Universo - materia oscura y energía

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Tonatiuh Matos
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO
EL UNIVERSO?
Materia oscura y energía oscura
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La Ciencia
para Todos
Desde el nacimiento de la colección de divulgación científica
del Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenido
un ritmo siempre ascendente que ha superado las aspiraciones
de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los
científicos siempre han aportado material, con lo que han
sumado a su trabajo la incursión en un campo nuevo: escribir
de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles puedan
ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formación
científica.
A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso ade-
lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la
ciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la lengua
española —y ahora también del portugués—, razón por la cual
tomó el nombre de La Ciencia para Todos.
Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través de la mar Océa-
no, a la Península Ibérica, está en marcha un ejército integrado
por un vasto número de investigadores, científicos y técnicos,
que extienden sus actividades por todos los campos de la cien-
cia moderna, disciplina que se encuentra en plena revolución
y que continuamente va cambiando nuestra forma de pensar y
observar cuanto nos rodea.
La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sólo
en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar una
ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra-
dición humanista, crezca sin olvidar al hombre, que es, en últi-
ma instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal
es poner el pensamiento científico en manos de nuestros jóve-
nes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin des-
deñar a ninguna otra, lleve la impronta de nuestros pueblos.
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?
Comité de Selección
Dr. Antonio Alonso
Dr. Francisco Bolívar Zapata
Dr. Javier Bracho
Dr. Juan Luis Cifuentes
Dra. Rosalinda Contreras
Dr. Jorge Flores Valdés
Dr. Juan Ramón de la Fuente
Dr. Leopoldo García-Colín Scherer
Dr. Adolfo Guzmán Arenas
Dr. Gonzalo Halffter
Dr. Jaime Martuscelli
Dra. Isaura Meza
Dr. José Luis Morán
Dr. Héctor Nava Jaimes
Dr. Manuel Peimbert
Dr. José Antonio de la Peña
Dr. Ruy Pérez Tamayo
Dr. Julio Rubio Oca
Dr. José Sarukhán
Dr. Guillermo Soberón
Dr. Elías Trabulse
Coordinadora
María del Carmen Farías R.
la
ciencia/204
para todos
Tonatiuh Matos
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?
Materia oscura y energía oscura
Primera edición, 2004
Primera edición electrónica, 2010
Matos, Tonatiuh
¿De qué está hecho el Universo? Materia oscura y energía oscura / Tonatiuh 
Matos — México : FCE, SEP, CONACYT, 2004
127 p. ; 21 × 14 cm — (Colec. La Ciencia para Todos ; 204)
ISBN 978-968-16-7448-9
1. Astronomía 2. Universo 3. Divulgación científica I. Ser. II. t.
LC QB44 Dewey 508.2 C569 V.204
Distribución mundial
D. R. © 2004, Fondo de Cultura Económica
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mailto:laciencia@fondodeculturaeconomica.com
A Mariana,
Petra,
Úrsula y Tiuh
INTRODUCCIÓN
Estamos viviendo momentos de rápido avance científico y
tecnológico. Hace unos 30 años, los estudiantes de enseñanza
media superior todavía aprendían a realizar operaciones matemá-
ticas y resolver problemas mediante el uso de la regla de cálculo
(seguramente, entre ellos, se encuentran muchos ingenieros de
la actualidad). Los estudiantes de hace 20 años apenas cono-
cieron la existencia de la regla de cálculo, y los estudiantes de
hoy ven tales objetos como verdaderas piezas de museo. Para los
de hace una generación, las pequeñas calculadoras de mano, que
suman, restan y multiplican, fueron toda una sensación; mien-
tras que para los más jóvenes son ya algo común, incluso pueden
llevarla en su reloj de pulsera. Cuando nacieron los estudian-
tes de hoy, resolver problemas reales en computadoras caseras era
un sueño. Sólo las enormes computadoras de grandes universida-
des o empresas lo lograban. Estas máquinas requerían presupues-
tos altísimos y áreas especiales, gigantes cuartos con aire acondi-
cionado, en donde se colocaban cajones inmensos que contenían
los implementos necesarios. Hoy, casi cualquier computadora
personal, incluso una de mano, puede resolver complicados pro-
blemas reales. Estas computadoras pueden estar en cualquier
cuarto pequeño y son accesibles para una gran masa de la po-
blación. En los países ricos, las computadoras son ya parte de
cada hogar, como lo son el refrigerador, la televisión o la radio.
