La cara
oculta del
Universo
(o su lado oscuro)
José M M Senovilla
Introducción a la Relatividad General,
punto de vista matemático, Córdoba, 18-11-2010
Las imágenes y videos contenidos en esta presentación son imágenes realizadas por la NASA y/o por el telescopio espacial Hubble.
La expansión universal,
ubicua e inexorable, fue uno
de los descubimientos más
fascinantes y sorprendentes
de la historia científica. Data
de la segunda y tercera
décadas del siglo XX.
Universo en expansión
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La expansión universal, ubicua e inexorable, fue uno de los descubimientos más fascinantes y sorprendentes de la historia
científica. Data de la segunda y tercera décadas del siglo XX.
De esa centuria data
también el
descubrimiento de
que somos “polvo” de
estrellas.
Como veremos, los elementos ligeros se
crearon al principio del Universo. Sólo
mucho después se formaron la mayor parte
del resto de elementos químicos en los
procesos de fusión nuclear dentro de las
estrellas. ¿Cómo se dispersan estos
elementos por el espacio sideral?
Son expulsados en gigantescas
explosiones estelares llamadas
“Supernova”.
Supernova 1987A
Raramente aparece una
Supernova, del orden de una por
galaxia cada 200 años. En estas
explosiones, la mayor parte de
la masa de la estrella original
se lanza a grandes velocidades.
Durante algunos días, la
supernova emite la misma
energía que durante toda su
vida, llegando a brillar más
que el conjunto de estrellas
que residen en su galaxia. Con
el paso del tiempo, el
remanente de la supernova se
esparce, creando una nebulosa.
Las explosiones debidas a la
“muerte” de una estrella masiva
se denominan supernovas de tipo
II. Existe también tipo I, que
sucede cuando en un sistema de
dos estrellas una enana blanca
engulle a su compañera y crece,
de manera que cuando alcanza
una masa suficiente (1,4 masas
solares) estalla de manera
catastrófica.
Restos de una supernova en la Gran Nube de Magallanes
La nebulosa M1, o los restos de SN1054
(La nebulosa del cangrejo)
La nebulosa M1, o los restos de SN1054
(La nebulosa del cangrejo)
Crab.mov
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M1, o NGC1952, está a unos 6500 años-luz de la Tierra,
tiene un diámetro actual de aproximadamente 11 años-luz,
y se expande a razón de unos 1500 Km/s.
En el centro de la nebulosa está el púlsar del cangrejo, una
estrella de neutrones de más de 3 masas solares que gira
sobre sí misma 30 veces por segundo.
Año-luz
La distancia que recorre la luz, a 1.080.000.000 Km/h
1 año-luz = 9,461 billones de km
La expansión universal, ubicua e inexorable, fue uno de los descubimientos más fascinantes y sorprendentes de la historia
científica. Data de la segunda y tercera décadas del siglo XX.
De esa centuria data también el descubrimiento de que somos polvo de estrellas.
En ese mismo siglo se
manifestó la existencia de
una materia ignota,
extraña, indetectada
directamente, que puebla
el Universo.
¿ Materia oscura?
La existencia de materia oscura (no visible ni detectable
por ningún medio aparte de por sus efectos
gravitatorios) se infiere mediante observaciones de los
efectos gravitatorios en el Universo. Comparando la
masa necesaria para producir tales efectos gravitatorios
con la masa visible, se observa una discrepancia
enorme en múltiples ocasiones, de muy diversa índole.
¿Energía oscura?
La evidencia de que algo está contrarrestando la debida
atracción gravitatoria entre los diferentes objetos del
Universo conocido, obligándolos a alejarse
aceleradamente entre sí, se sigue de una serie de
observaciones de la luminosidad de estrellas del tipo
supernovae Ia lejanas. Estas supernovae se ven más
débilmente de lo esperado, sin que se conozca otra
razón posible para ello que la existencia de ese “algo”.
La causa de esta aceleración de la expansión
universal es hoy por hoy inescrutable. No
obstante, nuestra actual interpretación
(mayormente “casi todo es energía oscura”)
conduce a la postrera revolución antiantropocéntrica.
