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Física Universitaria Volumen 3

11.7 Evolución del universo primigenio

Física Universitaria Volumen 311.7 Evolución del universo primigenio
  1. Prefacio
  2. Óptica
    1. 1 La naturaleza de la luz
      1. Introducción
      2. 1.1 La propagación de la luz
      3. 1.2 La ley de reflexión
      4. 1.3 Refracción
      5. 1.4 Reflexión interna total
      6. 1.5 Dispersión
      7. 1.6 Principio de Huygens
      8. 1.7 Polarización
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    2. 2 Óptica geométrica y formación de imágenes
      1. Introducción
      2. 2.1 Imágenes formadas por espejos planos
      3. 2.2 Espejos esféricos
      4. 2.3 Imágenes formadas por refracción
      5. 2.4 Lentes delgadas
      6. 2.5 El ojo
      7. 2.6 La cámara
      8. 2.7 La lupa simple
      9. 2.8 Microscopios y telescopios
      10. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
    3. 3 Interferencias
      1. Introducción
      2. 3.1 Interferencia de doble rendija de Young
      3. 3.2 Matemáticas de la interferencia
      4. 3.3 Interferencias de rendijas múltiples
      5. 3.4 Interferencia de película delgada
      6. 3.5 El interferómetro de Michelson
      7. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    4. 4 Difracción
      1. Introducción
      2. 4.1 Difracción de una rendija
      3. 4.2 Intensidad en la difracción de una rendija
      4. 4.3 Difracción de doble rendija
      5. 4.4 Rejillas de difracción
      6. 4.5 Aberturas circulares y resolución
      7. 4.6 Difracción de rayos X
      8. 4.7 Holografía
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
  3. Física moderna
    1. 5 Relatividad
      1. Introducción
      2. 5.1 Invariancia de las leyes físicas
      3. 5.2 Relatividad de la simultaneidad
      4. 5.3 Dilatación del tiempo
      5. 5.4 Contracción de longitud
      6. 5.5 La transformación de Lorentz
      7. 5.6 Transformación relativista de la velocidad
      8. 5.7 Efecto Doppler para la luz
      9. 5.8 Momento relativista
      10. 5.9 Energía relativista
      11. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
    2. 6 Fotones y ondas de materia
      1. Introducción
      2. 6.1 Radiación de cuerpo negro
      3. 6.2 Efecto fotoeléctrico
      4. 6.3 El efecto Compton
      5. 6.4 Modelo de Bohr del átomo de hidrógeno
      6. 6.5 Las ondas de materia de De Broglie
      7. 6.6 Dualidad onda-partícula
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
    3. 7 Mecánica cuántica
      1. Introducción
      2. 7.1 Funciones de onda
      3. 7.2 El principio de incertidumbre de Heisenberg
      4. 7.3 La ecuación de Schrӧdinger
      5. 7.4 La partícula cuántica en una caja
      6. 7.5 El oscilador armónico cuántico
      7. 7.6 El efecto túnel de las partículas a través de las barreras de potencial
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    4. 8 Estructura atómica
      1. Introducción
      2. 8.1 El átomo de hidrógeno
      3. 8.2 Momento dipolar magnético orbital del electrón
      4. 8.3 Espín del electrón
      5. 8.4 El principio de exclusión y la tabla periódica
      6. 8.5 Espectros atómicos y rayos X
      7. 8.6 Láseres
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
    5. 9 Física de la materia condensada
      1. Introducción
      2. 9.1 Tipos de enlaces moleculares
      3. 9.2 Espectros moleculares
      4. 9.3 Enlaces en los sólidos cristalinos
      5. 9.4 Modelo de electrones libres de los metales
      6. 9.5 Teoría de bandas de los sólidos
      7. 9.6 Semiconductores y dopaje
      8. 9.7 Dispositivos semiconductores
      9. 9.8 Superconductividad
      10. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    6. 10 Física nuclear
      1. Introducción
      2. 10.1 Propiedades de los núcleos
      3. 10.2 Energía de enlace nuclear
      4. 10.3 Decaimiento radioactivo
      5. 10.4 Reacciones nucleares
      6. 10.5 Fisión
      7. 10.6 Fusión nuclear
      8. 10.7 Usos médicos y efectos biológicos de la radiación nuclear
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    7. 11 Física de partículas y cosmología
      1. Introducción
      2. 11.1 Introducción a la física de partículas
      3. 11.2 Leyes de conservación de las partículas
      4. 11.3 Cuarks
      5. 11.4 Aceleradores y detectores de partículas
      6. 11.5 El modelo estándar
      7. 11.6 El Big Bang
      8. 11.7 Evolución del universo primigenio
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
  4. A Unidades
  5. B Factores de conversión
  6. C Constantes fundamentales
  7. D Datos astronómicos
  8. E Fórmulas matemáticas
  9. F Química
  10. G El alfabeto griego
  11. Clave de Respuestas
    1. Capítulo 1
    2. Capítulo 2
    3. Capítulo 3
    4. Capítulo 4
    5. Capítulo 5
    6. Capítulo 6
    7. Capítulo 7
    8. Capítulo 8
    9. Capítulo 9
    10. Capítulo 10
    11. Capítulo 11
  12. Índice