Todo esto ha sido posible en menos de una generación; nos ha
tocado vivirlo. Este avance en la tecnología es posible sólo gracias
al avance acelerado de la ciencia. ¿Cómo imaginar una compu-
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tadora con bulbos? (Los más jóvenes ni siquiera saben lo que es
un bulbo.) O ¿cómo imaginar una televisión con caja de madera?
Sin los plásticos y materiales modernos, muchos objetos son
impensables en la actualidad.
Este mismo avance se manifiesta en la ciencia. Los instru-
mentos de observación son cada vez más refinados y precisos.
Hace apenas unos años, observar el Universo* era sólo un pasa-
tiempo del que se podía obtener poca información. Lo más
común era clasificar objetos celestes. En la actualidad, gracias a
los satélites artificiales dedicados a la observación del cosmos,
como el cobe (por su nombre en inglés: Cosmic Background
Explorer), el telescopio espacial Hubble, el Chandra o el wmap
(por su nombre en inglés: Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe), la observación del Universo se está transformando en
una verdadera ciencia: ya es posible obtener datos precisos
para entender el Universo. La observación más exacta del Uni-
verso nos está dando muchas sorpresas. Una de las más fabulo-
sas, hasta ahora, es haber descubierto que el Universo no está
formado de la misma materia que las estrellas, los planetas o
nosotros mismos. Más de 96% de la materia del cosmos es des-
conocida, algo que flota por doquier y no se deja ver, pero cuya
fuerza gravitacional se siente con gran intensidad. Este descu-
brimiento es verdaderamente notable, ya que está cambiando
nuestro paradigma del cosmos de una manera radical. Ya no es
válida la idea romántica de que estamos hechos de la misma
materia que el cosmos. La materia de la que nosotros estamos
hechos, así como la Tierra, el Sol, las estrellas, etc., es menos de
4% de la materia del Universo (es como si en un auto grande que
va por una avenida sólo viéramos al chofer, pero no el auto).
Imaginemos las consecuencias. En el siglo xvi, Copérnico descu-
brió que la Tierra no era el centro del Universo, sino que giraba
en torno al Sol. Poco después los astrónomos descubrieron que
el Sol no se hallaba en el centro del Universo, sino que nuestro
sistema solar forma parte de una galaxia con miles de millones
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* El significado de todos los términos que se muestran en negritas a lo largo
del texto, está contenido en el Glosario.
de soles. No pasó mucho tiempo para que se dieran cuenta de
que nuestra galaxia es una entre miles de millones de galaxias
en elUniverso. Ahora llegamos a la conclusión de que la materia
de esas miles de millones de galaxias, cada una con miles de mi-
llones de estrellas, no es más que una insignificante porción del
cosmos, casi nada en un mar gigantesco. Así de insignificantes
aparecemos en el inmenso cosmos. Pero entonces, ¿de qué está
hecho el Universo?, ¿de qué es el cosmos?
En este libro se relatará la aventura de la búsqueda de una pe-
queña luz en este inmenso y oscuro misterio. La obra pretende
ser un detonador de la curiosidad del lector, quien al final se
percatará de que estas páginas le sembrarán más dudas de las
que el mismo libro podría resolver. Éste es el objetivo del libro.
Cada nueva puerta que se abre en el formidable edificio de la
ciencia, conduce siempre a muchas otras, a muchas nuevas pre-
guntas. En estos momentos se han abierto algunas puertas que
nos han proporcionado algunas respuestas, pero, a la vez, nos
han abierto muchas preguntas más. Así es la ciencia, el lector de
este libro se quedará con las preguntas en la mente, para que tal
vez algún día algún lector curioso encuentre alguna respuesta.
Entonces el libro habrá cumplido con su misión.
Si en una noche clara de invierno contemplamos el cielo y
sus estrellas, observaremos la grandeza del cosmos. Veremos la
Luna, dominante, el astro más grande y más brillante, inspira-
dora de historias y leyendas nocturnas, compañera silenciosa y
eterna. También veremos estrellas titilantes, soles muy lejanos,
tal vez en sistemas completos como el nuestro, que se mueven
en conjunto, como si estuvieran pegadas a la bóveda celeste. Si
durante varias noches contemplamos el cielo, podremos notar
que algunas estrellas se mueven de forma diferente, avanzan
noche a noche, día con día, como si quisieran escapar de las
que se encuentran dormidas. Estas estrellas son planetas, los cua-
les a veces avanzan y otras regresan.
