallado de los mecanismos deproducción de la luminosidad).

Conocido es cómo los astrónomoshan ido construyendo, peldaño apeldaño, lo que se conoce como escalera

de distancias, comenzando por nuestroentorno próximo, y transportando losmétodos cada vez más lejos. Aprincipios del siglo XX el trabajo queculminó Leavitt en 1912 establecióuna relación entre el periodo con elque varía la luz de las estrellasCefeidas (que es independiente de la distancia a la que se encuentran) y laluminosidad intrínseca de las mismas.Teníamos el primer calibrador dedistancias. Si se conseguía detectar ymedir Cefeidas en otras galaxias, seríaposible determinar sus distancias yañadir peldaños a aquella escalera.Recordemos que fue con este métodocomo Hubble midió distancias avarias nebulosas que resultaron sergalaxias, y que le permitió después,junto con las medidas dedesplazamientos hacia el rojo,establecer la ley que lleva su nombre.

El número de indicadores dedistancia se ha ido multiplicando yrefinando, lo que ha permitidodeterminaciones precisas del valor de laconstante de Hubble actual, H0. Traslargos debates que han durado décadas,motivados en parte por los erroressistemáticos de las medidas (debidos, asu vez, al conocimiento parcial dealgunos fenómenos), parece que se haido convergiendo en los últimos 10años hacia un valor determinado. Unaparte del esfuerzo del HST se hadedicado a esta tarea, detectando ymidiendo Cefeidas en galaxias a

distancias de hasta 15-20 Mpc. Elvalor admitido hoy es H0 = 71km/s/Mpc. Sin embargo, el reanálisisde esas determinaciones, junto con lassuyas propias, han llevadorecientemente a Sandage ycolaboradores a concluir que H0 = 63km/s/Mpc. Si bien la diferencia no esdemasiado grande, podría tenerimplicaciones en cuanto a otroscálculos cosmológicos y al ajusteglobal del modelo. De modo queaunque el grado de convergencia esimportante y, de hecho, esos dosvalores no son, dentro de los erroresrespectivos, incompatibles, el caminohacia la Cosmología de precisión noestá aún completamente despejado.

De entre las luminarias estándarconocidas, las supernovas de tipo Ia,SNIa son las más prometedoras,puesto que, como ya dijimos al hablarde las estrellas, tienen propiedadesmuy similares entre ellas (pocadispersión en la luminosidadintrínseca, primera condición para serluminaria estándar) y son detectables a muy grandes distancias. De ahí suimportancia para medir los parámetroscosmológicos. De hecho, gracias a laacumulación de datos sobre SNIa enlos últimos años se ha podidoestablecer, como puede verse en lafigura 4.3, que el modelo que mejorajusta corresponde a los parámetroscosmológicos Ωm ≈ 0,3 y ΩΛ ≈ 0,7,poniéndose así de relieve que la


Figura 4.3. Panel superior. Módulo dedistancia (m-M), de supernovas de tipo Ia,en función del valor del desplazamientohacia el rojo (escala logarítmica). Paraluminarias estándar, como las SNIa, el valorde la magnitud absoluta M es el mismopara todas, por lo que el módulo dedistancia es una medida directa de ladistancia. La gráfica muestra, por tanto, laley de Hubble para esos astros. Las líneasrepresentan las predicciones para distintosvalores de los parámetros cosmológicos,según la leyenda de la figura. Panelinferior. Residuos para el mejor ajuste. Laconclusión principal es que la contribucióndel término de constante cosmológica esimportante y el Universo está en expansiónacelerada.

constante cosmológica no sería nula,lo que está significando unarevolución mayor en Cosmología y enFísica Fundamental.

Como ya dijimos en el capítuloanterior, el parámetro de densidadtambién se determina por métodosdinámicos y haciendo uso del efectode lente gravitatoria. La condiciónpara que esas estimaciones tengancarácter cosmológico es que lossistemas que se consideran seansuficientemente grandes como parapuedan considerarse representativosdel Universo a gran escala. Ése es el caso de los cúmulos de galaxiasy estructuras aún mayores. El resultado es que la densidadmaterial por sí sola es claramenteinferior al valor crítico. Los resultados observacionales dan0,2 < Ωm < 0,3.

En resumen, las medidasrelacionadas con el Universo actual,dominado por materia, nosproporcionan valores para la constantede Hubble, el parámetro de densidad y la constantecosmológica, que nos llevan a concluirque la expansión es acelerada debidoal valor no nulo de la constantecosmológica. Nada nos dicen, sinembargo, sobre el parámetro decurvatura. Es el momento de indagarsobre la historia del Universo parabuscar nuevos datos y argumentos quenos permitan acotar mejor esos

parámetros y fijar el modelo óptimocon precisión.

4.4. El Universo evolutivo

El Universo tiene historia. La especialestructura del espacio-tiempo delmodelo estándar (que, como dijimos,resulta de la aplicación del PrincipioCosmológico) hace posible definir untiempo cósmico, válido para toda laextensión espacial del Universo, quepermite marcar los hitos de suevolución. Dado, por otra parte, queel desplazamiento hacia el rojo, z,marca la evolución temporal delparámetro de escala, nos encontramoscon una relación biunívoca entre esetiempo y z, por lo que esa historiapuede relatarse de manera equivalenteen función del desplazamiento hacia elrojo. Y, finalmente, dada la relaciónentre z y distancia, también se puederelatar en función de ésta, lo que esotra forma de decir que mirar máslejos es mirar antes en la evolución del Universo.

