La respuesta es: depende. Pero, ¿depende de qué? Inicialmente las observaciones astronómicas indicaban que la edad del universo no era consistente con los datos de edades de las estrellas más viejas en nuestra Galaxia. ¿Está en peligro el modelo 'Big Bang' del origen del universo? ¿Cuál es la edad real de nuestro universo? ¿Cuál es el estado actual de la cosmología frente a las nuevas observaciones realizadas por el telescopio Hubble de la NASA y el Observatorio Hiparco de la Agencia Espacial Europea?
Las teorías sobre de la estructura del universo a gran escala se basan en las observaciones cuidadosas de los astrónomos con instrumentos cada vez más poderosos. Es interesante anotar que cada vez que se perfecciona una técnica de observación o se usa un nuevo instrumento para observar el cosmos, aparecen sorpresas. Cuando Galileo, por ejemplo, usó por primera vez el telescopio para escudriñar las profundidades del cosmos, vio que la superficie de la Luna tiene irregularidades, que Júpiter tiene satélites y que el Sol tiene manchas.
El telescopio espacial Hubble es el instrumento más poderoso que se ha construido con el objetivo de ver el cosmos libre de las perturbaciones y efectos producidos por la atmósfera. Con este nuevo telescopio se han podido ver los efectos gravitacionales de posibles agujeros negros, se ha medido muy precisamente la distancia a cúmulos vecinos de galaxias [y por lo tanto se ha podido inferir la edad del universo] y ha permitido avanzar en el problema de la materia oscura del universo.
El debate sobre la edad del universo
El universo no puede ser más viejo que las estrellas que lo forman, fue el argumento que lanzaron los físicos en contra del modelo del 'Big Bang' cuando éste fue propuesto en la década de los años 30. Según el modelo del Big Bang, el universo es finito y tuvo un comienzo donde la materia existente alcanzó una densidad y temperatura supremamente alta.
Recordemos que el modelo se propuso como una posible explicación a las observaciones de las abundancias de elementos livianos en el universo. Ya para los primeros años de la década de los 30 se había establecido con base experimental, que el universo está formado en un 75% de Hidrógeno y un 25% Helio [los elementos más pesados como los que observamos en la Tierra constituyen menos del 1% de la materia en el universo]. Esta observación necesita una explicación. En 1947 los físicos George Gamow, Ralph Alpher y Robert Herman de la Universidad de Georgetown en Washington propusieron que los núcleos de helio en el universo fueron formados por fusión nuclear en las primeras épocas de un universo que tuvo un comienzo caliente y denso. La posibilidad del origen del universo en una gran explosión, además, incorporaba de forma natural las observaciones de Hubble que demostraron en 1929 que el espacio está en expansión. Este modelo fue bautizado por Fred Hoyle en forma despectiva como el 'Big Bang' o gran explosión.
En los cálculos originales de Gamow, Alpher y Herman aparecía una componente de energía en forma de radiación. En un gas de electrones, protones y neutrones a muy alta energía tal como Gamow suponía que era el universo temprano, la energía en forma de radiación electromagnética es la que domina el sistema. Más tarde, cuando el universo se expande, la energía en forma de radiación deja de ser dominante y su correspondiente temperatura decrece. Esa energía en forma de radiación electromagnética [radiación cósmica de fondo, RCF] proveniente de los primeros instantes del Big Bang es una de las predicciones más fuertes del modelo.
Por esos años, el modelo estacionario [es decir que el universo no tuvo un comienzo sino que por el contrario es infinito] promovido por Hoyle, Bondi y Gold tendía a ser favorecido por razones teóricas ya que así como las variables espaciales exhiben simetría en el universo [este es homogéneo e isótropo] se esperaría que así mismo sucediera con el tiempo. Pero un comienzo en el tiempo rompería dicha simetría. Otro golpe fuerte en contra del Big Bang fue la inconsistencia de la edad calculada del universo cuando se comparaba con la edad de la Tierra: el universo resultaba más joven que la misma Tierra! más adelante se descubrió un error en el calculo de la velocidad de expansión [constante de Hubble] y se pudo corregir dicha inconsistencia. Cuando en 1965 los radio-astrónomos Penzias y Wilson del laboratorio Bell de Nueva Jersey, Estados Unidos, descubrieron accidentalmente la radiación cósmica de fondo, el modelo de Big Bang comenzó a ser tomado en serio y los mismos Hoyle y Gold reconocieron las virtudes del modelo de Big Bang y las limitaciones del modelo estacionario por ellos creado.
