Comic sobre el Universo

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El Universo (mi primer comic)

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Comic

El lado oscuro del universo

Introducción:

El Universo se va a acabar. Antes de 1998 se consideraban, en esencia, dos posibles capítulos finales para el Universo: ¿sería la fuerza de gravedad total lo bastante intensa como para frenar la expansión e invertirla, o seguiría el Universo creciendo para siempre? En el primer caso el Universo terminaba con un colosal apachurrón exactamente simétrico al Big Bang; en el segundo, la expansión seguía eternamente, diluyendo el cosmos.

¿Pero cómo se llegó a estas conclusiones? Los astrónomos de principios del siglo XX descubrieron que todas las galaxias (excepto las más cercanas) presentan corrimiento al rojo. Es decir, todas las galaxias se están alejando entre sí.

La luz de unas estrellas que explotaron hace miles de millones de años reveló recientemente que 75% del Universo está hecho de una forma de energía nunca antes detectada, que produce repulsión gravitacional y acelera la expansión del Universo, lo que nos revela cómo pudo ser su nacimiento y así también nos deja conjeturas de la forma en la que posiblemente podría ser el fin del mismo.

En 1929, el astrónomo E. Hubble postuló que el universo se expandía de modo tal que cada galaxia se aleja de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia; cuanto más débil es el brillo de la galaxia, mayor es su velocidad de alejamiento. Este fenómeno se comprobó en todas las direcciones.

Desarrollo:

Resulta que la luz de una galaxia también puede decirnos a qué velocidad se acerca o se aleja de nosotros. Una persona que permanezca parada en la calle mientras escucha pasar los coches percibe el sonido del motor en un tono más agudo de lo habitual a medida que se aproximan, y más grave cuando se alejan. Esto es así porque las ondas sonoras se comprimen a longitudes de onda menores a medida que se acerca la fuente, y se estiran cuando la misma se aleja.

Lo mismo ocurre con las ondas de luz. Los objetos en el cosmos como galaxias o estrellas en explosión emiten luz en forma de ondas electromagnéticas. A medida que dichas ondas viajan hacia la Tierra a lo largo de millones de años, el Universo continúa su expansión, estirando las ondas en el proceso. El color rojo tiene la longitud de onda más larga de la luz visible, de manera que las ondas de luz se estiran hacia el extremo rojo del espectro. Esto se conoce como desplazamiento al rojo. Y ayuda a que la distancia de las estrellas se pueda medir con precisión.

Un sacerdote belga, de nombre George Lemaître, sugirió por primera vez la teoría del Big Bang en los años 20, cuando propuso que el universo comenzó a partir de un único átomo primigenio. Esta idea ganó empuje más tarde gracias a las observaciones de Edwin Hubble de las galaxias alejándose de nosotros a gran velocidad en todas direcciones, y a partir del descubrimiento de la radiación cósmica de microondas de Arno Penzias y Robert Wilson.

El brillo de la radiación de fondo de microondas cósmicas, que puede encontrarse en todo el universo, se piensa que es un remanente tangible de los restos de luz del Big Bang. La radiación es similar a la que se utiliza para transmitir señales de televisión mediante antenas. Pero se trata de la radiación más antigua conocida y puede guardar muchos secretos sobre los primeros momentos del universo.

El modelo del Big Bang se fue ajustando con los años. Por ejemplo, a principios de los años 80, los cosmólogos (empezando por el físico Alan Guth) añadieron al modelo el concepto de inflación para explicar los resultados de ciertas observaciones. Según la hipótesis inflacionaria, en la primera fracción de segundo una fuerza de repulsión muy intensa hizo que el embrión de Universo pasara de un tamaño menor que el de un átomo al de una toronja en un tiempo brevísimo. Este modelo inflacionario resolvía tan bien las dificultades de la teoría original del Big Bang que no tardó en convertirse en el favorito de los cosmólogos.

Una de las predicciones más importantes del modelo inflacionario atañe a la geometría del espacio. Caben tres posibilidades, Todo depende de qué tan fuerte jale la fuerza de gravedad total del Universo, o en otras palabras, de cuánta materia y energía contenga éste en total:

1. poca materia y energía = curvatura negativa ► menos de 180 grados

2. ni mucha ni poca materia y energía = geometría plana ► 180 grados

3. mucha materia y energía = curvatura positiva ►más de 180 grados

El asunto es importante porque de la cantidad de materia y energía (más precisamente, de su densidad total) dependía también que el Universo siguiera expandiéndose para siempre (casos 1 y 2) o bien que un día la expansión se detuviera y se invirtiera (caso 3), como una piedra que se lanza hacia arriba y que empieza a bajar al llegar a cierta altura. Y por la misma razón que la piedra: la atracción gravitacional de toda la materia y energía del Universo.