No hay filósofo o poeta que no se haya quedado atónito ante
tanta belleza, que no se sienta aplastado ante tanta grandeza y,
con seguridad, a menudo encuentre en esta imagen a su prin-
cipal inspirador. Si contemplamos el cielo y sus estrellas en una
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noche clara de invierno, no podremos impedir que de nosotros
escape un suspiro de humildad.
Sin embargo, ahora existen indicios de que todos estos astros,
inspiradores de poetas y filósofos, son sólo una pequeña parte
del cosmos, una minúscula parte de todo el Universo; el resto
no se puede ver, pero está ahí y lo domina todo. Sobre esta parte
que no se ve vamos a hablar en este libro. Los cosmólogos sue-
len llamar a esa parte invisible: materia oscura y energía oscura.
Como veremos más adelante, éstas son las componentes mayori-
tarias, las sustancias verdaderas del Universo.
En los últimos años, el desarrollo de la tecnología para la ob-
servación del Universo, las técnicas y aparatos de observación
nuevos, han permitido un avance cualitativo en nuestro enten-
dimiento del cosmos. Ejemplo de ello es el telescopio espacial
Hubble (véase la lámina 1), satélite artificial que gira a 600 kiló-
metros alrededor de la Tierra y que transporta un telescopio de
reflexión de 2.4 m de diámetro, gracias al cual nos ha sido
posible ver una enorme cantidad de objetos celestes que ni
siquiera imaginábamos. Este aparato ha tomado las fotografías
más hermosas del cosmos y sus alrededores, las cuales podrían
ser inspiración de artistas y que, en sí mismas, son verdaderas
obras maestras. Visiten su página en http://www.stsci.edu. La
conclusión de la existencia de la materia oscura ha necesitado
mucha paciencia y mucho tiempo de observación de las gala-
xias y sus alrededores. Iniciemos nuestro breve relato de la histo-
ria que condujo a tal conclusión.
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http://www.stsci.edu
I. El modelo
del big bang caliente
A principios de la década de 1920, los astrónomos observa-
ban astros luminosos que los telescopios de entonces no podían
enfocar bien, se veían nebulosos, por lo que se les llamó nebu-
losas. Con esas herramientas, los astrónomos no eran capaces
de identificar la naturaleza de estas nebulosas, eran un misterio.
Mediante un trabajo largo y sistemático, Edwin Hubble descu-
brió que estas nebulosas eran en realidad concentraciones de
miles de millones de estrellas. La diferencia sustancial es que
Hubble utilizó un telescopio de 1.5 m de diámetro y luego otro
de 2.5 m. Este telescopio era suficientemente grande y potente
para distinguir entre la simple región nebulosa y borrosa y la
estructura de miles de millones de estrellas que la contenían. A es-
tas concentraciones se les conoce ahora como galaxias. Aún más
inesperado, al estudiar los espectros provocados por la descom-
posición de la luz al pasarla por un prisma, Vesto Slipher des-
cubrió también que estos espectros de luz estaban corridos
hacia el rojo. En un principio Slipher observó sólo algunas ga-
laxias con esta característica. Más tarde, sin embargo, Hubble
observó que este corrimiento era sistemático en un vasto núme-
ro de estas galaxias. Las sorpresas no terminaron ahí. Al obtener
las distancias de estas galaxias con espectros corridos al rojo,
también observó que había una relación entre el tamaño del co-
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rrimiento y la distancia a la que se encontraba la galaxia de no-
sotros. Hubble encontró que entre más lejos estaba una galaxia,
más roja se veía (su espectro luminoso mostraba un corrimiento
hacia el rojo).
¿Qué significa esto? Tratemos de explicarlo. Recordemos una
experiencia que en este mundo moderno seguramente todos
hemos tenido. Cuando escuchamos el sonido de una sirena,
vemos que se acerca una ambulancia. Asimismo, conforme la
ambulancia pasa frente a nosotros, el tono del sonido de la sire-
na se torna más agudo y luego, al alejarse, el sonido es más grave.
A este fenómeno se le conoce como efecto Doppler, en honor
al científico austriaco Cristian Doppler, quien dio una explica-
ción a este fenómeno en el siglo xix.