Si, partiendo del Universo actualdominado por materia, nosremontamos a lo largo de ese tiempo,nos encontraremos con un sistemacada vez más denso y más caliente.Mientras la densidad y la temperaturano sean muy elevadas, podremosseguir describiendo el Universo de lamisma forma que el actual. Ahora

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Figura 4.4. Ilustración de la historia del Universo. Se han delimitado las principales etapasevolutivas, codificada en términos de tiempo transcurrido desde el Big-Bang, con la temperatura y energía correspondientes. Tras el Big-Bang, se señala la época de inflación, que produce unaumento extraordinario y casi instantáneo del tamaño del Universo, tras el cual la expansiónrecupera su ritmo. Los ingredientes iniciales se van combinando, produciendo otras partículascompuestas, cuyo dominio va marcando las diferentes épocas. Llegado un cierto momento,alrededor de 100.000 años tras el Big-Bang, se recombinan los protones y electrones, y el Universose hace transparente a la radiación de fondo, que evoluciona enfriándose de maneraindependiente hasta nuestros días. Mientras, la materia irá formando estrellas y galaxias,produciendo las diferentes especies químicas y propiciando la eclosión de formas y composicionesque hoy observamos.

bien, dado que la densidad materialvaría como a(t)3, mientras que ladensidad de radiación varía como a(t)4,en algún momento del pasado ambasdensidades se igualaron, contribuyendopor igual al contenido energético-material del Universo (denominadoépoca de equipartición). De ahí haciaatrás el comportamiento del Universoestaba dominado por la radiación. Lahistoria de ese Universo de radiación esla que queremos caracterizar ahora.

4.4.1. El Universo radiativo

Para ello, sigamos ahora el curso delos acontecimientos. Dejando paraluego el problema de las condicionesiniciales, después del Big-Bang, elUniverso estaba en rápida expansióncon valores muy altos de la presión,la temperatura y la densidad. En todaesta fase de radiación la ecuación deestado es también simple, puesto que la contribución al tensor materia-energía de la presión es untercio de la contribución de la energía de radiación. El Universo

HISTORY OF THE UNIVERSE


mientras que otros comenzaron a sersignificativos. Cada vez que ese tipo de transición ocurre, el modelo predicela formación de un fósil de la épocaprecedente que ha podido sobrevivirhasta nuestros días. Son tres losprincipales: el fondo primordial de neutrinos, los elementos ligeros(hidrógeno, deuterio, helio-4 y litio-7) y la radiación cósmica demicroondas. Cada uno de estos fósilesse origina en etapas sucesivascronológicamente y responde a loscambios que sufren los componentesde la materia y radiación en elUniverso entre las primerascienmilésimas de segundo y losprimeros cientos de miles de años.

El fondo cósmico de neutrinosCuando la temperatura del Universodecreció a menos de mil millones degrados, el ritmo de las reacciones en lasque participaban los neutrinos(interacciones débiles) se hizo muchomás lento que el ritmo de expansión delUniverso, por lo que dejaron deinteraccionar con los demáscomponentes. A partir de ahí el gas deneutrinos primordiales evolucionóindependientemente, por lo que tansólo ha disminuido su temperatura porefecto de la expansión (se estima queactualmente es de unos 2 K), sin que sudistribución haya cambiado. Ladensidad se estima en varios cientos porcentímetro cúbico.

De momento, la tecnología dedetección de neutrinos, que tansatisfactoriamente ha permitidoinvestigar los generados en el interiordel Sol o, incluso, los que se generaronen la explosión de la Supernova 1987A,no está, sin embargo, suficientementedesarrollada para lograr la detección delos neutrinos primordiales, muchísimomenos energéticos. Revelar suexistencia, que es una predicción fuertede nuestra Cosmología, es un reto quequizás algún día no muy lejanopodamos abordar.

La producción de elementos ligeros Como vimos en el primer capítulo, lasestrellas son hornos termonucleares enlos que, a partir del hidrógeno, sesintetizan los elementos químicos enprocesos bien conocidos. Y laabundancia de cada especie reflejaprecisamente esos procesos y laestabilidad de los núcleos. Sin embargo,también indicamos que hay unproblema con algunos elementos comoel D, He y Li que, por una u otrarazón, no son producidos en las estrellaso en el medio interestelar en la cantidadque se observa. La solución a esteproblema, y ése es otro de los éxitos delmodelo cosmológico estándar, está en elcomportamiento del Universo calientedel que procedemos. En efecto, amedida que el Universo se va enfriandodesde las extremas temperaturasiniciales, hay un momento determinado

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progresivamente se enfría conforme se expande y esto tiene un efectoimportante sobre los constituyentes dela materia y sobre las interacciones querigen su comportamiento.

Los constituyentes esenciales de lamateria ordinaria en el Universo son loselectrones, los neutrinos y los quarks(estos últimos forman los protones yneutrones). Todas estas partículaselementales fueron descubiertas a lolargo del pasado siglo (el último tipo de quark fue descubierto en 1995) yconfiguran hoy día los pilares delModelo Estándar de la Física dePartículas. En los instantes cercanos alorigen del Universo, después de laépoca inflacionaria (que luegopresentaremos), estas partículaselementales y los fotones seencontraban en perfecto equilibriotermodinámico, formando lo quellamamos el plasma primordial.Partiendo de una situación de densidady temperatura extremas, con laexpansión del Universo, el plasma se vaenfriando pasando por variastransiciones de fase. La primera, que dacomo resultado el confinamiento de losquarks en protones y neutrones,termina aproximadamente cuando el Universo tiene una edad de unadiezmilésima de segundo. Cuando latemperatura disminuyó aún más, losprocesos que mantienen en equilibrio a los electrones, neutrinos, protones yneutrones dejaron de ser eficientes,


Figura 4.5. Predicciones cosmológicas de lasabundancias de elementos ligeros y datos deobservación. En ordenadas se indican lasabundancias de 4He, D, 3He y 7Li relativas anúcleos de hidrógeno (en fracción de masa). Enel eje horizontal inferior se indica el parámetrode densidad bariónica que corresponde a cadacaso, normalizada con el parámetro h =H0/100. Las curvas predichas para el 4Heasumen una vida media del neutrón de 10,6minutos y tres familias de neutrinos. La franjavertical muestra la zona de concordancia detodas las medidas obtenidas, siendo la másoscura la de mayor probabilidad. Se constatainmediatamente que el valor que se obtiene deesa comparación para la densidad bariónica esmuy bajo, sensiblemente inferior al valorcrítico para un valor de la constante de Hubblesimilar al que dan las medidas e inferior a lasmedidas de densidad material que se obtienede análisis dinámicos. Lo que viene a significarque sólo una pequeña fracción de la materiadel Universo es de naturaleza bariónica.