Probablemente, la revolución
cósmica del siglo XXI
¡ El lado oscuro de la Cosmología!
Materia
oscura
Energía
oscura
Materia cotidiana
Pero…
Vayamos por partes.
Les invito a un viaje
por una historia
fascinante.
Una historia fascinante
1. La expansión universal
V.M. Slipher: El olvidado
El Efecto Doppler
El silbato de un tren se
oye con distinta
frecuencia según
que se aleje o se
acerque.
Esto ocurre con
cualquier fuente de
ondas que esté en
movimiento con
respecto al receptor.
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Real (en reposo)
Se aleja
Se acerca
@ Copyright 1998 - 2005 Derechos reservados, Sergio Torres Arzayús
Líneas oscuras en un espectro simulado de absorción.
Desplazamiento al
rojo de las líneas
espectrales de un
super-cúmulo
lejano de galaxias
(derecha)
comparado con el
del Sol (izquierda).
V.M. Slipher: El desconocido
Midió, entre 1913-25, los espectros de
muchas “nebulosas” y encontró una
clara preferencia para el desplazamiento
hacia el rojo: 11 de 15 en su artículo
[Popular Astronomy, 23 21 (1915)] y
una razón de 21 a 4 (rojo frente a azul)
en su presentación [Proc. Amer. Phil. Soc.
56 403 (1917)]. En este último artículo
defendía que las observaciones favorecían
la idea de que las nebulosas espirales
eran sistemas estelares a grandes
distancias, ya que teníamos un
movimiento respecto de ellas, pero no
respecto de las estrellas.
¿Galaxias?
Hace ¡sólo! 80 años
no se sabía de su
existencia
La controversia Curtis-Shapley
o
el “gran debate de la Astronomía”
(26 de Abril de 1920)
Se discutió la
“escala del Universo”
Curiosamente, Curtis pensaba que no se
podían usal las estrellas Cefeidas para calcular
distancias. Sin embargo fue este uso el que le
acabó dando la “razón” al respecto de las
nebulosas extra-galácticas.
Defendía la existencia de
nebulosas extra-galácticas.
Pero se basaba para ello en
estimaciones erróneas de las
dimensiones de la Galaxia.
Fue quien puso al Sol en su sitio, en los
suburbios de la Vía Láctea, y dio una
estimación correcta de sus dimensiones. No
obstante, no creía en las nebulosas extragalácticas.
Estrellas variables “Cefeidas”
Henrietta S Leavitt
Credit: AAVSO
Son un tipo especial de estrellas
que cambian su luminosidad de manera
cíclica, en periodos de entre 1 y 50
días. Son gigantes, hasta 10 veces
el Sol. Su importancia es enorme
para determinar distancias
estelares.Existe una relación muy
precisa entre la variación periódica
de su luminosidad y su luminosidad
intrínseca. Los astrónomos pueden
determinar la distancia a una
estrella midiendo su luminosidad
visual (aparente) y conociendo la
que tiene como absoluta. Así, cada
Cefeida representa un verdadero
indicador de distancias.
Estrellas variables “Cefeidas”
Cefeida en la galaxia M100 (a unos 56
Henrietta S Leavitt millones de años-luz). El ritmo de cambio
de su luminosidad permite calcular esta
distancia.
Credit: AAVSO
La doble contribución fundamental
de Hubble.
Trabajando en el observatorio de
Monte Wilson (EE UU), usando el
telescopio Hooker en 1923-24, y
luego en colaboración con Humason
en la época 1924-29, hizo los
siguientes dos descubrimientos
fundamentales y revolucionarios.
1ª Revolución (1923-24)
Hubble descubrió la existencia de estrellas Cefeidas en los brazos espirales de M31
(Andrómeda), demostrando así que la distancia a M31 era mucho mayor que las
estimaciones más optimistas del diámetro de la Vía Láctea. Por consiguiente, M31
estaba fuera de ésta, y era de hecho otra galaxia como la Vía Láctea. Esto mismo lo
corroboró con M33 y NGC 6822.