El fenómeno se explica de la siguiente manera. El sonido es
una onda (de fluctuación de densidad de gas) que se propaga
en el aire. Cuando el objeto se acerca hacia nosotros, estas ondas
se compactan debido a la suma de velocidades de la ambulancia
y de la onda misma. Por el contrario, si el objeto se aleja de no-
sotros, la onda se alarga. Esta modificación en la onda se mani-
fiesta en nuestros oídos como un aumento o disminución en el
tono de la sirena (véase la figura 1). Al acercarse la ambulancia,
el tono de la sirena nos parece más agudo, al alejarse nos da la im-
presión de que el tono es más grave.
Como la luz es también una onda, enfrentará el mismo efecto,
sólo que la frecuencia en una onda de luz determina su color.
Entonces, un objeto que se aleja de nosotros lo veremos más
rojo y un objeto que se acerca lo veremos más azul. Además, al
saber qué tanto se corrió su espectro de luz respecto de su
espectro original, podemos saber cuál es su velocidad con respec-
to a nosotros. Este efecto es perceptible sólo si la velocidad del
objeto es alta, comparada con las velocidades a las que estamos
acostumbrados. Para un avión de guerra, que viaja a 3 000 km
por hora (esto es: 0.833 km por segundo), el corrimiento al rojo
es de menos de tres millonésimos, no es posible percibirlo fácil-
mente. En cambio, las galaxias se alejan de nosotros a cientos
o miles de kilómetros por segundo (¡por segundo!); ese corri-
miento sí es perceptible (véase la figura 2).
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Figura 1. El efecto Doppler. La ambulancia avanza a una velocidad determinada, las ondas sonoras de la sirena se comprimen
en la dirección del movimiento de la ambulancia, mientras que se extienden en la dirección contraria. Esto provoca que un
observador cuando está enfrente de la ambulancia escuche el sonido de la sirena un poco más agudo de lo que en realidad es;
por el contrario, un observador detrás de la ambulancia la escucha en un tono más grave.
Figura 2. De la misma forma, el efecto Doppler se manifiesta en los rayos de luz, provocando que un objeto que se aleja de
nosotros a gran velocidad se vea más rojo de lo que en realidades, y otro que se acerca se vea más azul.
Pues bien, esto fue lo que Slipher y Hubble hicieron con los
espectros observados de muchas galaxias. Hubble notó que en-
tre más lejos de nosotros estuviera una galaxia, ésta presentaba
proporcionalmente un espectro más corrido hacia el rojo, lo cual
quiere decir que entre más alejada esté de nosotros una gala-
xia, más rápido se alejará de nosotros. El fenómeno lo observó
Hubble en muchas galaxias (este fenómeno se observa incluso
entre otras galaxias que no incluyen la nuestra). Si dos galaxias
se encontraban a cierta distancia, se alejaban unas de otras a
gran velocidad. Esto era terriblemente contradictorio con el sen-
tido común. Imagínense lo que esto significa: la fuerza gravita-
cional es atractiva e inversamente proporcional al inverso de la
distancia al cuadrado. Esto es, entre más masa tengan dos cuer-
pos, más se atraen (por ello, la Tierra atrae con más fuerza a los
gorditos, porque pesan más), y entre más cerca estén dos cuer-
pos, éstos se atraen mucho más (la Tierra atrae a la Luna, y el
Sol las atrae a ambas, pero la fuerza depende también de la
enorme distancia a la que estemos del Sol). La fuerza gravita-
cional entre dos galaxias debe de ser intensa debido a la cantidad
de estrellas que tiene cada galaxia, ya que las galaxias contienen
unas 100 000 millones de estrellas como el Sol y, por lo tanto, im-
plicaría que dos galaxias deberían de estar acercándose entre sí
debido a la fuerza de gravitación atractiva. Pero Hubble descu-
brió que esto no es así, sino al contrario: se están alejando. ¡Y en-
tre más lejos, más rápido! ¿Cómo puede ser posible?