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en que las condiciones son adecuadaspara que actúen las reaccionestermonucleares y se fusionen núcleos dehidrógeno para producir helio y losdemás elementos ligeros.

Los primeros cálculos asociados aestas predicciones fueron realizados porGamow, Alpher y Bethe en los añoscuarenta. Sus predicciones originales sehan refinado notablemente alincorporar las últimas medidas delaboratorio sobre la eficiencia de lasreacciones nucleares involucradas, lavida media del neutrón y el número defamilias de neutrinos. Los resultados nohan cambiado esencialmente laspredicciones sobre la síntesis deelementos que pudo haber tenido lugaren los tres primeros minutos delUniverso, cuando aquellas condicionesnecesarias se alcanzaron. La densidad denucleones en el Universo es el únicoparámetro del que depende estaproducción ahora que sabemos, porexperimentos en el CERN, que elnúmero de familias de neutrinos es tresy que la incertidumbre sobre la vidamedia del neutrón es tan pequeña que

resulta poco relevante al calcular laproducción de He-4. Esas predicciones,en función de la densidad bariónica, elúnico parámetro libre en los cálculos, sepresentan en la figura 4.5.

¿Qué dicen las medidasastronómicas al respecto? ¿Cómo sepuede medir la composición química dela materia que emergió de esos procesos?Obviamente el problema potencial es lacontaminación de esos valoresprimordiales por los procesos quesabemos que ocurren en las estrellas yque van variando la composiciónquímica de esos sistemas. De modo que,para minimizar esos efectos, hay queidentificar objetos muy antiguos, cuyascaracterísticas permitan suponer que o nohan sido alterados en su composiciónquímica original, o que el cambio ha sidomínimo, o que podemos determinar esascontribuciones locales. Después, se ha debuscar la huella de los elementosquímicos en los que estamos interesadosen el espectro de la radiación que emiten.

Las medidas de las abundancias deesos elementos son delicadas tantotécnicamente como por la

Den

sid

ad c

ríti

ca p

ara

H0=

65 k

m/s

/Mp

c

.001 .01 .1 1Ωbh2

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

10-7

10-8

10-9

10-10

4He

D

3He

7Li

AB

UN

DA

NC

IAS


que la mayor parte de la materia delUniverso es materia oscura, denaturaleza no-bariónica.

La radiación cósmica de fondoDurante todo el tiempo en que elcomportamiento del Universo estabadominado por la radiación, la materiase encontraba en equilibriotermodinámico con ella. Cuando latemperatura del Universo bajó hastaunos 3.000 K (que corresponde a unos380.000 años tras el Big-Bang), lasreacciones necesarias para mantener elequilibrio ya no eran capaces demantener el ritmo adecuado, por lo quela materia y la radiación comenzaron asepararse. La atracción coulombianaentre protones y electrones empieza aimponerse a la agitación térmica y seproduce la recombinación, proceso quedenota la formación masiva de átomosde hidrógeno por captura de loselectrones que quedan atrapados enórbitas alrededor de los protones. Lamateria del Universo pasa a un estadoeléctricamente neutro, cuya principalcomponente (bariónica) son esosátomos de hidrógeno. Comoconsecuencia del proceso derecombinación, los electrones ya nopueden afectar a los fotones, que ahorapueden moverse sin ser apenasatenuados o desviados: desde esemomento, el Universo se hizotransparente a esa radiación que siguiósu evolución de manera independiente.

En cuanto a la materia, observamoshoy cuál fue su destino: formarestrellas, galaxias y aglomerados,distribuirse en el medio intergaláctico,configurar el Universo que nos vanmostrando los telescopios y que losanálisis dinámicos nos revelan. ¿Y quéfue de aquella radiación?

Dada la rapidez de los procesos dedesacoplo y recombinación, esaradiación emergió conservando suespectro de cuerpo negro. Desdeentonces se ha ido enfriandoprogresivamente conservando, y éste esun aspecto clave, su espectroplanckiano. La razón es que, en el casode expansión que contempla el modelocosmológico estándar, la temperaturade esa radiación cambia solamente enfunción de la época, es decir, del valordel desplazamiento hacia el rojo, demanera simple: Tz = T0 (1+z). Demodo que hoy sigue manteniendo elcarácter de radiación de cuerpo negro,a muy baja temperatura.

Las primeras predicciones sobre laexistencia de esa radiación y sutemperatura actual fueron hechas porGamow y colaboradores. Ya en los añossesenta del siglo XX, mientras enPrinceton un grupo de científicosestaba ultimando la preparación deinstrumentos específicos para medir esaradiación, Penzias y Wilson, quetrabajaban para la compañía BellTelephone tratando de caracterizar elcomportamiento de una antena, se

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contaminación de la que hablamos. Encuanto al helio-4, se ha hecho un granesfuerzo para medirlo en galaxias en lasque los elementos más pesados, llamadosgenéricamente metales en Astrofísica,son muy poco abundantes. La ideasubyacente es que esa baja metalicidad sedebería a que son sistemas químicamentejóvenes y, por lo tanto, sincontaminación apreciable por su propiaevolución. Las incertidumbres sobre laevolución de esos objetos permanece sinembargo y lo que ha podido obtenerse esun valor con una cierta dispersión, comose representa en la citada figura 4.5.

Para los demás elementos, lasituación no es muy diferente,precisamente por la posibilidad de queocurran procesos de formación odestrucción que alteren sensiblementesus valores primordiales. Menciónespecial merece el caso del Litio-7,puesto que la predicción es bivaluada.En cualquier caso, las abundancias quese derivan de todas estas observacionesencajan dentro de las predicciones delmodelo estándar. Como corolario nomenos importante, y a pesar de esasincertidumbres, permiten tambiénacotar el valor de la densidad de materiabariónica, que resulta ser unas veinteveces menor que la densidad crítica yvarias veces menor que la densidad totalobtenida por métodos dinámicos ousando el efecto lente gravitatoria. Unavez más, y por un camino radicalmentediferente, se impone la conclusión de


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encontraron con un extraño ruido queno lograban reducir y que resultó ser laradiación cósmica de microondas. Desdeentonces se han hecho muchas medidasy se ha caracterizado exhaustivamente.En la figura 4.6 mostramos el espectrode esa radiación medido con precisiónextraordinaria por el satélite COBE enlos años noventa.

