Jorge Enrique Villa Quintero | Sociedad Colombiana de Astronomía y Astrofísica

El conjunto de las cosas existentes, el mundo, el medio en que uno vive, todo esto define al termino denominado universo. Dentro del estudio de la Astronomía y la Astrofísica, esta palabra universo, tiene un significado muy especial, es definida como la suma total de los objetos celestes potencialmente conocidos. Por lo anterior, dentro de la ciencia de la Astronomía, el estudio del universo a gran escala es llamado Cosmología.

Introducción.

Existen teorías de diferente origen acerca de la forma, contenido y cómo se divide el universo, algunas son teorías muy técnicas con parámetros físicos verdaderos, pero otras no tienen un origen científico y están basadas en modelos religiosos, esotéricos, especulativos, etc.

Las distancias en el espacio son tan grandes, que se utiliza un sistema de unidades de medida, muy especial y cuya unidad base es el parsec, abreviado pc. La palabra parsec se ha formado al unir las palabras paralaje y segundo. Si el paralaje de una estrella es de un segundo de arco, decimos que la estrella se encuentra a una distancia de un parsec. Se define también el parsec de la forma siguiente: Es la distancia en la cual la separación entre la tierra y el sol subtiende un ángulo de un segundo de arco. Las equivalencias de esta unidad para su uso práctico son las siguientes:

Para mayores distancias se utilizan múltiplos como el kiloparsec (mil parsecs, kpc) y el Megaparsec (un millón de parsecs, Mpc). Con el fin de orientar sobre los complejos estudios científicos relacionados a algunas áreas predeterminadas y localizadas alrededor de nuestra Galaxia de la Vía Láctea, donde nuestro Sol es una parte de ella; aplicando para este fin las unidades de medida de la Metrología Dimensional en la Astronomía y en la Astrofísica, usaremos la "Teoría de la villa-universo" y que simplemente divide al cosmos a la fecha conocido, en cuatro grandes zonas en formas de villas (o partes de un poblado o pueblo hipotético), denominadas estas zonas como el universo local, el universo cercano, el universo adyacente y el universo profundo, que pertenecen a una unidad superior que las integra y denominada como la villa-universo, con los siguientes parámetros básicos metrológicos:

• El universo local que comprende a todos los objetos celestes potencialmente conocidos dentro de un área de forma circular de 1 Mpc de radio y tomando como centro de esta área a nuestro propio Sol.

• El universo cercano que comprende a todos los objetos celestes potencialmente conocidos dentro de un área de forma circular con centro en nuestro propio Sol y medida a partir del borde exterior del universo local, es decir desde 1 Megaparsec y hasta una distancia de 100 Mpc de nuestro Sol.

• El universo adyacente que comprende a todos los objetos celestes potencialmente conocidos dentro de un área de forma circular con centro en nuestro propio Sol y medida a partir del borde exterior del Universo cercano, es decir desde 100 Mpc y hasta una distancia de 1 000 Mpc de nuestro sol.

• El universo profundo que comprende a todos los objetos celestes potencialmente conocidos dentro de un área medida a partir del borde exterior del universo adyacente y a una distancia que sería siempre superior a los 1.000 Mpc de nuestro Sol.

Casi todos los estudios científicos relacionados a la edad del Universo, actualmente sólo consideran objetos celestes localizados dentro de nuestro universo local, pero esto posiblemente debe variar en un futuro cercano.

En el año de 1912, una astrónoma norteamericana, Henrietta Leavitt del Observatorio del Harvard College, descubrió la relación entre la longitud del período y el brillo absoluto de las estrellas; referida especialmente a las 25 estrellas variables pulsantes denominadas ceféidas, observadas por ella en la Pequeña Nube de Magallanes (localizada a 0,058 Mpc en el Universo local), con períodos entre 2 y 120 días, que al ordenarlas de acuerdo a su período creciente encontró que al mismo tiempo quedaban ordenadas en orden de brillo creciente, por ejemplo, aquellas con período de 2 días tenían una magnitud fotográfica de 15,5 y al aumentar su período a 120 días el brillo aumentaba hasta llegar a una magnitud de 12,5. Esta relación de período-luminosidad, fue comprobada en todos los sistemas estelares con estrellas ceféidas variables y su trascendencia ha sido enorme e insospechada en el estudio de la estructura del Universo, puesto que es uno de los medios más eficaces para determinar con precisión las distancias que nos separan de los sistemas estelares.

A mediados del año de 1920, el Astrónomo americano Edwin Powell Hubble (1889-1953) descubre la expansión del universo local y en el año de 1929, descubre la relación entre distancia y velocidad de alejamiento de las nebulosas extragalácticas, las cuales parecen alejarse de nosotros a velocidades tanto más elevadas cuanto mayor sea su distancia, es decir, que la velocidad parece aumentar unos 500 kilómetros por segundo por cada megaparsec de distancia.