Objetivos De Aprendizaje

Al final de esta sección podrá:

  • Describir la evolución del universo primitivo en términos de las cuatro fuerzas fundamentales.
  • Utilizar el concepto de la lente gravitacional para explicar los fenómenos astronómicos
  • Aportar pruebas del Big Bang en términos de radiación cósmica de fondo.
  • Distinguir entre materia oscura y energía oscura.

En la sección anterior hablamos de la estructura y la dinámica del universo. En particular, el universo parece estar expandiéndose e incluso acelerándose. Pero, ¿cómo era el universo al principio de los tiempos? En esta sección, analizaremos las pruebas que los científicos han podido reunir sobre el universo primitivo y su evolución hasta la actualidad.

El universo primitivo

Antes del breve período de inflación cósmica, los cosmólogos creen que toda la materia del universo estaba comprimida en un espacio mucho más pequeño que un átomo. Los cosmólogos creen además que el universo era extremadamente denso y caliente, y que una sola fuerza regía las interacciones entre las partículas. En otras palabras, las cuatro fuerzas fundamentales (nuclear fuerte, electromagnética, nuclear débil y gravitacional) se fusionan en una en estas energías (Figura 11.21). Cómo y por qué se rompe esta "unidad" a bajas energías es un importante problema sin resolver en la física.

La figura muestra una línea de tiempo. A 10 a la potencia de menos 43 segundos después del Big Bang, la línea se divide en dos. Una de las ramas es la fuerza gravitacional. La otra se adelanta y se divide en dos más a 10 a la potencia de menos 35 segundos. A partir de aquí, una rama es la fuerza nuclear fuerte. La otra se divide en dos a 10 a la potencia de menos 12 segundos. Las dos ramas se denominan fuerza electromagnética y fuerza nuclear débil. La energía de las partículas y la temperatura del universo en el momento de la primera división son: 10 a la potencia de 19 GeV y 10 a la potencia de 32 K respectivamente. En la segunda división, son: 10 a la potencia de 14 GeV y 10 a la potencia de 27 K respectivamente. En la tercera división, son 100 GeV y 10 a la potencia de 15 K respectivamente. Las cuatro líneas continúan hasta alcanzar los valores: 5 por 10 a la potencia de 17 segundos, 10 a la potencia de menos 4 eV y 3 K.
Figura 11.21 La separación de las cuatro fuerzas fundamentales en el universo primigenio.

Los modelos científicos del universo primitivo son muy especulativos. La Figura 11.22 muestra un esbozo de una posible línea temporal de los acontecimientos.