Esa radiación de fondo correspondea un cuerpo negro perfecto a latemperatura de 2,73 K. Basta ese datopara caracterizar las propiedadesintrínsecas de la radiación. Enparticular, eso significa que hay en elUniverso actual unos 400 fotones porcentímetro cúbico, cuyo origen hay quebuscarlo en los procesos que ocurrieroncuando el Universo era un plasmacaliente y denso. Pero no se agota ahí lainformación que esa radiación contiene.

Una constatación inmediata de lasobservaciones, como ya hemoscomentado antes, es la distribución enaglomerados y grandes estructuras quepresenta la materia. Estas grandesirregularidades en la distribución demateria, que han ido formándose por eljuego de las fuerzas gravitatorias, tienenque haber tenido su correlato en etapasanteriores del Universo, incluidas lasmás tempranas. De otra forma nopodrían haberse generado. De modoque la radiación, que estuvo enequilibrio con la materia en esas etapasanteriores del Universo, debería mostrartambién la huella de esas irregularidades

primordiales en la materia, y de maneracorrespondiente en cuanto a laamplitud de las mismas. En otraspalabras, el análisis de la variaciónespacial de la intensidad de la radiaciónde fondo debería poner de manifiestoirregularidades compatibles con las quepuede suponerse que presentaba ladistribución de materia cuando ambasestaban en equilibrio.

Ya desde los primeros años setentadel siglo XX, se diseñaron instrumentosy experimentos para medirlas, pero sinlos resultados esperados. Lo que causóno poca sorpresa, puesto que lasensibilidad instrumental era suficientepara medir las irregularidades que sepreveían. En efecto, dado que seaceptaba entonces que toda la materiaera bariónica, las fluctuacionesprimordiales de la materia podíancalcularse a partir de las fluctuacionesde densidad que observamos en elmundo de las galaxias, rehaciendo elproceso de crecimiento hacia atrás. Laradiación de fondo debería mostrar elmismo nivel de fluctuaciones, queresultaba ser del orden de una parte enmil. Pero no se encontraron. O, pormejor expresarlo, se encontraron perocon la distribución que corresponde aldipolo creado por el movimiento delobservador respecto a la radiación defondo. Una vez tenida en cuenta ésta,las cotas superiores que se establecieroneran muy inferiores a aquellos valoresesperados.

Figura 4.6. Distribución espectral deenergía del fondo cósmico de microondasmedido por el satélite COBE. Lasdistorsiones están por debajo de 1,5x10-5para cualquier frecuencia.


Este resultado se reconsideró desdeentonces como un indicio de laexistencia de materia oscura, no-bariónica, cuyo comportamientodiferenciado del de la materia bariónicapudiese explicar esas discrepancias entrelos esperado y lo medido.

El primer experimento que midió laintensidad de esas irregularidades en laradiación cósmica de fondo fue COBE.En primer lugar, los datos reflejabanque la intensidad de esta radiación(medida por su temperatura) era mayorque el promedio en una cierta región dela bóveda celeste e inferior al promedioen otra. La amplitud de esta variación a gran escala, que corresponde a laanisotropía dipolar que acabamos demencionar, es tan sólo de unas 3milésimas de grado, y reflejaesencialmente el movimiento de nuestraGalaxia en el medio intergaláctico.Anisotropía que no es de origencosmológico, sino local, y que habíasido ya determinada por los primerosexperimentos que se hicieron a partir delos años setenta del siglo XX. La grannovedad que aportan los datos deCOBE es la detección de anisotropíasde origen cosmológico en el fondocósmico de microondas, a menoresescalas angulares, con un nivelaproximado de una parte en cien mil(figura 4.7). Este descubrimiento fuepronto corroborado por experimentosdesde tierra y, hoy día, no hay duda deque las fluctuaciones espaciales de la

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temperatura del fondo cósmico demicroondas detectadas por estosexperimentos a escalas espaciales de 5 a8 grados tienen un origen cosmológicoque nos transporta a etapas muyprimitivas del Universo. El experimentode Tenerife sobre el fondo demicroondas, tras confirmar el resultadode COBE, localizó las primeras huellascosmológicas (directas, no estadísticas)a principios de 1994.

Aquí se impone un pequeño inciso.Hemos dicho que las fluctuaciones quese esperarían en la radiación cósmica defondo para que correspondiesen a lasirregularidades en la densidad de lamateria bariónica serían unas 100 vecessuperiores a las que se observan. ¿Cómoes entonces posible que se puedanexplicar los contrastes de densidad quese observan en el mundo de las galaxias?El papel de la materia oscura es, comohemos apuntado, esencial y, de hecho,constituyó un argumento mayormientras aún no se disponía de datosdirectos. El razonamiento esrelativamente simple. La mayor partede la materia es de naturaleza no-bariónica y, por tanto, tiene otrascondiciones de equilibrio con laradiación. Si esa materia oscura sedesacopló de la radiación antes que labariónica, en un momento en que lasfluctuaciones habían crecido poco, las irregularidades que dejaron erancorrespondientemente pequeñas. Unavez desacoplada, las fluctuaciones de

materia oscura continuaron creciendo y ésta fue aglomerándose y formandosistemas cada vez más densos; pero estecomportamiento ya no podía alterar laradiación, puesto que ya eranindependientes. Mientras, la materiabariónica siguió en equilibrio con laradiación, sin que se produjesenmayores irregularidades. Cuando éstasse separaron, la radiación mantenía laspequeñas fluctuaciones quecorresponden a la época en que estabaen equilibrio con la materia oscura,mientras que la materia bariónica fueacumulándose rápidamente en las zonasde atracción creadas por la materiaoscura tras su propio desacoplo. Demodo que las fluctuaciones de la partebariónica crecieron muy deprisa,incluso más de lo que lo habían hecholas de la materia oscura, debido a quelos bariones están sujetos a procesosdisipativos. De ese modo se puedeentender que las fluctuaciones en laradiación de fondo sean pequeñas y loscontrastes de densidad en la materiabariónica, muy grandes.