Hubble estimó la distancia a M31 en 900000 años-luz (la distancia aceptada
hoy en día es de ~ 2,56 millones de años-luz), lo cual engrandecía el Universo
conocido de manera insospechada, radical y violenta.
2ª Revolución (1925-29)
Hubble mejoró los resultados antes mencionados de Slipher de
manera sustancial, y en colaboración con Humason, midió los
desplazamientos al rojo de las nebulosas (ahora ya galaxias)
sistemáticamente. Encontró además una relación lineal entre la
velocidad de recesión de las galaxias (o su desplazamiento al
rojo) y su distancia. Esta es la Ley de Hubble :
z=H0D/c v= H0 D
“Constante de Hubble” , H0 ~ 70,1 Km/s/Mpc =1/(13,73 x 109 años)
Esta ley de Hubble se considera la base de la Cosmología moderna y es
seguramente uno de los descubrimientos más inesperados y
sorprendentes de la historia de la física.
La expansión universal
z
dl
dz
y
dy
dx
x
Una historia fascinante
1. La expansión universal
2. Fósiles: ¡la materia!
1930-1965: El origen de los elementos
Una posibilidad vino en llamarse modelo del estado uniforme
(“steady state”) y requería la creación continua de materia a partir
de la nada: ~1 nucleón por Km3 cada 10 años
Bondi, H. and Gold, T. "The Steady-State Theory of the Expanding
Universe ." Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 108, 252-270, 1948.
Hoyle, F. "A New Model for the Expanding
Universe.”
Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 108, 372-382, 1948
1930-1965: El origen de los elementos
En la décadas de los 1930-40 hubo una etapa dorada de la física atómica
y nuclear, sobre todo en lo que concierne al número de partículas
elementales, las interacciones entre ellas, y las desintegraciones o
reacciones que se derivaban de ello. Se conocieron los neutrones (aparte
de los protones), las antipartículas, la desintegración beta….
En particular, Hans Bethe fue capaz de dar finalmente
una explicación a la fuente de la energía que proviene
de las estrellas (por ejemplo el Sol). Para ello hubo
que entender bien las reacciones de fusión nuclear.
No obstante, la abundancia relativa de los diferentes
elementos (H, He, Li, D,…), que se crean en el interior
de las estrellas, no concordaba con la abundancia
observada.
¿Cuál era el origen de los elementos?
En un famosísimo artículo (B2FH), Hoyle junto con
M. Burbidge, G. Burbidge, y W. Fowler demostraron
cómo se formaban elementos más pesados que el He
en los núcleos de las estrellas.
“Synthesis of the Elements in Stars”
Rev. Mod. Phys. 29, 547–650 (1957)
Así, la teoría del estado uniforme trata de explicar las
abundancias de He e H (más Li, D, etc.) usando las
reacciones en “supernovae” y otras. No obstante, teniendo
en cuenta la energía de radiación de la Galaxia y una vida
aproximada de ~1010 años, solamente un 1% de H se
habría convertido en He.
Las abundancias observadas son, empero,
24% He + 76% H uniformemente distribuido.
1930-1965: El origen de los elementos
La segunda posibilidad se llama (ahora) modelo del “gran cataplum”
(“big bang”) y se basa en los modelos corrientes.
Lleva la expansión universal hasta sus últimas consecuencias, y exige
por tanto la existencia de una época inicial inimaginable, cuando la
concentración de materia y la temperatura del Universo fueron
gigantescas. Un físico visionario y muy original, Gamow, fue el
primero en percatarse de que entonces se podían haber producido
reacciones nucleares produciendo elementos ligeros, y que
seguramente la mayoría de tales elementos en el Universo se habían
formado entonces.
Gamow consideró un fluido primigenio muy caliente
de neutrones (lo máximo entonces) y la influencia que
la expansión cósmica pudo tener en él. Comprobó que
los elementos se debían haber formado rapidísimamente.