La constante de Hubble
Vivimos en un universo que cada vez se hace más grande, es decir el espacio está en expansión. La geometría del universo es tal que si uno mide la distancia que separa dos galaxias cualesquiera, ésta aumenta en el tiempo. El aumento en la separación entre cualquier dos galaxias se debe a que existe una velocidad relativa entre ellas y entre más alejadas se encuentren mayor será la velocidad relativa entre ellas. Por ejemplo, la velocidad con la cual se aleja una galaxia a una distancia de 1 millón de años-luz de nosotros sería de 15 a 30 Km/segundo. Una galaxia a 2 millones de años luz se alejaría con el doble de velocidad, y así sucesivamente. Este hecho fue observado por el astrónomo norte americano Edwin Hubble en 1929 y a la constante de proporcionalidad que da la velocidad en función de la separación se le llama constante de Hubble H0:
Velocidad = H0 * Distancia
Hubble descubrió esta ley midiendo la velocidad y la distancia de muchas galaxias en direcciones arbitrarias. La velocidad se obtiene mediante el corrimiento hacia el rojo de las líneas en el espectro de la luz proveniente de las galaxias. La distancia se calcula a partir de la luminosidad absoluta de estrellas variables del tipo Cefeida en la galaxia en cuestión.
Las estrellas variables del tipo Cefeida tienen la propiedad de cambiar su luminosidad intrínseca de forma periódica [de 1 a 50 días] y además, su luminosidad viene determinada por el período de variabilidad. A mayor período mayor brillo, tal como fue descubierto por la astrónoma Henrietta Leavitt en 1912.
Midiendo el período de variabilidad de una Cefeida variable se puede entonces conocer su luminosidad intrínseca. Comparando el brillo intrínseco de una estrella con el brillo aparente [la cantidad de luz medida por un telescopio en la Tierra] se puede hallar la distancia a la estrella, ya que el brillo aparente de una estrella es el brillo intrínseco disminuido por un factor que depende del inverso de la distancia al cuadrado:
brillo aparente = brillo intrínseco / r2
De esta manera, las estrellas Cefeidas variables sirven como indicadores de distancia y son usadas para establecer una escala de distancias. Sin embargo, para que sea útil el proceso previamente descrito, la escala de distancias se debe calibrar haciendo mediciones de Cefeidas variables en galaxias cuya distancia sea previamente conocida con mucha precisión mediante procedimientos diferentes. El problema de la calibración de distancias es el que ha dado mayor trabajo a los astrónomos que quieren medir la constante de Hubble.
Los cosmólogos tienen gran interés en el valor de H0, debido a que ellos pueden decir cual es la edad y tamaño del universo a partir de H0. Para ver la relación entre estas cantidades basta con pensar qué pasa si en este momento nos devolvemos en el tiempo haciendo que la expansión sea ahora hacia dentro.
Como la velocidad de expansión es conocida por la ley de Hubble podemos preguntarnos cuánto tiempo tomaría el universo en alcanzar el punto en el que todas las galaxias compartan el mismo lugar [separación cero o singularidad].
Un cálculo muy sencillo revela que el tiempo desde radio cero hasta hoy [edad del universo] es el inverso de H0. Con
H0 = 15 [Km/segundo] por Millón de años-luz
= 1/[20,000 millones de años],
donde se ha usado 1 año-luz = 300,000 [Km/segundo] * 1 año,
obtenemos para la edad del universo, T = 1/H0 = 20 mil millones de años. En orden de magnitud este resultado coincide con el número obtenido siguiendo un procedimiento más riguroso. Es muy común en la literatura científica encontrar la constante de Hubble H0 expresada en unidades de [Km/segundo] por Mpc, con 1 Mpc igual a un millón de parsecs que es equivalente a 3.26 millones de años luz. En estas unidades los valores de H0 que se han medido usando distintos métodos resultan agrupados en valores altos entre 75 y 80, y en valores bajos entre 45 y 50. Las edades del universo resultantes de estos dos grupos serían de 8 a 11 mil millones de años para el primero y de 18 a 20 mil millones de años para el segundo grupo.
¿Qué tan lejano es Virgo?
Los ladrillos o 'átomos' con los cuales está construido el universo son las galaxias. La Vía Láctea, que es donde se encuentra el Sol con la Tierra, es una espiral formada primordialmente por nubes de Hidrógeno y por 100 mil millones de estrellas como el Sol. Toda esta materia se encuentra distribuida en una región en forma de disco con un radio de 50 mil años-luz y participa de un movimiento de rotación a una velocidad de una vuelta en 300 millones de años. Se ha observado que debido a la acción de la gravedad, las galaxias tienden a formar grupos. Estos grupos o cúmulos de galaxias son los que forman las -estructuras del universo y pueden estar formados por pocas galaxias o por cientos de ellas. La Vía Láctea es miembro de uno de esos cúmulos [el Grupo Local]. El cúmulo más cercano al nuestro es el cúmulo de Virgo, que se encuentra a 50 millones de años-luz de nuestra galaxia y se ha tomado como punto de referencia para la calibración de distancias.