Mediante este esquema, al retroceder en el tiempo podemos
entender que algún día las galaxias estuvieron más y más cerca
entre ellas. Más y más cerca significa también que su materia se
atraía con más y más fuerza, lo que haría que se juntaran más y
más. Pero, ¿se están alejando? ¿Qué hace que se alejen unas de
otras? La solución que presentaron Hubble y los científicos
de aquella época a este problema fue que una gran explosión cau-
só la expansión del Universo. Debe de haber sido una explosión
tan enorme que causó que toda la materia del Universo saliera
disparada en todas direcciones. Imaginen la naturaleza de la ex-
plosión para poder provocar que toda la materia del Universo
se esté alejando. Se conocen cientos de miles de galaxias, cada
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una con cientos de miles de soles, cada uno con decenas de pla-
netas y miles de asteroides y cometas. Y en vez de acercarse
unas a otras, se alejan. La gran explosión es la mejor explica-
ción que se encontró a la expansión del Universo, aunque no
fue la única. Muchas otras hipótesis se han ido descartando
poco a poco. La teoría de la gran explosión también se conoce
como la teoría del big bang (por su nombre en inglés). Pero ¿pue-
de ser cierta?
La teoría adquirió gran aceptación entre la comunidad cien-
tífica ya que, además, estaba de acuerdo con las predicciones
de la teoría de la relatividad general de Einstein. En los años
veinte, el científico soviético Alexander Friedmann encontró
precisamente que la teoría de Einstein de la relatividad gene-
ral, predecía un momento de la creación del Universo, carac-
terizado por una densidad infinita de materia. Esto también
provocaba una temperatura infinitamente grande en ese ins-
tante, posiblemente debido a una enorme explosión. La ob-
servación de Friedmann, sin embargo, podría sonar algo ri-
dícula, ¿una gran explosión creando el Universo? Pero, como
veremos más adelante, tenemos pruebas de que esto pudo ser
posible.
En los años cuarenta, el físico soviético George Gamow, quien
había sido alumno de Alexander Friedmann, puntualizó que si
el Universo había tenido una gran explosión de las proporcio-
nes que se alegaban en la teoría, entonces nosotros deberíamos
ser capaces de detectar la radiación dejada por la explosión aun
en estos momentos. Gamow encontró que la radiación de fondo
del Universo debería ser de unos 5ºK (grados Kelvin, algo como
�268 ºC). Al principio, su trabajo no tuvo las repercusiones
que merecía, sino hasta que en 1965 dos ingenieros de radio,
Arnold Penzias y Robert Wilson, observaron una radiación de
microondas proveniente del exterior. Penzias y Wilson eran in-
vestigadores de los Laboratorios Bell Telephone, en Murray Hill,
Nueva Jersey y trabajaban en un proyecto para diseñar aparatos
de telecomunicación que no transmitieran señales en la región de
frecuencias conocidas. Diseñaron una antena para trasmitir y
detectar ondas de radio de muy baja frecuencia, cuando se en-
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contraron con un pequeño problema. En todas estas frecuencias
aparecía un ruido inexplicable que no dejaba libre las transmi-
siones. Pensaron en muchas razones, como excremento de ave,
ruido de autos, etc., así que tomaron las medidas necesarias para
eliminar el problema. Entonces decidieron capturar a todas las
palomas que vivían en la antena y las llevaron a cientos de kiló-
metros de Nueva Jersey. Lo que no sabían, es que las palomas
eran palomas mensajeras y, por tanto, regresaron. Entonces to-
maron una medida extrema: las mataron, limpiaron el aparato
de excremento de paloma profusamente y, sin embargo, el ruido
persistía. Lo que más les llamaba la atención de este ruido es que
era exactamente el mismo en cualquier dirección; no había
una sola privilegiada; no importaba si dirigían la antena hacia
el este, el oeste, el norte o el sur; ni si era de noche o de día;
tampoco importaba la fecha ni la estación del año. Siempre era
lo mismo. ¿Como era posible?
James Peebles y Robert Dicke, astrofísicos del Centro de Estu-
dios Avanzados de Princeton, llamaron la atención de Penzias y
Wilson hacia el hecho de que ese ruido persistente podría ser la
radiación proveniente de la gran explosión, predicha por Ga-
mow años antes. ¿De qué otra manera podría explicarse entonces
el origen del ruido detectado por la antena, proveniente de todos
lados, durante todo el tiempo? Meses después de esta explica-
ción del fenómeno, Penzias y Wilson obtuvieron el Premio Nobel
por el descubrimiento de la radiación de fondo del Universo, fe-
nómeno que se estudia exhaustivamente en nuestros días.
Lo que Penzias y Wilson observaron fue un patrón de intensi-
dades de la radiación muy característico del fenómeno que se
conoce como radiación de cuerpo negro. Cuando un cuerpo
se calienta, emite radiación electromagnética ininterrumpida-
mente. De hecho, por eso nos es posible ver las cosas: la luz es
también radiación electromagnética a una frecuencia dada que
el ojo puede detectar. La luz infrarroja es radiación electromag-
nética que el ojo ya no puede detectar, pero otros animales sí.