G. Gamow, "Expanding Universe and the Origin of Elements," Phys. Rev. 70, 572 (1946).
Una historia fascinante
1. La expansión universal
2. Fósiles: ¡la materia!
3. Un fósil “viviente”: la radiación
de fondo de microndas
Gamow y sus colaboradores Alpher y Herman calcularon además que la
radiación tuvo que haber dominado las primeras etapas del Universo, y
que tenía que haber un remanente de esa radiación ahora, mucho más fría.
G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of
Galaxies," Phys. Rev. 74, 505 (1948); "Evolution of the Universe”
Nature 162, 680 (1948);
R. A. Alpher and R. C. Herman, "Evolution of the Universe”
Nature 162, 774 (1948); "Remarks on the Evolution of the
Expanding Universe" Phys. Rev. 75, 1089 (1949).
Esta predicción, olvidada hasta mediados de los 1960, se reveló
acertada y de importancia sin igual: es la radiación de fondo.
1965: La radiación de fondo (CMBR)
En 1963 Penzias y Wilson encontraron “por
casualidad” un ruido de fondo inesperado sin
explicación conocida en la antena ultrasensible
de microondas que estaban usando para medir
emisiones de radio en la Vía Láctea. El ruido
venía de todas las direcciones y, después
de repetidas comprobaciones, parecía llegar
desde fuera de La Galaxia.
Penzias, A.A. & R.W. Wilson, “A Measurement of Excess Antenna
Temperature at 4080 Mc/s,” Ap.J. 142, 419-21 (1965).
Contactaron con teóricos y especialmente con R.
Dicke quien recientemente había estado
mejorando los cálculos anteriores acerca de la
radicación remanente del “Big Bang”. En su
publicación, no obstante, Penzias y Wilson se
limitaron a presentar “los hechos”.
1965: La radiación de fondo (CMBR)





No puede provenir de la Galaxia.
No hay suficientes fuentes emisoras lejanas
para producir una fracción apreciable de CMBR.
El número de fotones restantes es
despreciable.
No hay suficiente materia intergaláctica para
“termalizar” la radiación.
Además, la radiación presenta una isotropía
deslumbrante.
1965: La radiación de fondo (CMBR)
La explicación teórica venía en un artículo
correlativo de Dicke, Peebles,
junto con Roll y Wilkinson.
Dicke, R.H.; P.J.E. Peebles, P.G. Roll, & D.T. Wilkinson,
“Cosmic Black-Body Radiation.” Ap.J. 142, 414-19 (1965).
La explicación era esencialmente la misma dada hacía tiempo por
Gamow, Alpher y Herman. Y la idea es simple. Para que un protón
y un electrón formen un átomo de Hidrógeno es necesario que la
temperatura sea menor de ~ 4000 K
Superficie de la dispersión postrera
Superficie de la dispersión postrera
Una vez formados los átomos (¿mal llamada? época de la
recombinación), los fotones---o sea, la radiación electromagnética--deja de interaccionar con ellos y alcanzan un recorrido libre medio
que es mucho mayor que la distancia típica recorrida en el periodo
característico de expansión. En pocas palabras, el Universo se hizo
transparente a la radiación electromagnética. Esto debió ocurrir
sólo unos cientos de miles de años después de la gran explosión.
Esa radiación ha seguido ahí hasta nuestros días, y es la que midieron
Penzias y Wilson.
Según esta explicación, la radiación tiene que tener un espectro muy
parecido al de un cuerpo negro (absorbe todas las frecuencias).
Y por tanto, una temperatura caracterísitica. Hoy se sabe que:
T = 2,725 ± 0,002 K
Una historia fascinante
1. La expansión universal
2. Fósiles: ¡la materia!
3. Un fósil “viviente”: la radiación
de fondo de microndas
4. La aglomeración de materia
y la creación de estructuras
(galaxias, cúmulos, etc.)
(AN)Isotropía de la CMBR
El satélite COBE (Cosmic Background Explorer) tmbién midió con
gran precisión la temperatura e isotropía de la CMBR por todo el cielo. En la banda de 53 GHz:
¡Isotropía! Rango de 0-4 K
Dipolo.