El debate de la edad del universo y la constante de Hubble se reduce a las discrepancias existentes entre las diferentes determinaciones de distancia a Virgo. La constante H0 es el cociente entre la velocidad de recesión de Virgo y la distancia que nos separa. Una vez que se conozca precisamente la distancia a Virgo se podrá establecer un valor firme para H0. El proyecto de medición de H0 del Telescopio Espacial Hubble de la NASA, liderado por la astrónoma Wendy Freedman del Observatorio de Carnegie [California] midió la distancia a Virgo por medio de la observación de varias Cefeidas variables en la galaxia espiral M100 perteneciente a dicho cúmulo. Según las mediciones iniciales la distancia a Virgo es de 55.4 Mpc y la constante de Hubble tendría un valor de 80 Km/seg por Mpc, lo cual implicaría una edad del universo demasiado corta [de 8 a 11 Ga] y en conflicto con las edades medidas de las estrellas en cúmulos globulares en la Vía Láctea.
La determinación precisa de H0 ha generado inmensa actividad y controversia entre los cosmólogos. Los valores encontrados típicamente se agrupan en dos resultados, hasta hace poco incompatibles, dependiendo de la técnica de medición. Las mediciones que usan estrellas del tipo cefeidas variables como indicadores de distancia siempre han encontrado valores altos de H0, entre 70 y 90 [en unidades de Km/seg/mega-parsec], mientras que usando estrellas supernova Ia se llega a valores bajos, en el rango 50 - 60. Valores superiores a 70 comienzan a ser incompatibles con la edad del universo inferido por las edades de los cúmulos globulares. El grupo de Freedman, anunció con gran fanfarria el 25 de mayo de 1999 el valor 'definitivo' de la constante de Hubble: 70 con un error del 10%. Para llegar a este resultado Freedman y su grupo midieron el brillo y el espectro de 800 estrellas cefeidas variables en 18 galaxias lejanas.
A pesar de la calidad de los resultados y la baja incertidumbre experimental Allan Sandage, un astrónomo veterano de las batallas cosmológicas, aún sostiene que el valor de H0 es más bajo [cerca a 60]. Sandage ha promovido incansablemente el uso de las supernovas a como indicadores de distancia. Usando el Telescopio Espacial para medir los espectros de supernovas conocidas, Sandage llega a un valor de H0 = 61 con un error inferior pero compatible con el resultado de Freedman.
La edad del universo con esta nueva determinación de la constante de Hubble es de 15-20 Ga, la cual no entraría en conflicto con las edades de las estrellas más viejas. Una supernova del tipo 'Ia' es lo que resulta de la explosión de una estrella enana blanca que absorbe la materia de una estrella vecina y al aumentar su masa por encima de 1.4 masas solares colapsa gravitacionalmente. En este proceso se genera una potentísima onda de choque que despide con gran fuerza las capas más externas de la estrella. El brillo de la estrella durante la explosión aumenta muchísimo y el brillo máximo de la explosión es constante para todas las supernovas del tipo 'Ia'. De aquí que constituyan una buena referencia de brillo para determinar distancias.
Otros metodos independientes de medición comienzan a arrojar resultados para H0que tienden a valores intermedios entre 60 y 70. De estos nuevos métodos vale la pena destacar los estudios del efecto Sunyaev-Zeldovich según el cual la interacción de la radiación cósmica de fondo con el gas en cúmulos galácticos resulta en un cambio característico de la intensidad de la radiación cósmica de fondo el cual sirve como indicador de distancia del cúmulo.
¿Está en problemas realmente el modelo cosmológico del Big Bang?
Las estrellas más viejas de nuestra galaxia se encuentran en agrupaciones [llamados cúmulos globulares] más o menos distribuidas simétricamente en torno al centro de la Galaxia. La teoría de la evolución estelar, que está bastante bien establecida desde los años 30, nos da las edades de estas estrellas y parecen indicar que las hay tan viejas como 13 Ga, por lo tanto la edad del universo no puede ser menor de 13 Ga.
Antes de poder entender qué tan serias son las implicaciones de estos resultados para la cosmología, tenemos que revisar en detalle la incertidumbre en las mediciones y también debemos tener en cuenta los posibles efectos sistemáticos.