Volviendo a las propiedades de laradiación cósmica de fondo, COBEmostró el camino para profundizar enel conocimiento de sus fluctuaciones y para extraer la información quecontiene. Ese primer experimento traíainformación sobre escalas espacialesgrandes (varios grados). Los pasossiguientes tenían que dirigirse, ademásde a mejorar la sensibilidad, a sondear


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escalas cada vez menores. A partir de lasegunda mitad de los años noventa, sepusieron en marcha varios experimentosa bordo de globos estratosféricos comoBOOMERANG y MAXIMA, que hanmostrado que la amplitud de lasfluctuaciones presenta, efectivamente,una fuerte modulación dependiendo dela escala angular de la observación —enperfecta consonancia con laspredicciones de algunas teorías deformación de estructura en elUniverso— y alcanza un máximo aescalas angulares de 1 grado. En el año2003, el satélite WMAP (WilkinsonMicrowave Anisotropy Probe, de NASA)hacía públicas medidas de alta precisiónde los dos primeros picos en el espectrode potencias angulares de lasfluctuaciones del fondo cósmico demicroondas y de la función decorrelación entre temperaturas ypolarización de la radiación. Las másrecientes observaciones de losexperimentos interferométricos VSA(en Tenerife), CBI yBOOMERANG03 ponen también demanifiesto la existencia de un tercer

pico acústico en el espectro depotencias. Los resultados del análisis delos datos se muestran en la figura 4.8.

Datos como los que mostramos enla figura encierran información sobrelas principales características delUniverso. La posición y amplitud de lospicos acústicos es sensible a la densidadtotal de energía y materia y a cada unade las componentes materiales (materiaoscura, bariónica, neutrinos) y altérmino de constante cosmológica. Enparticular, la posición del primer picopermite determinar la densidad total.Dentro de las incertidumbres de lamedida, el valor que se encuentra es Ωm + ΩΛ = 1. Comparando esteresultado con la ecuación que dimosantes, que describe la estructura globaldel Universo, llegamos a la conclusiónque Ωk = 0, ó lo que es equivalente, k = 0. Esto significa que las seccionesespaciales del espacio-tiempo sonplanas. También significa que ladensidad correspondiente es la crítica,equivalente a 0,9x10-29 g/cm3. Ladensidad de materia bariónica coincide,dentro de las incertidumbres, con la

Figura 4.7. Mapas del fondo cósmico demicroondas. El superior muestra launiformidad. Estos mapas muestran launiformidad de dicho fondo en primeraaproximación. En el mapa del medio semuestra la componente dipolar de ladistribución de irregularidades. Estacomponente revela el movimiento delobservador. En el inferior se muestran lasfluctuaciones intrínsecas y la emisión delplano de nuestra Galaxia. Como se indica,la intensidad de esas fluctuaciones es de 18millonésimas de grado.

DMR 53 GHz Maps

T = 2.728 K

ΔT = 3.353 mK

ΔT = 18 μK


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obtenida del análisis de la núcleo-síntesis primordial y las abundancias deelementos ligeros. Se deduce que lacomponente de materia oscura esaproximadamente unas cinco vecessuperior a ésta. Las próximas misionesespaciales, Planck en particular, van aaportar datos de superior calidad yprecisión, a escalas angulares todavíamenores, que, sin duda, permitiránavanzar significativamente en elconocimiento del Universo temprano.

Por otro lado, esos picos en lasfluctuaciones de la radiación de fondodeben tener su correlato en ladistribución de la materia bariónica, lasgalaxias, a la escala correspondiente alcambio de tamaño del Universo desdeque se desacopló de la radiación hastahoy. El pico en la distribución degalaxias a escala de unos 140 Mpc, al

que aludíamos en el capítulo anterior(ver figura 3.14), correspondeprecisamente a la escala proporcionadapor el primer pico en el espectro depotencias de las fluctuaciones de laradiación de fondo.

El problema cosmológico queda asíacotado. Este modelo con k = 0 tiene lanotable propiedad, como ya dijimos,que la condición Ωm + ΩΛ = 1 semantiene a lo largo de toda suevolución, desde las épocas mástempranas hasta las más alejadas en elfuturo. De modo que de esa simplerelación se puede ya conjeturar cómo secomporta el Universo, globalmente, a lo largo de su evolución. Así, en lasetapas más tempranas, el término deconstante cosmológica es despreciable yla radiación domina completamente esecomportamiento. Desde el Big-Bang, laexpansión fue decelerándose hasta elmomento en que el término de laconstante cosmológica comenzó a tenerimportancia. También se va enfriando y la radiación comienza a perder supreponderancia, pasando la materia agobernar, junto con la constantecosmológica, el comportamiento globaldel Universo. Finalmente, hay unmomento en que el término dominantees el de la constante cosmológica. Segúnlos datos que se desprenden tanto delanálisis de la radiación de fondo comode la ley de Hubble, esa fase yacomenzó, de modo que en la épocaactual la expansión se acelera por

Figura 4.8. Espectro de potencias de lasfluctuaciones del fondo cósmico demicroondas medido por variosexperimentos: WMAP, VSA (mostrado endos agrupamientos de datos), CBI y ACBAR.Se puede apreciar los tres primeros picosen el espectro de potencias, resultado deoscilaciones acústicas en el plasmaprimordial. La amplitud, anchura y posiciónde estos picos permite restringir unelevado número de parámetroscosmológicos.

VSAWMAPOBI MosaicACBAR

Multipole, l

0 200 400 600 800 1.000 1.200 1.400

8.000

6.000

4.000

2.000

l (l+

1)C

l/2π

(μK

)


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influencia de esa constantecosmológica. Las ecuaciones del modelonos dicen que esa tendencia ya nopuede alterarse, de modo que laexpansión continuará acelerándoseindefinidamente. En ese sentido, poranalogía con la fase de inflacióntemprana que ahora describiremos, sepuede decir que hemos entrado en lafase de inflación inevitable y definitiva.

4.4.2. El Universo primitivo. La etapade inflación

El esquema que hemos ido presentandotiene algunas dificultades de fondo quese han ido planteando con el tiempo yque demandan soluciones que, aunquemucho se ha avanzado, todavía no sehan logrado. El problema central esprecisamente el de las condicionesiniciales, el punto de partida de esteUniverso.