La figura muestra una línea de tiempo. La inflación comienza a los 10 a la potencia de menos 43 segundos después del Big Bang, a una temperatura de 10 a la potencia de 32 K y una energía de 10 a la potencia de 19 GeV. La inflación termina a 10 a la potencia de menos 35s, 10 a la potencia de 27 K y 10 a la potencia de 15 GeV. A esto le sigue la edad de los leptones: cuarks, muones, taus, gluones y fotones. Los protones se forman a 10 a la potencia de menos 6 s, 10 a la potencia de 13 K y 0,1 GeV. A esto le sigue la edad de los nucleones: cuarks, protones, muones, neutrones, taus, electrones, mesones, fotones. La fusión nuclear comienza a los 225 s, 10 a la potencia de 11 K y 10 a la potencia de menos 4 GeV. A esto le sigue la era de la síntesis de los núcleos: protones, He, electrones, fotones. La fusión nuclear termina a los 1.000 años, 100.000 K y 10 a la potencia de menos 8 GeV. A esto le sigue la edad de los iones: protones, positrones, He, electrones, fotones. La radiación de fondo de microondas está a 3.000 años, 60.000 K y 5 por 10 a la potencia de menos 9 GeV. A esto le sigue la edad de los átomos. Las primeras estrellas y galaxias se forman a 300.000 años, 3.000 K y 3 por 10 a la potencia de menos 10 GeV. A esto le sigue la edad de las estrellas y las galaxias. Hoy la temperatura es de 2,7 K y la energía es de 2,3 por 10 a la potencia de menos 13 GeV.
Figura 11.22 Una línea de tiempo aproximada de la evolución del universo desde el Big Bang hasta el presente.
  1. Big Bang (t<1043s):(t<1043s): Las leyes actuales de la física se quebrantan. Al final del evento inicial del Big Bang, la temperatura del universo es aproximadamente T=1032K.T=1032K.
  2. Fase inflacionaria (t=1043a 1035s):(t=1043a 1035s): El universo se expande exponencialmente y la gravedad se separa de las demás fuerzas. El universo se enfría hasta aproximadamente T=1027K.T=1027K.
  3. Edad de los leptones (t=1035a 106s):(t=1035a 106s): A medida que el universo sigue expandiéndose, la fuerza nuclear fuerte se separa de las fuerzas electromagnética y nuclear débil (o fuerza electrodébil). Poco después, la fuerza nuclear débil se separa de la fuerza electromagnética. El universo es una sopa caliente de cuarks, leptones, fotones y otras partículas.
  4. Edad de los nucleones (t=106a 225 s):(t=106a 225 s): El universo está formado por leptones y hadrones (como protones, neutrones y mesones) en equilibrio térmico. La producción de pares y la aniquilación de pares se producen con la misma facilidad, por lo que los fotones permanecen en equilibrio térmico:
    γ+γe+e+γ+γp+pγ+γn+n.γ+γe+e+γ+γp+pγ+γn+n.
    El número de protones es aproximadamente igual al número de neutrones a través de las interacciones con los neutrinos:
    νe+ne+pνe+pe++n.νe+ne+pνe+pe++n.
    La temperatura del universo se asienta en aproximadamente 1011K1011K (demasiado frío para la producción continuada de pares nucleón-antinucleón). Los números de protones y neutrones comienzan a dominar sobre sus antipartículas, por lo que las aniquilaciones protón-antiprotón (pp)(pp) y neutrón-antineutrón (nnnn) disminuyen. Comienzan a formarse deuterones (pares protón-neutrón).
  5. Edad de la nucleosíntesis (t=225st=225s a 1.000 años): A medida que el universo continúa expandiéndose, los deuterones reaccionan con protones y neutrones para formar núcleos más grandes; estos núcleos más grandes reaccionan con protones y neutrones para formar núcleos aún más grandes. Al final de este período, aproximadamente 1/4 de la masa del universo es helio. (Esto explica la cantidad actual de helio en el universo). Los fotones carecen de la energía necesaria para continuar la producción de electrones y positrones, por lo que los electrones y los positrones se aniquilan mutuamente hasta convertirse en fotones.
  6. Edad de los iones (t=1.000t=1.000 a 3.000 años): El universo está lo suficientemente caliente como para ionizar cualquier átomo formado. El universo está formado por electrones, positrones, protones, núcleos ligeros y fotones.
  7. Edad de los átomos (t=3.000t=3.000 a 300.000 años): El universo se enfría por debajo de 105K105K y se forman los átomos. Los fotones no interactúan fuertemente con los átomos neutros, por lo que se "desacoplan" (separan) de los átomos. Estos fotones constituyen la radiación de fondo de microondas de la que hablaremos más adelante.
  8. Edad de las estrellas y galaxias (t=300.000t=300.000 años hasta el presente): Los átomos y las partículas se juntan por la gravedad y forman grandes masas. Los átomos y partículas de las estrellas sufren una reacción de fusión nuclear.

Interactivo

Vea este video para saber más sobre la cosmología del Big Bang.

Para describir cuantitativamente las condiciones del universo primitivo, recordemos la relación entre la energía térmica promedio de las partículas (E) en un sistema de partículas que interactúan y la temperatura de equilibrio (T) de dicho sistema:

E=kBT,E=kBT,
11.16

donde kBkB es la constante de Boltzmann. En las condiciones de calor del universo primigenio, las energías de las partículas eran inimaginablemente grandes.