Obtener la distancia al cúmulo de Virgo con pocas galaxias introduce errores sistemáticos porque las galaxias en el cúmulo presentan movimientos peculiares, el cúmulo es bastante grande y la galaxia seleccionada por el Hubble no pertenece a la parte central del cúmulo. Un asunto es la distancia al núcleo del cúmulo y otra cosa es la distancia a algunas de sus galaxias. Estas dos cantidades son diferentes y debido a los movimientos peculiares pueden presentar discrepancias hasta de un 20%. A los efectos gravitacionales locales en el cúmulo de Virgo debemos agregar los errores sistemáticos debidos a la atracción gravitacional de Virgo hacia el Grupo Local donde residimos. Nosotros somos atraídos gravitacionalmente hacia Virgo a una velocidad de 200 Km/segundo, es decir Virgo no está lo suficientemente lejano de nosotros para poder medir la constante de Hubble libre de las perturbaciones de origen local.
Un tercer punto que debemos considerar antes de saltar a conclusiones de dimensión cosmológica, es que al comparar la edad del universo con la de las estrellas en cúmulos globulares debemos conocer la incertidumbre en la edad de estas estrellas. Brian Chaboyer del Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, ha demostrado que el cálculo de las edades de las estrellas en cúmulos globulares puede alcanzar errores hasta del 20%. Los factores que dominan este error son la imprecisión con la que se conoce el mecanismo de transporte de energía por convección en la estrella e irónicamente los errores en la determinación de la distancia a estas estrellas.
Combinando las diferentes fuentes de incertidumbre en la determinación de las edades de las estrellas en cúmulos globulares, se encuentra que la edad absoluta de los cúmulos globulares más viejos está en el rango 11 - 21 Ga. Estos resultados hay que modificarlos con correcciones descubiertas recientemente por las mediciones de posiciones astronómicas realizadas por el satélite Hiparco, las cuales ponen las edades de cúmulos globulares en el rango 9-18 Ga, aliviando el posible conflicto con la edad del universo. Mediciones más precisas de las edades estelares basadas en la temperatura de las enanas blancas en los cúmulos globulares indican que estos tienen edades de 13 Ga.
Por último, debemos anotar que se han hecho algunas suposiciones en el momento de calcular la edad del universo a partir del parámetro H0. En particular, lo que normalmente se hace es suponer que el universo tiene la suficiente masa para hacer que su geometría corresponda a la de un espacio plano. Esta elección viene sugerida por los modelos cosmológicos inflacionarios que explican la isotropía en la radiación cósmica de fondo. La edad del universo viene dada por b/H0, donde H0 es la constante de Hubble y b un factor que depende de la geometría del universo. En un universo Euclideo b es cercano a 1. No sabemos cuál es realmente la curvatura del universo. Este parámetro depende de la masa total en el universo y si nos basamos en la materia observable solo encontramos un 2% de la materia necesaria para que este alcanzara a tener una geometría plana, es decir su geometría es la de un espacio abierto de curvatura negativa.
La Constante Cosmólogica
Independiente de la geometría, existe otro parámetro teórico [la constante cosmológica L] que podemos ajustar para hacer la edad del universo más grande inclusive con un alto valor de H0. Las ecuaciones sobre las cuales viene elaborado el modelo del Big Bang se basan en la Relatividad General desarrollada por Einstein. Cuando se usa la Relatividad General para describir el comportamiento del universo, aparece de forma natural la expansión del espacio. En estas ecuaciones se puede usar el parámetro L [lambda] que actúa como una presión negativa y hace que el universo se expanda más lentamente al comienzo y así su edad se hace mayor independiente del valor de H0. La gráfica anterior muestra la dependencia de la edad del universo como función de la constante cosmológica. Se puede observar que la edad del universo crece [inclusive con valores grandes de H0] a medida que aumenta el valor de la densidad de energía debida a la constante cosmológica [WL] y en este caso desaparecen las posibles dificultades con los valores altos de H0.
La posibilidad de un universo con una componente de energía proveniente de la constante cosmológica ha sido reforzada por las mediciones de las anisotropias en la radiación cósmica de fondo y por mediciones de la velocidad de expansión del universo usando supernovas lejanas. Según estas observaciones el universo debe tener una densidad de energía WL = 0.7.
Conclusión
En el marco teórico del Big Bang la edad del universo depende de la constante de Hubble y la masa y energía total en el universo.
Tomando los valores de:
• H0 = 71 para la constante de Hubble [basado en las mediciones del proyecto WMAP]
• WL = 0.73 de acuerdo a la velocidad de expansión y a las anisotropias de la RCF
• W = 1, un universo de geometría plana segun experimentos de anisotropias de la RCF
obtenemos un valor para la edad del universo de:
13.7 mil millones de años
la cual es consistente con las edades de las estrellas más viejas en el universo.
* © Copyright 1998 - 2005, Derechos reservados, Sergio Torres Arzayús. [Adaptado del artículo de Innovación y Ciencia, Vol. IV, No. 3, pp. 26-32, 1995]
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