Como ya planteó Weyl en los añosveinte del siglo pasado, la únicaposibilidad de que las diferentes partesde un Universo evolutivo, como el queestamos considerando, hayan estado encontacto físico en el pasado es quetengan un origen común. Ese origencomún es lo que después fue bautizadopor Hoyle como Big-Bang. Esteplanteamiento es un simple postulado oprincipio (que durante algunos años seconoció como principio de Weyl), queno soluciona el problema físico antesmencionado.

Planteado en términos algodiferentes, el problema es el siguiente:dadas las propiedades generales delmodelo, dos zonas cualesquiera del Universo que hoy observamos, seencontraban en horizontes disjuntos, es decir, sin posibilidad de contactocausal, en algún momento anterior.Entonces ¿cómo es posible que cuandomedimos una propiedad del Universoen esas dos regiones, por ejemplo latemperatura de la radiación de fondo,encontremos el mismo valor? ¿Cómoconoce una región el valor en las otrasregiones? El tamaño del horizontecuando la radiación de fondo comenzósu evolución independiente equivale aunos 2 grados en el Universo actual. Simedimos T en dos zonas separadas pormás de dos grados, los valores tendríanque ser totalmente independientes. Perono lo son. Es más, dos regiones conhorizontes disjuntos en algún momentosiempre estuvieron en horizontesdisjuntos en el pasado, puesto que eltamaño del horizonte aumenta másdeprisa que el tamaño del Universo.Dos sistemas no relacionadoscausalmente en un momento dadosiempre estuvieron causalmentedesconectados. ¿Cómo es entoncesposible que encontremos el mismovalor de T (o cualquier otra propiedadglobal) cualquiera que sea la región delcielo en que la midamos?

La idea de la inflación fueintroducida para resolver, entre otros, el

problema del horizonte. La idea esrelativamente simple, aunque suimplementación sea complicada. Setrata de explorar la posibilidad de que elUniverso, en sus primeras etapasevolutivas, haya pasado por una fase enque su tamaño haya aumentado másdeprisa que el del horizonte. De ahí elnombre de inflación. La causa de estahiper-expansión sería la evolución deun cierto campo material, cuyaexistencia y propiedades son por elmomento hipotéticas. La violentaexpansión que cambiaría el tamaño delUniverso exponencialmente en elpequeñísimo intervalo de tiempo queva entre 10-43 y 10-30 segundos despuésde la singularidad inicial habríaproducido el contacto causal de todaslas regiones del Universo hasta entoncesdesconectadas, y uniformizado laspropiedades.

La idea de la inflación ha motivadouna importante cantidad de trabajosque exploran diferentes formulacionesen busca de la más adecuada. Losresultados son, en cierto modo,satisfactorios, aunque todavía no se haencontrado la que resuelva todos losproblemas, en gran medida porque nopueden ser sino planteamientosheurísticos mientras no se tenga unateoría de la gravedad cuántica. Pero estáclaro que la idea permite plantear uncontexto físico en el que los problemasligados con las condiciones inicialespuedan encontrar una explicación.


Además, el planteamiento de lainflación permite también abordar elproblema del origen de las fluctuacionesque después dieron lugar a las galaxias yestructuras. Hasta ahora hemos hablado

de ellas sin preocuparnos por su origen.La inflación permite plantear unarespuesta. En efecto, el campo materialresponsable de la inflación está, por sunaturaleza cuántica, sujeto afluctuaciones intrínsecas. Esasfluctuaciones serían las semillas de lasgalaxias que andábamos buscando.

Se ha podido calcular, bajo ciertashipótesis, algunas de las característicasde esas fluctuaciones. El espectro que sepredice es plano (es decir, no seprivilegia ninguna escala), que es lo quelos análisis de la radiación cósmica defondo permiten concluir. En cuanto alas amplitudes, aunque puedenpredecirse con el valor apropiado,requieren sin embargo de ajustes finosno totalmente satisfactorios.

El cuadro general que emerge delestudio del Universo temprano,incluyendo la inflación, es de armonía.Se puede comprender el origen de lahomogeneidad e isotropía a gran escala,pero también el origen de lasfluctuaciones a partir de las que se hangenerado las estructuras queobservamos. Se puede comprender elorigen y propiedades de la radiación defondo y las abundancias de loselementos ligeros, D, He, Li. Y sepuede concluir que el Universo es deltipo k = 0, y que la constantecosmológica ha empezado ya a dominarla expansión, acelerándola para siempre.Pero no sin costo en hipótesis, quevamos a discutir a continuación.

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4.4.3. El Universo acelerado. De laconstante cosmológica a la energíaoscura

Entre las grandes novedades que elavance de la Cosmología en los últimos15 años nos ha aportado está, sin duda,el que actualmente, la expansión delUniverso es acelerada. Dado el carácteratractivo de las fuerzas gravitatorias que,en consecuencia, tienden a frenar esaexpansión, tan sólo el término deconstante cosmológica puede causar talaceleración y, como hemos dicho, sóloa partir de un cierto momento en laevolución del Universo.

Los valores que se obtienen para eltérmino tanto del análisis de la relación deHubble como del análisis de la radiacióncósmica de fondo son coincidentes dentrode los errores de medida y lo fijan en 0,7aproximadamente. Hay que señalartambién que, dado que k = 0, el valor quecorresponde a Ωm es 0,3, de acuerdo conlo que se deduce de la dinámica de loscúmulos de galaxias.

Esos parámetros determinan unmodelo de Universo en el que el ritmo

de expansión no es monótono. A unafase inicial de desaceleración, debido alefecto contrario de la atraccióngravitatoria, sigue una fase en que laexpansión se acelera indefinidamente.Aceleración cuya causa hay quebuscarla en la constante cosmológica o,en términos más generales, en laenergía oscura. Dado que, siempredentro del modelo estándar, latransición entre la fase dedesaceleración y la de aceleración ya habría ocurrido, estaríamos ya enesa fase de expansión cada vez másrápida que se asemeja a una nuevainflación, final.