Ejemplo 11.9

¿Cuál era la energía térmica promedio de una partícula justo después del Big Bang?

Estrategia

La energía térmica media de una partícula en un sistema de partículas que interactúan depende de la temperatura de equilibrio de dicho sistema (Ecuación 11.1). En la línea de tiempo anterior se nos da esta temperatura aproximada.

Solución

Los cosmólogos creen que la temperatura del universo justo después del Big Bang era aproximadamente T=1032K.T=1032K. Por lo tanto, la energía térmica promedio de una partícula habría sido
kBT(10−4eV/K)(1032K)=1028eV = 1019GeV.kBT(10−4eV/K)(1032K)=1028eV = 1019GeV.

Importancia

Esta energía es por muchos órdenes de magnitud mayor que las energías de las partículas producidas por los aceleradores de partículas de fabricación humana. En la actualidad, estos aceleradores funcionan a energías inferiores a 104GeV.104GeV.

Compruebe Lo Aprendido 11.9

Compare la abundancia de helio por masa 10.000 años después del Big Bang y ahora.

Los nucleones se forman a energías aproximadamente iguales a la masa en reposo de un protón, o sea 1.000 MeV. Por lo tanto, la temperatura correspondiente a esta energía es

T=1.000MeV8,62×1011MeV·K−1=1,2×1013K.T=1.000MeV8,62×1011MeV·K−1=1,2×1013K.

En el primer segundo del universo primitivo existían temperaturas de este valor o superiores. Un análisis similar puede hacerse para los átomos. Los átomos se forman a una energía igual a la energía de ionización del hidrógeno en estado básico (13 eV). Por lo tanto, la temperatura efectiva para la formación de los átomos es

T=13eV8,62×105eV·K−1=1,6×105K.T=13eV8,62×105eV·K−1=1,6×105K.

Esto ocurre mucho después de que las cuatro fuerzas fundamentales se hayan separado, incluyendo las fuerzas necesarias para unir los protones y los neutrones en el núcleo (fuerza nuclear fuerte), y para unir los electrones al núcleo (fuerza electromagnética).

La nucleosíntesis de los elementos ligeros

Las abundancias relativas de los elementos ligeros hidrógeno, helio, litio y berilio en el universo proporcionan una prueba clave del Big Bang. Los datos sugieren que gran parte del helio del universo es primordial. Por ejemplo, resulta que el 25 % de la materia del universo es helio, lo cual es una abundancia demasiado alta y no puede explicarse en base a la producción de helio en las estrellas.

¿Cuántos elementos del universo se crearon en el Big Bang? Si hacemos andar el reloj hacia atrás, el universo se comprime cada vez más, y se calienta cada vez más. Finalmente, se alcanzan temperaturas que permiten la nucleosíntesis, el periodo de formación de núcleos, similar a lo que ocurre en el núcleo del Sol. Se cree que la nucleosíntesis del Big Bang se produjo a los pocos cientos de segundos del mismo.

¿Cómo se produjo la nucleosíntesis del Big Bang? Al principio, los protones y los neutrones se combinaron para formar deuterones, 2H2H. El deuterón capturó un neutrón para formar el tritón, 3H3H, que es el núcleo del hidrógeno radiactivo llamado tritio. Los deuterones también capturaron protones para hacer helio 3He3He. Cuando 3H3H captura un protón o 3He3He captura un neutrón, da como resultado el helio 4He4He. En esta etapa del Big Bang, la proporción de protones y neutrones era de aproximadamente 7:1. Por lo tanto, el proceso de conversión a 4He4He utilizó casi todos los neutrones. El proceso duró unos 3 minutos y casi 25 %25 % de toda la materia se convirtió en 4He4He, junto con pequeños porcentajes de 2H2H, 3H3H, y 3He3He. También se formaron pequeñas cantidades de 7Li7Li y 7Be7Be. La expansión durante este tiempo enfrió el universo lo suficiente como para que las reacciones nucleares se detuvieran. La abundancia de los núcleos ligeros 2H2H, 4He4He, y 7Li7Li creados después del Big Bang son muy dependientes de la densidad de la materia.

Las abundancias predichas de los elementos en el universo proporcionan una prueba rigurosa del Big Bang y de la nucleosíntesis del Big Bang. Las recientes estimaciones experimentales de la densidad de materia de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP) coinciden con las predicciones del modelo. Esta concordancia proporciona una prueba convincente del modelo del Big Bang.