Así, sucesivamente, las ondas de radio también son radiación elec-
tromagnética (debido a una antena oscilante y no a un cuerpo
caliente) que emite en frecuencias que una radio puede detec-
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tar. La diferencia entre una transmisión de radio o televisión y
un cuerpo caliente es su espectro de frecuencias, es decir, de
qué manera se da la intensidad de las señales con respecto a las
frecuencias de radiación. Para una transmisión de radio, este
espectro puede ser muy variado pero, para un cuerpo caliente, es
muy característico, sigue una curva que sube y baja suavemente
(véase la figura 3). Lo que Penzias y Wilson observaron fue un
espectro de frecuencias, característico de un cuerpo negro a
temperatura de 2.725 ºK (alrededor de �270 ºC) proveniente
del cosmos. Es decir, el Universo está inmerso en una nube de ra-
diación, tal y como concluyó Gamow de la teoría de la gran ex-
plosión. Ahora, esta radiación de fondo se considera una de las
pruebas observacionales más valiosas que dan indicios de la exis-
tencia de una gran explosión.
Para estudiar más a fondo esta radiación y convencerse aún
más de su existencia, en los años noventa, y después en el año
2002, se lanzaron dos satélites artificiales capaces de medir esta
radiación con gran precisión. Este primer satélite fue el satéli-
te cobe e hizo posible que se elaborara un mapamuy preciso
de la radiación de fondo del Universo, midiendo fluctuaciones
de hasta un millonésimo de grado centígrado de la radiación
(véase la lámina 2). El segundo fue el satélite wmap (véase la
lámina 3), y logró tomar la misma foto, pero con una resolu-
ción mucho mayor que la del cobe, proporcionando una serie
de datos que han sido fundamentales para el entendimiento
del origen y composición del cosmos. Esta radiación de fondo,
ya estudiada de manera muy profunda, no tiene otra explica-
ción que no sea la de la existencia de una gran explosión que
la provocó.
II. Historia térmica del Universo
La temperatura de un gas no es otra cosa que la manifesta-
ción macroscópica de la energía cinética de las vibraciones de
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Figura 3. Radiación de fondo el Universo. Observen cómo los puntos ajustan perfectamente a la predicción teórica de la
radiación de un cuerpo negro con temperatura 2.725ºK. Los puntos fueron captados por la antena de Penzias y Wilson.
las partículas que componen el gas. Es decir, en un gas caliente las
partículas que componen el gas se mueven rápidamente, mien-
tras que en un gas frío el movimiento es más lento. Como las
partículas están en movimiento, éstas chocan entre sí; del núme-
ro de choques y su violencia dependerá la temperatura del gas.
Estos choques, o interacciones entre las partículas del gas, pro-
vocan que las partículas que chocan a veces se rompan en sus
componentes. Si la temperatura es muy alta, la energía de estas
partículas es muy grande y una mayor cantidad de partículas se
desintegrará en sus componentes. Este proceso es muy conocido
por los niños pequeños. Cuando un bebé sostiene una sonaja
en la mano y siente curiosidad por la causa del sonido, decide
romper la sonaja para averiguarlo. Si golpea la sonaja con sua-
vidad, seguramente no la romperá y no averiguará nada; pero
si lo hace con mucha energía (con mucha energía cinética), se-
guramente la sonaja se romperá y el niño podrá ver de qué está
hecha. Para romper las semillitas de la sonaja, el niño necesitará
golpear con mayor fuerza, tal vez lanzando la semilla contra la
pared. Necesitará mucha más energía cinética de la que utilizó
para romper la sonaja. Un proceso parecido ocurre con las par-
tículas elementales. Para poder romper los componentes de las
partículas se necesita “inyectar” energía a las partículas. Por
ejemplo, para destruir un átomo en sus componentes, electro-
nes y núcleo, se necesita calentar el átomo lo suficiente, lo cual
equivale a la energía de amarre entre el electrón y el núcleo.
Pero si queremos separar el núcleo en sus componentes, neutro-
nes y protones, la energía necesaria será mucho mayor. Y qué
decir si queremos descomponer los protones y los neutrones
en sus componentes, los quarks, la energía necesaria para eso
está más allá de la energía disponible en los aceleradores de
partículas que están en funcionamiento.