Hasta ahora venimos hablando de laconstante cosmológica. En nuestrasconsideraciones así la hemos usado y, enefecto, puede causar los efectos que seestán observando. En la teoría deEinstein aparece como una constante deintegración, sin que haya ningunaindicación sobre su posible valor, nisiquiera sobre si es positiva o negativa.Por otro lado, desde el punto de vistaobservacional, tan sólo en el dominio de la Cosmología puede ser discernible.

La constante cosmológica ha sidotambién considerada desde otro puntode vista. El término se puede separar


de estado anterior puede generalizarsepara tomar la forma p ∝ wr, en dondeel coeficiente w puede tomar un valorentre 0 (caso Λ = 0) y -1 (correspondeal de la constante cosmológica). Esarelación anterior se conoce comoecuación de estado del Universo yconstituye uno de los objetivosprincipales de los esfuerzosobservacionales que se estánplanificando, y de los teóricos.

En efecto, también en el campo dela Física Teórica plantea la constantecosmológica problemas formidables.Considerada como energía del vacío, suvalor debería poder fijarse porargumentos relativamente directos sobrelos campos materiales y su contribucióna la misma. Pero el valor mínimo quede esa forma se puede encontrar paraesa densidad es extraordinariamentesuperior, nada menos que 120 órdenesde magnitud, al valor máximo que lasobservaciones astrofísicas más básicaspermiten. Se comprende que ya al final

de los años ochenta, ante tal situación,Weinberg escribiera que es el problema más grave de la Física. Y se comprende también que la revista Science, como ya dijimos, loproclamase como el primer problemade la Ciencia.

Siempre se ha considerado elUniverso como un inmenso,insuperable, laboratorio, aunque nopocas veces no pasase de ser unplanteamiento algo retórico. Hoy, aprincipios del siglo XXI, la Astrofísica y la Cosmología lo han revelado comoel único laboratorio en donde loscomponentes básicos puedan revelarse y ser ponderados y analizados. Sujetas a las condiciones y a las precaucionespropias de una ciencia observacionalcomo son aquéllas, su progreso nos hamostrado que lo que vemos por su luz y entendemos con nuestras teorías no sería, a día de hoy, sino una ínfima parte de lo que conforma elUniverso.

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del resto del tensor geométrico yañadirlo al segundo miembro, como si se tratase de una contribuciónenergético-material más. Si ahoraconsideramos el caso en que no haymás aportaciones al tensor materia-energía que la de la constantecosmológica, podría considerarse que Λcorresponde a la densidad de energía delvacío. Esta idea es la que motiva elcambio de denominación a energíaoscura. Analizada en términos de unfluido, correspondería al caso en que laecuación de estado es p ∝ -r, es decir,una tensión en lugar de una presión.De ahí que su efecto gravitatorio seacontrario al de atracción de la materia-energía ordinaria. El efecto de la energíaoscura es el de una repulsión. De ahí que sea capaz de acelerar laexpansión.

Por otro lado, para que haya unaaceleración basta con que haya unacomponente que se comporte comouna tensión, de modo que la ecuación


Si no se espera, no se encontrará lo inesperado; puesto que lo inesperado es difícil y arduo.

Heráclito

Lo que acabamos de relatar nos lleva a concluir que el Universo se expande con un ritmo que hoy es, dentro de los errores de medida, de 71 km/s/Mpc. Que esta expansión comenzó hace unos 14 mil millones de años, que generófluctuaciones que fueron creciendo hasta formar las galaxias y aglomerados que hoy vemos. También nos dice que la radiación de fondo que observamos a 2,73 K es el residuo fósil de la radiación que existió en el pasado cuando lamateria y la radiación estaban aún en equilibrio. Y que las abundancias quemedimos de algunos elementos como D, He y Li son también la prueba delpasado caliente y denso del Universo que pudo formarlos cuando las condicioneseran apropiadas.

Este modelo nos dice que el Universo tiene una historia y que las galaxias máslejanas están, en términos generales, en fases evolutivas anteriores a las máspróximas; y que el grado de estructuración de la materia que vemos en el Universopróximo es muy superior al que debió de existir en etapas anteriores.

Una gran cantidad de datos de observación puede hacerse encajar en eseesquema. El modelo está asentado (a veces se le ha denominado ModeloCosmológico de Consenso) y estaríamos en el inicio de la Cosmología de precisión,de ajustar los detalles.

Epílogo. A modo de conclusiones

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Pero ¿de qué está hecho el Universo? Hemos comenzado con las estrellas, lasgalaxias y sus agregados… Materia ordinaria que participa en la producción de luz,principalmente a través de las reacciones termonucleares que tienen lugar en losinteriores estelares. Cierto es que si examinamos, por ejemplo, el Sistema Solar, nosencontramos con cuerpos que no producen luz, los planetas, asteroides… Pero elSol representa más del 99% de la masa total, de modo que es una buenaaproximación decir que la masa del sistema viene dada por la de la estrella central.Se puede pensar que haya cuerpos de masas tan inferiores a la del Sol, desde estrellasenanas marrones a planetas similares a Júpiter, que no se alcancen en su interior lascondiciones necesarias para iniciar el proceso termonuclear. También existe gas endiferentes fases, polvo..., pero no contribuyen entre todos esos componentes demanera significativa a la masa total que representan las estrellas. De modo queadmitir que la masa en estrellas, la masa luminosa, no es muy inferior a la total eraun punto de partida históricamente razonable.

No sabemos si porque, como recomendaba Heráclito, los astrónomos han estadosiempre atentos a lo inesperado o simplemente por la fuerza de los datos deobservación, las sorpresas se han presentado de manera contundente. La primera deellas, firmemente apuntada desde los primeros estudios dinámicos de cúmulos degalaxias y de galaxias individuales, es que la materia luminosa estelar sólo representauna pequeña fracción de la masa luminosa total. El análisis de detalle de laspropiedades de los cúmulos de galaxias reveladas por su emisión en el dominio delos rayos X prueban que, en el sentido extendido del término luminoso que aquíutilizamos para abarcar cualquier rango del espectro electromagnético, la mayorparte de la materia luminosa, bariónica, no está en las estrellas, sino en forma de plasmacaliente en el medio intergaláctico de los cúmulos o, incluso, entre los cúmulos.