Radiación de fondo de microondas

Según los modelos cosmológicos, el Big Bang debería haber dejado tras de sí una radiación térmica denominada radiación de fondo de microondas (Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). La intensidad de esta radiación debe seguir la curva de radiación de cuerpo negro (Fotones y ondas de materia). La ley de Wien establece que la longitud de onda de la radiación en su intensidad máxima es

λmax=2.898×103m-KT,λmax=2.898×103m-KT,
11.17

donde T es la temperatura en kelvins. Los científicos esperaban que la expansión del universo "estirara la luz" y que la temperatura fuera muy baja, por lo que la radiación cósmica de fondo debería ser de gran longitud de onda y baja energía.

En la década de 1960, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell se dieron cuenta de que sin importar lo que hicieran, no podían eliminar un débil ruido de fondo en su sistema de comunicación por satélite. El ruido se debía a la radiación con longitudes de onda en el rango de los centímetros (la región de las microondas). Posteriormente, este ruido se asoció a la radiación cósmica de fondo. Un mapa de intensidad de la radiación cósmica de fondo aparece en la Figura 11.23. El espectro térmico se modela bien mediante una curva de cuerpo negro que corresponde a una temperatura T=2,7KT=2,7K (Figura 11.24).

Una forma ovalada que muestra patrones de azul y amarillo. También son visibles algunas zonas rojas.
Figura 11.23 Este mapa del cielo utiliza el color para mostrar las fluctuaciones, o surcos, en el fondo cósmico de microondas observado con la nave espacial WMAP. La Vía Láctea ha sido eliminada para mayor claridad. El rojo representa una mayor temperatura y una mayor densidad, mientras que el azul indica una menor temperatura y densidad. Este mapa no contradice la afirmación anterior de homogeneidad porque las mayores fluctuaciones son solo una parte en un millón (crédito: Equipo científico de la NASA / WMAP).
Gráfico de I subíndice v por W por m elevado a menos dos por s por r elevado a menos uno por Hertz elevados a menos 1 en función de la frecuencia en GHz y la longitud de onda en cm. La curva sube gradualmente, alcanza un pico y cae bruscamente. La curva es para un cuerpo negro de 2,73 K. Hay varios tipos de puntos marcados a lo largo de la curva. En la pendiente ascendente de la curva hay puntos marcados como LBL Italia, White Mt y Polo Sur. Encima de ellos hay un punto marcado como Princeton, suelo y globo. Encima hay tres puntos marcados como DMR satélite COBE. Cerca del pico, a ambos lados, hay dos puntos marcados como Cyanogen, óptico. En el pico y la curva descendente hay varios puntos marcados como UBC, ohete sonda, así como puntos marcados como FIRAS satélite COBE.
Figura 11.24 Distribución de la intensidad de la radiación de fondo de microondas. Las predicciones del modelo (la línea) concuerdan muy bien con los resultados experimentales (los puntos). Los valores de frecuencia y brillo se muestran en un eje logarítmico (crédito: modificación del trabajo de George Smoot / Proyecto de Explorador Cósmico de Fondo (Cosmic Background Explorer, COBE) de la NASA).

La formación de átomos en el universo primitivo hace que estos átomos tengan menos posibilidades de interactuar con la luz. Por tanto, los fotones que pertenecen a la radiación cósmica de fondo deben haberse separado de la materia a una temperatura T asociada a 1 eV (la energía de ionización aproximada de un átomo). La temperatura del universo en este punto era

kBT1 eVT=1 eV8.617×105eV/K104K.kBT1 eVT=1 eV8.617×105eV/K104K.

Según los modelos cosmológicos, el momento en que los fotones dispersaron por última vez las partículas cargadas fue aproximadamente 380.000 años después del Big Bang. Antes de ese momento, la materia del universo estaba en forma de plasma y los fotones estaban "termalizados".

Antimateria y materia

Sabemos por observación directa que la antimateria es rara. La Tierra y el sistema solar son casi pura materia, y la mayor parte del universo también parece dominada por la materia. Esto se demuestra por la falta de radiación de aniquilación que nos llega del espacio, en particular la ausencia relativa de rayos γγ de 0,511-MeV creados por la aniquilación mutua de electrones y positrones. (La antimateria en la naturaleza se crea en las colisiones de partículas y en los decaimientos los rayos β+los rayos β+, pero solo en pequeñas cantidades que se aniquilan rápidamente, dejando que sobreviva la materia casi pura).