Si bien las observaciones indicaban que había tan poca materia que el Universo debía tener curvatura negativa, la teoría —el modelo inflacionario que tanto les gustaba a los cosmólogos— exigía que el cosmos fuera de geometría plana.

De una cosa no cabía la menor duda: en cualquiera de los tres casos, la fuerza de gravedad —una fuerza de atracción, que tira hacia dentro, digamos— frenaba la expansión del Universo.

¿Dónde quedó el Universo?

Para mediados de la década de los 90 la cosmología se encontraba en la siguiente situación:

*Según el modelo inflacionario, el Universo debía contener suficiente materia y energía para que la expansión se fuera deteniendo sin nunca parar por completo (geometría plana).

*Unos estudios de la radiación de fondo corroboraban observacionalmente que el Universo es de geometría plana, y sanseacabó.

*Los recuentos del contenido de materia y energía del Universo decían categóricamente que éstas no alcanzaban ni de lejos para producir la geometría plana que exigían el modelo inflacionario y los estudios de la radiación de fondo.

Por lo tanto, concluyeron los cosmólogos, faltaba una parte del Universo. De hecho, faltaba la mayor parte: alrededor del 75% de la materia o energía necesaria para explicar que el Universo cumple con una geometría plana. ¿Dónde estaba?

El 15 de octubre de 1998 el telescopio Keck II, situado en la cima del volcán Kilauea, en Hawai, escudriñaba un retazo de cielo en el área de la constelación de Pegaso. Hacía unas semanas, los científicos del Proyecto de Cosmología con Supernovas (Supernova Cosmology Project), dirigido por Saul Perlmutter, habían tomado fotos de las galaxias de la misma región como referencia. Al comparar las nuevas imágenes con las de referencia, vieron que en una galaxia había aparecido un punto brillante. Era una supernova, una estrella que hizo explosión —justo lo que estaban buscando—. La llamaron Albinoni, como el compositor italiano del siglo XVIII (Perlmutter toca el violín).

Nueve días después, el grupo —un equipo internacional de investigadores— usó el Telescopio Espacial Hubble, además del Keck II, para medir la luminosidad aparente de Albinoni, así como el corrimiento al rojo de la galaxia en la que se localiza. Al cabo de varios días confirmaron que se trataba de una supernova de tipo Ia con un corrimiento al rojo de 1.2, lo que indicaba que hizo explosión hace miles de millones de años.

Este grupo, así como el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto Corrimiento al Rojo (High-z Supernova Search Team), dirigido por el astrónomo Brian Schmidt, se dedica a buscar supernovas de este tipo por todo el cielo. Las supernovas Ia son muy intensas, lo que permite verlas desde muy lejos, y alcanzan todas aproximadamente el mismo brillo intrínseco, por lo que son excelentes patrones de luminosidad. Hoy en día comparan tienen como modelo la distancia de las supernovas Ia que descubren con el corrimiento al rojo de sus galaxias para estudiar el pasado de la expansión del Universo.

Expansión acelerada

En astronomía, mirar lejos es mirar al pasado. La luz, viajando a 300 mil kilómetros por segundo, tarda cierto tiempo en llegar a la Tierra desde sus fuentes: ocho minutos desde el Sol, unas horas desde Plutón, unos años desde las estrellas más cercanas, 30 mil años desde el centro de nuestra galaxia y muchos miles de millones de años desde las galaxias más lejanas. La luz de Albinoni y su galaxia, por ejemplo, llegó al espejo del telescopio Keck II 10 mil millones de años después de producirse la explosión.

El corrimiento al rojo de las galaxias lejanas se debe a que la expansión del Universo “estira” (es un decir) su luz. Comparándolo con la distancia a la que se encuentra la galaxia se obtiene información acerca del ritmo de expansión del Universo en épocas remotas.

