7. Bibliography, Resources and References
7.2 General Resources and Projects
La Astronomía, ciencia teórica y observacional, debido a la naturaleza de su objeto de estudio, pudo incorporar a su método la experimentación a partir de la segunda mitad del siglo XX, con el advenimiento de poderosas computadoras y el uso de simuladores que posibilitaron el diseño de experimentos numéricos. Veamos de qué se trata.
La dinámica galáctica estudia el movimiento de las estrellas en una galaxia y de las galaxias entre sí, debido a la interacción gravitatoria. En la década de los ’80 se pudo comenzar a simular dichos movimientos. También se diseñaron experimentos numéricos para la materia oscura; ésta podía simularse como par- tículas que, aunque no visibles, interaccionan gravitacionalmente con el resto de la masa. Comenzó una etapa en la cosmología en la que podían ponerse a prueba distintos modelos de materia oscura y ver si su evolución, mediante la simulación, terminaba en un universo similar al que observamos hoy.
En 1990, con el auxilio de esta nueva técnica, se llegó a un resultado que introduciría cambios en el paradigma cosmológico: si la densidad de masa total (masa conocida más todo tipo masa ) fuera tal que Ω =1, el universo debería ser
mucho más homogéneo de lo que hoy se observa; por lo tanto, la masa debía ser menor para que se formaran con más facilidad los “grumos” de materia mencio- nados en el capítulo IV, que darían origen a las estructuras astrofísicas (galaxias, cúmulos de galaxias) que hoy vemos. Se estaba ante un problema.
Recordemos que hasta este momento se consideraba que la materia visible y la materia oscura (estrellas de neutrones, estrellas que nunca entraron en com- bustión, agujeros negros, etc.) apenas alcanzaba para un Ω = 0,25, por lo que se
postuló otro tipo de materia llamada materia oscura cosmológica que podía ser no bariónica (no formada por protones y neutrones) que constituía el 75% res- tante para que el valor del parámetro omega predicho por la teoría inflacionaria fuese la unidad.
¿Cómo se resolvió el problema? Para conciliar Ω =1 con los resultados de
los experimentos numéricos se recurrió a la constante cosmológica (a la que se llamará lambda: Ʌ); no la de Einstein, recuperada por Zeldovich, que era repulsiva para conservar el modelo de universo estacionario, ni la de la inflación que tam- bién era repulsiva; sino una constante cosmológica atractiva, como la gravitación.
Ʌ reemplazaba a la materia oscura cosmológica. Se satisface Ω =1 considerando
que hay dos contribuciones: la materia visible y la oscura aportarían con Ωm = 0,25 y la constante cosmológica con ΩɅ=0,75.
Este modelo se conoce como ɅCDM: lambda materia oscura fría (cold darck matter) y hacia 1995 era aceptado por la mayoría de los astrónomos. En él, la constante cosmológica Ʌ es atractiva y el universo en expansión se desacelera.
Modelo ɅCdM con lambda repulsiva
Desde los orígenes de los modelos del Big Bang hasta este momento, quedó establecido que el universo se expande y lo hace con un ritmo cada vez menor porque la atracción gravitatoria frena la expansión. El tipo de geometría del uni- verso y la cantidad de masa-energía que contiene sólo modifican el ritmo al que se frena. En 1998 los cimientos de la cosmología se vieron nuevamente sacudi- dos debido a que dos equipos de científicos, independientemente uno de otro, publicaron observaciones que permitían deducir que la expansión del universo no se desacelera, por el contrario, se está acelerando. ¿Cómo se arribó a esta conclusión?
Las cefeidas (estrellas supergigantes variables o pulsantes) constituyen fuentes de iluminación de referencia que permiten medir distancias para las ga- laxias más cercanas. Para las otras, que están a miles de millones de años-luz, no es posible distinguir estrellas individuales, por lo que no se puede medir los brillos de estas estrellas y deben utilizarse otros métodos; por ejemplo, calcular sus dis- tancias a partir de sus velocidades de recesión obtenidas del corrimiento al rojo de sus espectros. Pero estos métodos dependen del modelo cosmológico que se tome como válido, ya que la relación entre la velocidad de recesión y la distancia depende del ritmo de expansión del universo.
Se consideró, entonces, a las supernovas, eventos que están entre los más energéticos conocidos en el cosmos. Una explosión de supernova libera una can- tidad tan grande de energía que puede equivaler al brillo de una galaxia completa de millones de estrellas. Buena parte de la energía se transforma en radiación, por lo que su brillo podría detectarse en galaxias muy alejadas y utilizarlas como a
las cefeidas. A partir de la década del ‘90 fue posible la detección sistemática de las supernovas. Para que constituyan fuentes de iluminación de referencia todas las supernovas deberían brillar igual (como las cefeidas), pero pareciera que hay varios tipos de supernovas, cada uno con su propio brillo. Hay, en particular, un tipo denominado Ia , que pareciera tener un brillo intrínseco constante, en el mis- mo sentido que las cefeidas. Se cree que las supernovas de este tipo proceden de enanas blancas que, al incorporar gravitatoriamente demasiada masa de su es- trella compañera cercana, colapsan en un evento de supernova. El brillo intrínseco constante se debe a que la masa propia más la que pueden incorporar no puede superar un determinado valor; por otra parte, de la cantidad de masa depende la energía liberada en la explosión.
Este hecho fue utilizado por los científicos aludidos. De las mediciones y el análisis de los datos llevadas a cabo en 1998, se deduciría que la expansión es acelerada. Como la gravitación es atractiva, la causa no es algún tipo de masa; pareciera que el universo posee una constante cosmológica repulsiva, como la de Einstein, que explicaría la expansión acelerada. Al año siguiente se acuñó el término energía oscura para esta versión de Ʌ repulsiva.
El modelo resultante es una versión del anterior, ɅCDM, pero con la constan- te cosmológica Ʌ repulsiva y un universo en expansión acelerada.