Anisotropías primordiales
Mapamundi
S
O
N
D
A
W
M
A
P
WMAP (Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe)
WMAP 2008!
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AnimationWmap
Los puntos de Lagrange
http://map.gsfc.nasa.gov/media/ContentMedia/lagrange.pdf
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UniverseEvolution
¿Una historia fascinante?
Partiendo de las observaciones de
fluctuaciones de densidad del COBE, y del
WMAP, las inestabilidades gravitatorias
permiten la formación de las galaxias “a
tiempo” (o sea, de acuerdo con la edad que
se les atribuye) sólo si se añade un
montón de materia extraña, invisible, que
interactúa únicamente mediante la
gravedad.
¿Una historia fascinante?
Los resultados más recientes a escalas angulares
pequeñas de la anisotropía de la radiación de fondo
determinan ciertos picos debidos a resonancias
acústicas en el Universo primitivo. La posición de estos
picos depende de los parámetros del Universo y
favorecen claramente una gran componente de
materia invisible, oscura.
Credit: NASA/WMAP Science Team
¿Una historia fascinante?
La estructura fina de los desplazamientos al rojo
de las galaxias muestran movimientos
superpuestos a la expansión general de Hubble
en supercúmulos. Esto se puede explicar
mediante atracciones gravitatorias entre ellas
siempre que se atribuya bastante más masa
de la visible a los supercúmulos.
¿Una historia fascinante?
Las “curvas de rotación” de muchas galaxias
espirales se conocen con precisión y se observa
que las velocidades orbitales de las estrellas,
nubes de gas, etc. tienden a un valor constante,
independiente de su distancia al centro, incluso
para objetos en los confines de la galaxia.
Esto es claramente inconsistente con el
comportamiento lógico que conocemos.
Fritz Zwicky
Vera Rubin
Rotación rígida
(disco fonográfico)
Rotación gravitatoria
habitual
(sistema solar)
Rotación medida
en galaxias
¿Una historia fascinante?
Muchos cúmulos de galaxias emiten rayosX atribuidos normalmente a una lámina
delgada de gas caliente. Si se supone que
el gas está ligado gravitatoriamente al
cúmulo, su energía potencial gravitatoria
implica una masa del cúmulo que es
mucho mayor que la que se ve en él o en
el gas.
¿Una historia fascinante?
La Vía Láctea y otras galaxias de su
grupo local parecen tener movimientos
relativos mayores de lo que se puede
explicar por la atracción gravitatoria de
sus masas visibles o deducibles de
sus curvas de rotación.
¿Una historia fascinante?
Las lentes gravitatorias muestran
una distribución de materia mucho
más extensa espacialmente que
los cúmulos galácticos visibles que
actúan de lente.
¡Lentes gravitatorias!
Abell 2218: Una lente formada por
un cúmulo galáctico
La Cruz de Einstein
Telescopio
Hubble
Imagen de alta profundidad del telescopio
Hubble mostrando galaxias muy jóvenes
(sólo miles de millones de años después
de la gran explosión).
¿Dónde? ¿Qué profundidad?
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Imagen de ULTRA alta profundidad del telescopio Hubble
¡10.000
Galaxias!
La distancia aquí es de
13.000.000.000 años-luz
La edad del Universo es
13.700.000.000 años
La masa de un grupo de
galaxias gigantes, CL0025 y
1654, situadas a unos 4.500
millones de años-luz, produce
una lente gravitatoria de
manera que forma imágenes
detectables de galaxias aún
más distantes. La masa total
del grupo es la suma de la que
se deduce de su materia
ordinaria luminosa, junto con la
materia oscura del grupo,
cuya naturaleza desconocemos.
Analizando la distribución de la
materia visible y el fenómeno
de la lente se puede trazar un
mapa de donde está la materia
oscura.
Aquí se muestra el mapa resultante, en azul la materia oscura, y en
amarillo las posiciones de las galaxias del cúmulo. Se basa en numerosas
observacions del telescopio Hubble, revelando que la materia oscura se
agolpa alrededor de la materia visible.
2006
¿Prueba directa de la
materia oscura?
