LA TEORÍA DEL BIG BANG

08.10

Componentes de la densidad universal. El valor de referencia es el de la densidad crítica, es decir, el equivalente de unos diez protones por m3. La densidad de la materia luminosa (estrellas y gases calientes) es aproximadamente un 1% de la densidad crítica. La materia que se manifiesta por su campo de gravedad (densidad dinámica) alcanza al 10% de la densidad crítica. La componente nucleónica (materia común y corriente) corresponde a un 3% de la densidad crítica, pero con un alto margen de incertidumbre. El límite superior, obtenido por la ausencia de desaceleración que se ha detectado en las galaxias, es tres veces la densidad crítica. El gráfico indica también las dos acepciones de la expresión «materia oscura». La primera acepción (n°1) se refiere a la diferencia que se estima entre las densidades luminosa y dinámica. Por su parte, la segunda, se refiere a la diferencia entre la densidad dinámica y la densidad crítica que se supone efectiva. La existencia de la materia oscura se apoya en observaciones, pero sus evidencias todavía no logran ser duras de acuerdo a las exigencias de los rigores de la comunidad científica.

En segundo término tenemos la componente luminosa. Ella se trata de la materia que se asocia a las estrellas y a los gases lumínicos del universo. La suma WL (estrellas + gas) » 0,01. Por último, nos referiremos a los efectos de densidad que se estima que genera la materia oscura. La llamaremos componente dinámica. La estimación que se tiene es de W (dyn) » 0,1. Nótese que se trata de una componente de materia relativamente concentrada en el espacio, tanto en galaxias como cúmulos, pero que no excluye la posibilidad de que sea también homogénea que, según el teorema de Gauss, no se manifestaría en el análisis de las curvas de rotación o de los cúmulos de galaxias. Como vimos ya en la sección N°25 del capítulo VI, la nucleosíntesis primordial nos permite evaluar la densidad de materia nucleónica (o hadrónica) Wb en el universo. Se encuentra: 0,007 ‹ Wbh2 ‹ 0,018. La imposibilidad de hacer evidente la desaceleración de las galaxias nos permite obtener un límite superior de W = 3, aunque se trata de una cifra muy discutible por ahora (ver siguiente gráfico).

La expansión de las galaxias. El gráfico indica la velocidad de alejamiento de las galaxias en función de su distancia: la «constante de Hubble». La medida de la distancia horizontal es proporcionada por la luminosidad de las galaxias más brillantes. En cuanto a la vertical, la velocidad está dada en kilómetros por segundo. Las diferentes curvas describen la relación velocidad-distancia en funsión de la densidad supuesta para el universo (unidades de densidad crítica). Cuanto más denso es el universo, tanto más a la izquierda se ubica la curva en el gráfico. La comparación con los puntos observados muestra que la densidad real es tres veces inferior a la crítica. La curva más baja es la esperada en un universo estacionario, lo que es incompatible con las observaciones.

Ahora bien, podemos definir la «ventana cosmológica de densidad cósmica» si asociamos el límite inferior obtenido por la densidad lumínica y el superior, situándose entre un centésimo y tres veces la densidad crítica, como podemos analizar en los gráficos de arriba y de abajo. Hasta ahora, las observaciones parecen favorecer una densidad que bordea W » 0,1, pero la densidad crítica W = 1, no pueden ser excluidas por algunas evidencias observacionales muy difundidas, pero parciales.

El universo abierto y cerrado. El eje vertical da la distancia entre dos puntos del espacio. Las diferentes curvas describen la expansión en función del tiempo; se refieren a universos hipotéticos de diversas densidades. En un universo con poca materia, estos puntos se alejarían rápidamente (curva de la izquierda). Las curvas que se originan de izquierda a derecha, reflejan el freno gravitatorio ocasionado por un universo cada vez más denso. Las densidades están expresadas en unidades de densidad crítica. Consignemos que la densidad crítica es aquella que es lo suficientemente densa como para que los cuerpos que se han alejado, después de un tiempo, se reviertan y regresen unos hacia otros, mientras que la temperatura vuelve a alcanzar los valores del comienzo del Big Bang. Al Big Bang sucede entonces un «Big Crunch», lo que es bastante poético. Lo contrario es lo tétrico. En efecto, los universos menos densos terminan sus días enrarecidos y fríos. ¿La situación de nuestro universo? Bueno, aunque últimamente se ha difundido en la población que es abierto, o sea, no suficientemente denso, las evidencias de ello están muy distantes de ser aceptadas por la comunidad científica especializada en la materia. En consecuencia, la incertidumbre es la dominante, por ahora, sobre cuál es la densidad de nuestro universo. El área rayada corresponde a los posibles valores.

EDITADA EL :