Para 1998, los equipos de Schmidt y Perlmutter habían estudiado unas 40 supernovas que explotaron entre 4 000 y 7 000 millones de años atrás. Estos datos les bastaron para convencerse de que algo andaba mal con la cosmología del Big Bang. Las supernovas se veían 25% más tenues de lo que correspondía a su corrimiento al rojo si la expansión del Universo se va frenando. Luego de descartar posibles fuentes de error (como intromisiones de polvo intergaláctico) y de verificar que ambos equipos obtenían los mismos resultados, luego de devanarse los sesos por espacio de varios meses buscando explicaciones prosaicas, los investigadores anunciaron públicamente una conclusión nada prosaica: la expansión del Universo, lejos de frenarse como casi todo el mundo suponía, se está acelerando.

El lado oscuro

La cosa tiene implicaciones, por ejemplo, en la edad del Universo. Ésta se calculaba suponiendo que la gravedad frenaba la expansión. Si en vez de frenarse, se acelera, el cálculo cambia y el Universo resulta más antiguo.

Pero la implicación más tremenda del Universo acelerado tiene que ver con el asunto de la gravedad. Ésta es una fuerza de atracción y, en efecto, tiende a frenar la expansión del Universo. Entonces, ¿quién demonios la está acelerando?

El efecto de aceleración del Universo nos pone ante un problema —el de buscar al responsable— pero al mismo tiempo resuelve otro. Porque el efecto de aceleración cósmica requiere energía en cantidades cósmicas, de modo que hay más energía en el Universo de la que habíamos visto hasta hoy. Entonces podemos reconciliar por fin el modelo inflacionario con las observaciones. Aunque no sepamos qué es, esta nueva energía oscura (no porque sea maligna, sino porque no se ve) añadida a los recuentos anteriores de materia y energía, completa la cantidad necesaria para que el Universo sea de geometría plana, como exige el modelo inflacionario.

Pero, ¿qué es la energía oscura? Dos posibilidades O por lo menos, ¿qué podría ser? Antes de 1929 todo el mundo creía que el Universo era estático. Cuando la teoría general de la relatividad mostró que no podía ser así, Einstein añadió a sus ecuaciones un término que representaba una especie de fuerza de repulsión gravitacional y que tenía el efecto de mantener quieto al Universo. Le llamó constante cosmológica. Cuando Hubble descubrió la expansión del Universo, Einstein retiró la constante cosmológica con cierto alivio. Pero su extraña creación reapareció, por ejemplo, en el modelo inflacionario del Big Bang, y ahora podría ser el origen de la fuerza de repulsión que le está ganando la partida a la atracción gravitacional.

La constante cosmológica es una propiedad intrínseca del espacio, es decir, el espacio simplemente es así y se acabó. Si quisiéramos sacar toda la energía de una región, tendríamos que extraer toda la materia, aislarla de fuentes de energía externas, eliminar todos los campos (eléctricos, magnéticos, gravitacionales). Pese a todos los esfuerzos, quedaría en esa región una energía irreducible, inseparable del espacio Esa energía es la constante cosmológica y podría ser la explicación de la energía oscura.

Otra posibilidad (que en realidad es toda una clase de posibilidades) es que la energía oscura provenga de un nuevo tipo de campo, parecido a los campos eléctricos y magnéticos, al que algunos cosmólogos llaman quintaesencia. En la teoría de la relatividad todos los campos producen atracción gravitacional por contener energía, pero la quintaesencia produce repulsión gravitacional.

Conclusión:

La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, no cambia con la expansión del Universo, no interactúa con la materia y no cambia de valor en distintas regiones. En cambio la quintaesencia sí podría interactuar con la materia y cambiar de valor. Otra diferencia detectable (pero aún no detectada) es que la quintaesencia acelera la expansión del Universo menos que la constante cosmológica. Los nuevos telescopios, tanto terrestres como espaciales, que se están construyendo nos ayudarán a elegir. (Por cierto, ¿no podrían ser las dos cosas?)

El Universo se va a acabar. Pero nuestra propia galaxia seguirá acompañándonos, por así decirlo. Las estrellas que la componen seguirán unidas por la fuerza gravitacional, como también seguirán unidos los planetas a sus estrellas. De modo que, pese a todo, las cosas en la Tierra seguirán su curso normal. Pequeño detalle: al Sol se le acabará el combustible en 5 000 millones de años, de modo que, más allá de ese tiempo, no se puede decir que las cosas en la Tierra sigan su curso normal, pero pasemos por alto esta minucia.

Algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría de la energía oscura que consiste en tomar en cuenta ciertos valores, antes desdeñados, de un parámetro que la describe. Para distinguirla de la quintaesencia los científicos llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo. Si la energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del Universo será muy distinto a lo que nos habíamos imaginado. Según el físico Robert Caldwell y sus colaboradores, llegará un día, dentro de unos 22 mil millones de años, en que la aceleración de la expansión del Universo empezará a notarse a escalas cada vez más pequeñas para producir un final que se llama Big Rip (el “Gran Desgarrón”). Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma superará a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras y se desmembrarán los cúmulos de galaxias. Sesenta millones de años antes del fin, se desgarran las galaxias. Tres meses antes del Big Rip, el efecto alcanza la escala de los sistemas planetarios: los planetas se desprenden de sus estrellas. Faltando 30 minutos para el postrer momento, los planetas se desintegran. En la última fracción de segundo del Universo los átomos se desgarran. Luego, nada.

Con el descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura las cosas han cambiado. Si bien aún no se puede decidir si la energía oscura es constante cosmológica o quintaesencia, está claro, en todo caso, que la posibilidad del Gran Apachurrón queda excluida. El Universo seguirá expandiéndose para siempre hasta que desde la Tierra no veamos ya otras galaxias por haber aumentado tanto las distancias que su luz ya no nos alcance.

FUENTES DE CONSULTA

http://www.comoves.unam.mx/assets/revista/58/el-lado-oscuro-del-universo.pdf

http://feinstein.com.ar/Corrimientoalrojo.html

http://www.batanga.com/curiosidades/4424/efecto-doppler-desplazamiento-hacia-el-rojo-y-el-azul

The Dark Energy Survey Desplazamiento al rojo ¿Qué significa el "desplazamiento al rojo" de un objeto http://www.darkenergysurvey.org/es/terms/redshift_es.shtml

National Geographic El origen del Universo http://www.nationalgeographic.es/ciencia/espacio/origen-universo

¿Por qué has elegido ese tema?

Porque la posibilidad de investigar, no solo los datos, sino también los puntos de vista de los científicos, es sin duda muy complejo y se requiere de una habilidad de discernimiento y razonamiento, no es mi punto fuerte de conocimientos y quise probar en algo más allá de mis ojos y qué mejor que fijarme en un tema del universo.

¿De dónde partiste para empezar a escribir?

Primero que nada, me atrajo el tema del universo y ese lado oscuro, al realizar la lectura El lado oscuro del Universo de Sergio de Régules, Pensé que muchas de las cosas que nos quedan lejos son desconocidas y por ello deseamos saber más acerca de ellas. Así que prácticamente partí de cero (en cuanto a lecturas), últimamente he asistido a conferencias sobre el tema del universo, he escuchado hablar de que ese porcentaje es desconocido, que incluso puede ser mayor. El texto en el que me baso principalmente es muy ameno y explicativo, casi cualquiera lo podría entender y partir de cualquier lado pues lo siento bien estructurado. Yo lo inicio con la gran duda ¿y luego qué pasará con el universo?

Mapa conceptual: Aprendizaje Autónomo

mapa conceptual

¿Qué es ser un estudiante en línea?

¿Qué es ser un estudiante en línea?

Primero que nada nos referiremos a “en línea” a la modalidad de estudios a distancia mediante el uso de las tecnologías, es decir un espacio virtual de formación e información.

Dicho esto vemos que el estudiante de esta modalidad requiere de ciertas características como ser proactivo, dinámico, participativo, con la posibilidad de tener un horario flexible y con la oportunidad de leer, estudiar y comprender desde prácticamente cualquier lugar, pero al mismo tiempo tiene la exigencia de participación pues, en comparación del aula convencional, existe un modo de saber si dicho estudiante participa o no, lo que le lleva a ser responsable con sus actividades académicas.

La gran ventaja  es que existe el apoyo (por medio de foros y mensajes), para resolver dudas e inquietudes sobre un tema, tanto con el profesor como con el resto de los compañeros. Y no solo eso, sino que se cuenta con un amplio espectro de contenidos para un mejor aprendizaje (videos, audios manuales, etc.). 

Ser un estudiante en línea implica ventajas y desventajas, pero estas dependerán de cada individuo, los retos van desde conocernos, saber lo que sentimos y pensamos, comunicarnos con claridad y respeto, hasta adaptarnos al uso de las tecnologías y tener esa curiosidad por descubrir y aprender cada día algo nuevo.