A pesar del predominio observado de la materia sobre la antimateria en el universo, el modelo estándar de las interacciones de las partículas y las mediciones experimentales sugieren solo pequeñas diferencias en las formas en que interactúan la materia y la antimateria. Por ejemplo, los decaimientos de kaones neutros producen solo un poco más de materia que de antimateria. Sin embargo, si a través de ese decaimiento se produjo algo más de materia que de antimateria en el universo primitivo, el resto podría aniquilarse par a par, dejando en su mayoría materia ordinaria para formar las estrellas y las galaxias. De este modo, la gran cantidad de estrellas que observamos puede ser solo un diminuto remanente de la materia original creada en el Big Bang.

Materia oscura y energía oscura

En las dos últimas décadas, nuevas y más potentes técnicas han revelado que el universo está lleno de materia oscura. Este tipo de materia es interesante e importante porque en la actualidad los científicos no saben qué es. Sin embargo, podemos inferir su existencia por la desviación de la luz estelar lejana. Por ejemplo, si la luz de una galaxia lejana es desviada por el campo gravitacional de un cúmulo de materia oscura entre nosotros y la galaxia, es posible que se produzcan dos imágenes de la misma galaxia (Figura 11.25). La curvatura de la luz por el campo gravitacional de la materia se denomina lente gravitacional. En algunos casos, la luz de las estrellas viaja hasta un observador por múltiples vías alrededor de la galaxia, produciendo un anillo (Figura 11.26).

Según las investigaciones actuales, los científicos solo saben que la materia oscura es fría, se mueve lentamente e interactúa débilmente con la materia ordinaria. Entre los candidatos a materia oscura se encuentran los neutralinos (contrapartes de los bosones Z, los fotones y los bosones de Higgs en la "teoría de la supersimetría") y las partículas que circulan en diminutos anillos creados por dimensiones espaciales adicionales.

La figura muestra una estrella a la izquierda y la tierra a la derecha. Hay una galaxia en el centro. Dos rayos se originan en la estrella y se doblan alrededor de la galaxia para llegar a la Tierra. Las extensiones traseras de los rayos doblados conectan con dos objetos marcados como imagen de la estrella, uno en la parte superior y otro en la inferior de la misma.
Figura 11.25 La luz de una estrella lejana se desvía alrededor de una galaxia. En las condiciones adecuadas, se pueden ver dos imágenes duplicadas de la misma estrella.
Fotografía de un cielo negro. Se ve una luz amarilla en el centro. Un círculo de luz blanca lo rodea.
Figura 11.26 La luz de una estrella lejana se desvía alrededor de una galaxia. En las condiciones adecuadas, podemos ver un anillo de luz en lugar de una sola estrella (crédito: modificación del trabajo de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency, ESA) / Hubble y la Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio (National Aeronautics and Space Administration, NASA)).

Las mediciones astronómicas cada vez más precisas del universo en expansión también revelan la presencia de una nueva forma de energía llamada energía oscura. Se cree que esta energía explica los valores mayores de lo esperado de los desplazamientos galácticos observados en las galaxias lejanas. Estos corrimientos al rojo sugieren que el universo no solo se está expandiendo, sino que lo hace a un ritmo creciente. No se sabe prácticamente nada sobre la naturaleza y las propiedades de la energía oscura. Juntos, la energía y la materia oscuras representan dos de los enigmas más interesantes y sin resolver de la física moderna. Los científicos atribuyen 68,3 %68,3 % de la energía del universo a la energía oscura, 26,8 %26,8 % a la materia oscura, y solo 4,9 %4,9 % a la masa-energía de las partículas ordinarias (Figura 11.27). Dado el gran misterio actual sobre la naturaleza de la materia y la energía oscuras, las humildes palabras de Isaac Newton son tan ciertas ahora como hace siglos:

"No sé lo que pueda parecerle al mundo, pero a mí mismo me parece que solo he sido como un niño jugando en la orilla del mar, y entreteniéndome de vez en cuando encontrando un guijarro más liso o una concha más bonita que la ordinaria, mientras que el gran océano de la verdad yace sin descubrir ante mí".

Un gráfico circular muestra un 26,8 por ciento de materia oscura, un 4,9 por ciento de átomos y un 68,3 por ciento de energía oscura.
Figura 11.27 Estimación de la distribución de la materia y la energía en el universo (crédito: Equipo científico de la NASA / WMAP).
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