Recordemos que un megaparsec es igual a un millón de parsecs, pero un parsec es igual a 3,2616 años luz de distancia; una año luz es igual a la distancia que recorre un rayo de luz en un año, es decir igual a 9.460.910.000,000 km en un año. La relación de Hubble se conoce como la Ley De Hubble, con la fórmula: V_r = H x R; de donde V_r es la velocidad de alejamiento de la galaxia en kilómetros por segundo; H es la constante de proporcionalidad denominada como Constante de Hubble; R es la distancia a la Tierra calculada en megaparsec.

Esta relación de Hubble, que también se presenta en las rayas H y K de los espectros de las Galaxias, es otro procedimiento aceptado para el cálculo de las distancias a estos lejanos objetos celestes, no obstante ser posiblemente, aproximado y excesivamente simplista y presentar el lado débil de una generalización exagerada, lo que obliga a tomar los resultados con cierta prevención. La ley de Hubble solo se cumple en alto grado de exactitud cuando se usan grandes velocidades de alejamiento y grandes distancias del objeto celeste a la Tierra. Los físicos saben que sólo el efecto Doppler, puede producir el fuerte desplazamiento al color rojo de los espectros de las Galaxias (redshift), por su alejamiento de la Tierra y mantener al mismo tiempo las imágenes nítidas de las galaxias en las placas fotográficas que se revelan en los observatorios astronómicos.

Por este alejamiento, el sacerdote belga Jorge Enrique Lemaître expuso la idea (llamada como teoría evolucionista o de la Gran Explosión), de que hace unos 20.000 millones de años toda la materia de universo estaba concentrada en una pequeña masa que el llamó 'átomo primigenio', de increíble densidad, el cual estalló por alguna razón, despidiendo su materia en todas direcciones y a medida que la expansión iba disminuyendo su velocidad, se produjo un estado fijo y se formaron las Galaxias. Luego hubo algo que perturbó el equilibrio y el universo comenzó a expansionarse de nuevo y este es el estado en que se encuentra actualmente.

Si consideramos este punto tendremos que la constante de Hubble presenta dos características muy importantes al analizarlas dentro del resultado de un cálculo del tamaño del universo como una función del tiempo de vida del mismo universo a partir de la Gran Explosión (recordemos la formula de espacio que es igual a tiempo por velocidad):

• Si el valor de la constante de Hubble corresponde a un valor numérico que se calcula entre un rango de 30 a 60 kilómetros por segundo por cada megaparsec en distancia, supone una expansión del universo muy lenta o sea que determina un universo muy viejo, es decir con una edad de 13 a 18 mil millones de años aproximadamente.

• Si el valor de la constante de Hubble se calcula entre un rango de 60 a 90 kilómetros por segundo por cada megaparsec en distancia, supone una expansión del universo muy rápida o sea que determina un universo muy joven, es decir con una edad de 8 a 12 mil millones de años aproximadamente. Los valores obtenidos por los científicos varían en fuerte grado, según los métodos usados.

Actualmente sólo cuatro grupos importantes de astrónomos se encuentran investigando el valor de la constante de Hubble, con unos resultados históricamente espectaculares y diferentes.

Cálculo de la constante de Hubble a partir de observaciones de supernovas. (Supernova Cosmology Project).

Grupo de Sandage

En el año de 1958, después de efectuar varios estudios, el Astrónomo Allan Sandage propuso se tomara el valor de 75 kilómetros por segundo por megaparsec como la constante de Hubble, es decir calculaba una constante de Hubble para un Universo muy joven.

Sandage y Tammann en 1974, al estudiar el grupo de M101, encuentran un valor de 55,5 ± 8,7 km/s/Mpc.

Después en el año de 1982 al estudiar las supernovas de tipo I, calculan un valor de 50 ± 7 km/s/Mpc. En el año de 1993 el mismo Astrónomo Allan Sandage y colegas al estudiar las estrella variables ceféidas en dos Galaxias, la NGC 5253 en Centauro y la supernova IC 4182 en Canes Venatici, encontraron un valor para la constante de Hubble de 52, kilómetros por segundo por megaparsec. Es decir calcularon una constante de Hubble para un Universo muy viejo.

El día 14 de marzo de 1996, la agencia ANSA informa que el mismo Astrónomo Allan Sandage del Observatorio Carnegie de Pasadena (California, EEUU) y sus colegas de la Universidad de Basilea y de la Agencia Espacial Europea, calcularon un valor para la constante de Hubble de 57 al estudiar una supernova de tipo Ia en la galaxia NGC 4639, que usada como "candela estándar" (como metro para establecer una relación entre el brillo intrínseca de un astro y su distancia a la tierra). Es decir reafirma un universo local muy viejo con una edad entre 13 a 18 mil millones de años.