Chandra X-ray Observatory
CXC
Chandra X-ray Observatory
Subrahmanyan Chandrasekhar
CXC
Chandra X-ray Observatory
Chandra in Orbit
CXC
Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI;
ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.
Imagen compuesta del cúmulo galáctico 1E 0657-56, conocido
como el “cúmulo bala”. ¡Se formó en el choque de dos cúmulos!
Este es el aspecto normal del cúmulo 1E 0657-56, en imagen
tomada por el Hubble. Se observan las galaxias en naranja y
blanco.
Se muestra aquí, en rosa, el gas caliente asociado al
cúmulo, medido por el observatorio Chandra de rayos X.
Aquí está la mayoría de la materia visible del cúmulo.
Se muestra aquí, en azul, la mayor parte de la masa del cúmulo,
invisible (oscura) pero deducida por medio de su efecto de lente
gravitatoria deformando las galaxias tras el cúmulo.
Distribución del gas caliente y la materia oscura únicamente. Es
la primera vez que se ven ambos claramente separados, lo que
da pie a pensar que la materia oscura existe y es dominante.
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Qué pasó?
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¡Obsérvese cómo la materia oscura “pasa de largo”, casi sin
interactuar con el resto de la materia!
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Visión artística de lo
que pasó
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¡2008!
¡Prueba nueva,
independiente,de la
materia oscura!
MACS J0025.4-1222
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
Quintaesencia. Energía oscura.
Aceleración de la expansión.
La evidencia de que la expansión del Universo se está
acelerando se sigue de una serie de observaciones
de la luminosidad de supernovae lejanas. Se observa
el desplazamiento al rojo de la supernova y esto
proporciona el factor por el que se ha expandido el
Universo desde la explosión de la supernova.
Esto lo pusieron de manifiesto en 1998
el “Proyecto de la Cosmología de
Supernovae” (the Supernova
Cosmology Project) en el Lawrence
Berkeley National Laboratory e
independientemente el “Equipo de
búsqueda de Supernova lejanas a
valores de z alto” (High-z Supernova
Search Team), una colaboración
internacional de cuatro continentes.
Quintaesencia. Energía oscura.
Aceleración de la expansión.
En los años últimos, se han
corroborado estas observaciones
mediante métodos independientes: la
radiación de fondo,las lentes
gravitatorias, la edad del Universo y
su estructura a gran escala. También
se han mejorado notablemnte las
medidas de Supernovae.
Energía oscura.
Su existencia se necesita para que concuerde la
geometría espacial del Universo (deducida de las
observaciones del COBE y WMAP) con la cantidad total
de energía. Incluso incluyendo la materia oscura, “falta”
más del 70% de esa energía.
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GeometryUniverse
Energía oscura.
Su existencia también viene indicada por la energía de
de los fotones en la radiación de fondo. Cuando
atraviesan el Universo pasan por regiones con mayor y
menor “potencial gravitatorio”, lo que deja una huella
en las fotos de WMAP. La aceleración de la expansión
produce un efecto medible, alineado con los
supercúmulos y las vastas regiones vacías del
Universo.
Quintaesencia. Energía oscura.
Aceleración de la expansión.
Para explicar esta aceleración de la
expansión se ha usado  > 0 (una
misteriosa “energía oscura” que lo
impregna todo), y también una  no
constante que se ha dado en llamar
“quintaesencia”.
Ley de Hubble deducida de las
ecuaciones de Einstein.
z=H0D/c +
2
2
2
(1+q0)H0 D /(2c )
Parámetro de aceleración
¡q0 es negativo!
La constante cosmológica 
El primero en destacar que la energía del vacío
daba una contribución de tipo “energía oscura”
fue Zel’dovich en 1967.
Zel'dovich, Y.B., “Cosmological constant and Elementary Particles”,
J. Exp. Theor. Phys. Lett. 61 316 (1967); “The cosmological constant and
the theory of elementary particles'', Sov. Phys. Usp., 11, 381, (1968).