Poco después del big bang, la materia se encontraba en forma
de un gas muy caliente. Esta gran explosión calentó toda la mate-
ria hasta temperaturas de millones de millones de grados. La
temperatura de este gas era tan alta, el gas era tan caliente, que
todas las partículas elementales estaban separadas en sus partes
fundamentales. La energía cinética de las partículas del gas era
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tan alta que no permitía que estas partículas se unieran para
formar algún tipo de partícula compuesta.
Pero, al mismo tiempo, la gran explosión causó que toda la ma-
teria saliera fluyendo en todas direcciones. Esto es lo que llama-
mos expansión. Un gas en expansión aumenta constantemente
su volumen, y un gas que aumenta su volumen se enfría. Esta ex-
periencia la hemos tenido todos. Cuando hace frío, tendemos a
encoger el cuerpo para conservar el calor; y cuando hace mucho
calor tratamos de expandirlo para enfriarlo, como por ejem-
plo, al extender los brazos. Lo mismo sucede en regiones frías y
calientes de la Tierra. En regiones calientes, las casas se constru-
yen con techos muy altos con el fin de que se conserven frescas.
Por lo contrario, en regiones frías de la Tierra las casas tienden
a tener techos bajos para que se conserven calientes. Entonces,
la gran explosión elevó la materia existente a temperaturas des-
comunales, pero también causó su expansión, lo cual provocó
su enfriamiento. La temperatura del Universo era tan alta que
no permitía que las partículas que se encuentran en el núcleo
de los átomos, los protones y los neutrones, se unieran para for-
mar núcleos. Es más, la temperatura fue tan elevada que ni las
partículas de las que están hechos lo protones y los neutrones,
los quarks, se pudieran unir para formar protones y neutrones y
todas las partículas ahora conocidas. La temperatura del Uni-
verso era en ese tiempo más alta que la de los aceleradores de
partículas más grandes que hay en la Tierra. No sabemos, in-
cluso, qué sucedió a temperaturas más elevadas que las tempe-
raturas que provocaron la desintegración de los quarks, porque
ésas ya no son alcanzables en los laboratorios de la actualidad.
Sin embargo, estos laboratorios sí logran temperaturas que des-
integran los núcleos atómicos y algo más, por lo tanto, pode-
mos saber con cierta exactitud como se veía el Universo en esas
épocas. Esta sopa primordial se fue enfriando conforme continua-
ba la expansión del Universo. En un principio, todas las partícu-
las se movían a velocidades cercanas a la de la luz, incluso las más
pesadas, lo que provocaba que las partículas no pudieran unirse
con otras para formar compuestos. La sopa cósmica estaba he-
cha principalmente de las partículas elementales como quarks
23
libres, electrones libres, fotones, etc. Pero al enfriarse el Univer-
so, los quarks lograron confinarse, es decir, juntarse entre sí, y se
formaron entre otras partículas, los protones y los neutrones.
El Universo siguió expandiéndose y, al enfriarse más, estos pro-
tones y neutrones se unieron para formar núcleos atómicos.
Ahora sabemos que los núcleos atómicos que se formaron prin-
cipalmente fueron los del hidrógeno (protones solos) y los del
helio 4, dos protones con dos neutrones. Los núcleos atómicos de
las demás sustancias se formaron principalmente en los núcleos
de las estrellas. Se cocinaron sobre todo poco antes del estallido
final de las estrellas. Es decir, la materia de la que estamos he-
chos todos nosotros y casi todo lo que tocamos fue cocinado en el
centro de las estrellas. El hecho es que, conforme el Universo se
iba enfriando, las partículas tendían a unirse para formar partícu-
las más estables. Cuando el Universo fue suficientemente frío, su
sustancia era principalmente una sopa de núcleos de hidrógeno
y de helio 4, de fotones, de electrones libres, etcétera.
Los otros dos actores que tomaron parte importante en esta
sopa primordial, fueron los electrones y los fotones, es decir, la
“luz”. La luz está hecha de paquetes cuánticos de energía elec-
tromagnética. En el origen del Universo, la energía de los fotones
también era muy alta. Los fotones no tienen masa en reposo,
pero tienen energía. Recordemos la famosa fórmula de Einstein
sobre la transformación de energía en materia, E � mc 2. Esto es,
una partícula material que contiene una masa m, tiene una ener-
gía en sí igual a la masa por la velocidad de la luz c al cuadrado.