Grupo de Pierce.

En 1991 este grupo comandado por el Astrónomo Michael Pierce, empiezan a trabajar con los datos del Telescopio Espacial Hubble, encuentran los problemas de enfoque que tenía el telescopio y sólo en 1994, publican en la revista Nature, la investigación sobre 3 de las estrellas ceféidas de la galaxia espiral de la constelación de Virgo llamada NGC 4571, usando en su trabajo la nueva cámara HRCam instalada en el Telescopio Canadiense-Francés-Hawaiano de Mauna Kea, encontrando un valor para la constante de Hubble = H = 87,7 kilómetros por segundo por megaparsec, a una distancia de la tierra igual a 15 Mpc (15 x 3,26 = 48,9 millones de años luz) en el Universo cercano, es decir calcularon una constante de Hubble para un universo local muy joven y con una edad entre 8 y 10 mil millones de años.

Grupo de Friedmann.

A mediados de año de 1994, la Astrónoma Wendy Freedman y otros colegas, despues de reparado el Telescopio Hubble, investigaron las estrellas ceféidas en la galaxia espiral M100 y encontraron un valor para la constante de Hubble de 80, kilómetros por segundo por megaparsec, a una distancia de la tierra igual a 17 Mpc (17 x 3,26 = 55,42 millones de años luz) en el Universo cercano, es decir reafirma al grupo Pierce en su cálculo de la constante de Hubble para un universo local muy joven y con una edad entre 8 a 11 mil millones de años.

En mayo de 1999, después de ocho años de recopilación de datos, básicamente la medición con exactitud de las distancias que nos separan de otras galaxias lejanas, el equipo de astrónomos del Hubble Space Telescope Key Project ha dado a conocer sus conclusiones y la cifra para la constante de Hubble ha quedado situada en 70 km/seg/Mpc. Además, la incertidumbre, que antes variaba en un factor de 2, ahora se ha reducido hasta un 10 por ciento, lo que significa un gran avance. Para averiguar este número, el Hubble observó 18 galaxias situadas a hasta 65 millones de años luz de nosotros (en el Universo cercano). En ellas se descubrieron hasta 800 estrellas variables llamadas Cefeidas.

El resultado es revelador: el Universo local tiene una edad de 12 000 millones de años ±10 %, parecida a la de las estrellas más viejas conocidas (lo que elimina la paradoja de la existencia de estrellas con más edad que el propio Universo, como decían algunas estimaciones).

Cefeida en M100. (Telescopio Espacial Hubble)

Grupo de Herrnstein.

El 2 de junio de 1999, el Astrónomo Jim Herrnstein del Observatorio Nacional de Radioastronomía en la reunión anual de la Sociedad Americana de Astronomía, presento un mètodo directo de medición, usando simple geometría e independiente de los otros mètodos para determinar distancias cósmicas, midiendo el movimiento del gas alrededor de una galaxia, usando la galaxia NGC 4258 (23,5 millones de años luz) pudo establecer que tenia una nube de gas y dentro de ella vapor de agua, el cual tiende a amplificar las señales de radio, creando puntos calientes (hot spots) llamados máseres, la velocidad orbital de los máseres entre NGC 4258 y la Tierra fueron medidos en 1994 y muchas veces después de esta fecha, ademas al determinar la velocidad a la cual estos masers se mueven, los Astrónomos crearon un triangulo con la primera posición del masers en un ángulo, la ultima posición a un segundo ángulo y la galaxia centrada en el tercer ángulo.

Midiendo los ángulos se encuentra la distancia cósmica. La distancia calculada por este mètodo para NGC 4258 fue de 23,5 millones de años luz, con una exactitud del 4%. Esta misma distancia había sido calculada utilizando la técnica de las estrellas ceféidas entre 27 a 29 millones de años luz. El grupo Herrnstein realiza sus estudios usando el VLBA (Very Long Baseline Array), que son una serie de antenas para radio telescopios, localizadas a través de los Estados Unidos, desde las Islas Vírgenes a las islas de Hawaii, operando todas ellas como una sola unidad para medir señales naturales de radio con una exactitud 500 veces más grande que la exactitud obtenida por el telescopio Hubble al medir en las frecuencias de la luz visible.

Conclusión

Todos estos estudios calculan distancias de objetos celestes dentro de nuestro Universo Local y algunos objetos del Universo cercano, pero ninguno de ellos determinan cálculos para objetos celeste en el Universo adyacente o en el Universo Profundo que nos permitan cuantificar la edad de ellos mismos, por lo tanto nos queda muchas áreas por investigar en el Villa-Universo Terrestre y lograr en un futuro inmediato obtener una respuesta concreta a nuestra pregunta: ¿Qué edad tienes, Universo?.