La segunda sorpresa es que la masa dinámica es muy superior a la masa luminosatotal. La mayor parte de la materia que existe es oscura. Como ya dijimos antes, estacomponente ha sido puesta de manifiesto por sus efectos gravitatorios y, en esesentido, ha sido descubierta. Es un resultado de la Astrofísica, independiente decualquier consideración cosmológica, que se sustenta tan sólo en nuestrasconcepciones sobre la gravedad. Pero ¿cuál es su naturaleza? Para responder a estacuestión tenemos que utilizar argumentos que vienen de la Cosmología. En elmarco del modelo estándar hemos visto que las abundancias de los elementos ligerosponen cotas a la densidad bariónica del Universo, puesto que de otra forma no sepodrían explicar los valores medidos de esas abundancias. Aun teniendo en cuentalas incertidumbres de las medidas, la conclusión es que la cantidad de materiabariónica permitida por la Cosmología es muy inferior a la masa total dinámica. La

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conclusión final es, en consecuencia, que la mayor parte de la materia del Universoes no solamente no-luminosa, sino que es de naturaleza diferente a la materiabariónica. Más aún, debería estar constituida por partículas que interaccionan muydébilmente con las demás, salvo por la acción universal de la gravedad, lo que haceextremadamente difícil su detección. No conocemos todavía qué es la materiaoscura, pero sabemos lo que no puede ser.

La última sorpresa, por ahora, es la constatación que la expansión es acelerada y,por lo tanto, existe una componente en el Universo que se comporta de forma diferentea la de la materia y que constituye la mayor parte del contenido energético-material delUniverso. Que se trate de la constante cosmológica o de energía oscura es algo quetendrá que dilucidarse con nuevos datos y elaboraciones teóricas. Pero, comodecíamos antes para la materia oscura, puede decirse que ya ha sido descubierta porsus efectos (anti) gravitatorios.

En términos cuantitativos, la situación que nos presentan los datos existentes esque el balance global viene dado Ωm + ΩΛ = 1 (recordemos que aunque ambascomponentes varían a lo largo del tiempo, la ecuación es válida para cualquier etapaevolutiva del Universo). Con los valores hoy admitidos para los diferentesparámetros cosmológicos, incluida la constante de Hubble, la importancia relativade los mismos es la que damos en el cuadro resumen final.

La composición y naturaleza de la materia y energía oscuras es uno de losdesafíos más importantes con que se enfrenta no sólo la moderna Cosmología sinola Física. Las partículas que podrían constituir la materia oscura son objeto debúsqueda directa desde hace ya algunos años con experimentos sofisticados y,gracias a las técnicas de detección, con observaciones de los rayos γ que seproducirían en el proceso de aniquilación de las mismas. Las teorías, por su parte,intentan poner cotas a las propiedades que podrían tener esas partículas paraorientar los experimentos.

En cuanto a la energía oscura, dado que sus efectos son sólo apreciables en eldominio cosmológico, determinar su naturaleza, establecer si se trata de unaconstante o de una nueva componente del Universo exigen un esfuerzo de talcalibre que sólo será abordable en el marco de grandes colaboraciones, que ataquenel problema desde diferentes perspectivas y con métodos diferentes, que pongan encomún medios poderosos de observación, capacidad de análisis de datos yflexibilidad teórica para poder interpretarlos. Aquí casi sólo cabe esperar loinesperado.

El problema de la energía oscura plantea un reto formidable a la Física. Comoya dijimos, la Física de partículas no ha podido explicar cómo el valor que hoy


observamos de la constante cosmológica es tan pequeño (más de 120 órdenes demagnitud) con respecto a sus predicciones más básicas. Nadie descarta en estemomento que el avance en la caracterización empírica del problema pueda forzarcambios drásticos en alguna de nuestras concepciones teóricas, particularmente en eldominio de la gravedad, como se dice en el citado informe sobre la energía oscura ycomo se reconoce en todos los ámbitos científicos.

Cuadro resumen de la composición del Universo

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ΩΛ = 0,73. La energía oscura, de naturaleza desconocida, domina la evolución del Universo a partir de cierto momento, por el que el Universo ya habría pasado. La expansión se acelerará indefinidamente en el futuro

Ωm = 0,27. La materia-radiación dominó en el pasado, pero ya no es el caso. En el futuro su importancia irá decreciendo paulatinamente. Este término tiene varias componentes:

Ωm~ 0,06. La componente bariónica es minoritaria. Tiene a su vez dos componentes,

Ωm ~ 0,012. Contenida en las estrellas

Ωm ~ 0,048. En forma de plasma en los cúmulos de galaxias

Ωm ~ 0,21. Es la materia oscura, el mayor contribuyente a Ωm, cuya naturaleza es hoy desconocida





Nuestra principal guía para conocer el Universo es el análisis de la luzque nos llega de los astros, pero lo visible nos ha llevadorápidamente, con los avances de los últimos años, hacia aquello queno vemos, la materia que sabemos que existe por su efecto en losmovimientos de los cuerpos que forman parte del mismo sistema. Su naturaleza es diferente a la que constituyen las estrellas, los planetas o a nosotros mismos: es la Materia Oscura.La estructura básica del Universo se ha ido determinandopaulatinamente, usando fuentes cada vez más lejanas y que permitenuna mejor separación entre las predicciones de los diferentes modelos.Con la capacidad de medidas cada vez más precisas ha llegado unagran sorpresa: la expansión del Universo es acelerada. Dado que lapresencia de materia y energía, cualquiera que sea su naturaleza, sólopuede frenar la expansión por sus efectos gravitatorios…, se deduceque debe haber un nuevo componente que sea responsable de esaaceleración de la expansión. Para explicar este nuevo componente, Einstein incluyó entre susteorías la llamada Constante Cosmológica, que no tuvo buena prensaal principio, pero que nunca desapareció de la escena cosmológica. Su estatus como ingrediente necesario para comprender la expansiónacelerada es relativamente reciente, y con la novedad de que suconcepción se ha ensanchado para abarcar la posibilidad de que se tratede una entidad física, totalmente desconocida por el momento y queevoluciona con el tiempo. Estamos hablando de la Energía Oscura.

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