Desde entonces, ha habido grandes progresos pero la controversia
permanece. Diferentes métodos físicos conducen a valores de
 completamente divergentes, hasta límites insospechados, y
ninguno concuerda con los valores experimentales (que también
varían dependiendo de la escala o los objetos estudiados).
La Cosmología del siglo XXI
¿Qué es la materia oscura?
¿Cuál es la naturaleza de la energía oscura?
En el futuro lejano, ¿parecerá el Universo vacío y oscuro?
¿El lado oscuro del
Universo?
La cara oculta de la Luna (¡ya no!)
Esta foto histórica es la
primera vez que la
humanidad vislumbró la
cara oculta de Luna. Se
tomó desde la nave
soviética Luna 3 en
Octubre de 1959. Luna 3
siguió a Luna 2, que fue
la primera sonda en
llegar a la Luna el 13 de
Septiembre del mismo
año.
La cara oculta (¡ya no!)
¿El lado oscuro del
Universo?
¿El lado oculto del Universo?
¿La oscuridad en
la mente de los
Cosmólogos?
Cerrar podrá mis ojos la postrera
sombra que me llevare el blanco día,
y podrá desatar esta alma mía
hora a su afán ansioso lisonjera;
mas no, de esotra parte, en la ribera,
dejará la memoria, en donde ardía:
nadar sabe mi llama la agua fría,
y perder el respeto a ley severa.
Alma a quien todo un dios prisión ha sido,
venas que humor a tanto fuego han dado,
medulas que han gloriosamente ardido:
su cuerpo dejará no su cuidado;
serán ceniza, mas tendrá sentido;
polvo será, mas polvo enamorado.
F. Quevedo
¡Ni polvo enamorado, ni residual!
Polvo inapreciable, incapaz
de descifrar el principal
contenido del Universo, que
se nos aparece, hoy por
hoy, como su lado oculto.
Materia
oscura
Energía
oscura
Materia cotidiana
Relatividad general.
Ecuaciones de Einstein
¿Cómo se determinan las gab (métrica)?
R ab 
R
2
g ab 
8 G
c
4
T ab
Traza de Rab
Tensor de Ricci ~ Derivadas segundas de gab
Tensor energía-momento de la distribución de materia
y energía presente en el Universo.
Relatividad general.
Ecuaciones de Einstein
Tab mide la cantidad de materia, radiación y energía, su densidad,
las presiones o tensiones a que está sometida, los flujos de calor o
materia, etcétera.
Rab da una medida parcial de la “curvatura” del espacio-tiempo,
o sea, de su “no euclideanidad”. En otras palabras, determina
parcialmente la geometría del Universo, su “forma”.
Geometría del Universo ~ distribución de materia y energía
Así que la matería y energía del Universo determinan su forma, que
a su vez gobierna la evolución y distribución de aquellas, que asimismo
a su vez vuelven a determinar la geometría….., y así sucesivamente.
1917: el nacimiento de la Cosmología
Discuten sobre la posibilidad de que, en
la nueva teoría, la inercia tuviera un
origen totalmente material (---> Mach),
lo que parecía requerir un Universo
finito (arreglando de paso la paradoja
de Seeliger).
“Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie”
Sitzungsber. Preuss. Akad. Wiss. phys.-math Klasse VI, 142 (1917)
Artículo fundacional de la Cosmología teórica
En este artículo Einstein presentó un modelo de Universo (el primero
de la historia) que hoy en día se conoce como
el universo estático de Einstein
PROBLEMA GRAVE
Las ecuaciones de campo
“Simplemente”,
¡se cambian
las ecuaciones!
R ab 
R
2
g ab
Constante cosmológica
8 G 8 G
  g4ab Tab 4 T ab
c
c
 GMm
 r

2
F   2 
mc r 
 r
 r
3
no admiten ninguna solución estática con esa distribución material
¿Qué hacer?
¿Eliminar la estaticidad? ¿Abandonar el Principio Cosmológico?
¡No! Imposible.
¡Podía haber
predicho la
expansión universal!
¡Tampoco! Es un principio
de humildad que, como es
habitual, permite un enorme
salto adelante.