Esta energía es enorme si se logra liberar. Pero en el caso de los
fotones muy energéticos podemos hacer la operación contraria.
A la energía de los fotones le podemos asociar una masa. Si esta
masa es comparable con la masa de alguna partícula, el fotón
podría ser capaz de modificar su trayectoria al chocar con la par-
tícula. Esta acción es comparable al siguiente fenómeno. Supon-
gamos que tenemos una pelota de béisbol. Si la lanzamos con-
tra un automóvil, lo más seguro es que lo despostillemos, pero
difícilmente lograríamos desviarlo de su camino. Sin embargo,
si no lanzamos la pelota con la mano, sino con un cañón, tal vez
logremos desviar el automóvil de su camino; depende de la can-
24
tidad de energía con la que logremosdisparar al automóvil con
el cañón.
Esto sucedió constantemente en la época en que la temperatu-
ra era muy alta. Todas las partículas chocaron constantemente
contra todas las partículas, interactuando todas las partículas con
todas las demás. En particular, los fotones chocaron con todas las
partículas existentes, alterando sus trayectorias y desviándo-
las constantemente. Conforme fue disminuyendo la temperatura
del Universo, también disminuyó la temperatura de los fotones
hasta que fueron capaces de sólo alterar la trayectoria de las par-
tículas más ligeras, es decir, los electrones. Pero al bajar aún más
la temperatura, la energía de los fotones ya no fue capaz de alte-
rar nada, los fotones entonces ya no interactuaron directamente
con la materia y viajaron libremente por el Universo. Este mo-
mento es conocido como la época de la recombinación, en la que
los fotones empiezan a viajar libremente por el Universo. Antes
de la recombinación, los fotones, o sea, la luz, estaba en constan-
te interacción con la materia a través de los choques de la luz con
la materia. Es decir, los fotones no seguían trayectorias libres, sus
trayectorias eran alteradas constantemente por la materia. Pero
en el momento en que la energía de los fotones baja lo suficiente
como para ya no poder interactuar con la materia, estos fotones,
esta luz, puede propagarse en trayectorias libres, sin ser alterada.
Lo importante es que estos fotones viajarán con la información de
su última interacción con la materia. Si lográramos captar estos
fotones, es decir, tomar una fotografía de estos fotones, con esta
luz, podríamos ver el Universo como se veía en ese momento.
Esta separación de la radiación electromagnética, es decir, de los
fotones, de la interacción con la materia, sucedió unos 350000
años después del big bang. Si lo comparamos con la edad del
Universo, que es de 13700 millones de años, 350000 años son
como las primeras horas de vida del Universo. Es como si a una
persona que vivirá unos 80 años, le tomaran una foto a las 17 ho-
ras de nacido. Esta foto del Universo existe, y fue tomada con dife-
rentes instrumentos. La primera foto la tomó el satélite artificial
cobe, en 1992; la segunda la tomaron usando globos aerostáticos
en el año 2000, y la tercera, la que tiene mayor resolución, fue
25
tomada por el satélite artificial wmap, en el año 2003 (véase la
lámina 4). Más adelante veremos cómo se tomaron estas fo-
tografías, pero la foto del Universo cuando tenía tan sólo unos
350000 años de vida es unos de los logros más maravillosos del
hombre en su búsqueda por entender el origen del Universo.
Poco después de la recombinación, la temperatura del Uni-
verso descendió a un nivel en el cual los electrones fueron atra-
pados por los núcleos atómicos. Así nacieron los átomos, en este
caso, los átomos de hidrógeno y helio, principalmente. Si el Uni-
verso hubiera sido completamente homogéneo, después de este
momento ya no habría pasado nada. Pero, afortunadamente,
el Universo no era completamente homogéneo. Desde muy
temprano, existió una serie de inhomogeneidades que fueron
creciendo con el tiempo, ayudadas por la fuerza gravitacional.
Como veremos después, estas inhomogeneidades provocaron
que partes del gas se colapsaran y formaron objetos densos,
con características muy peculiares. Dependiendo de sus tamaños,
estos objetos son los cúmulos de galaxias y las galaxias mismas. El
colapso gravitacional fue lo que logró que estos objetos cósmicos
nacieran y se desarrollaran (véase la lámina 5).
Después de la recombinación y la formación de átomos, em-
pezó la formación de galaxias debido a la fuerza gravitacional.
Dentro de las galaxias viven enormes volúmenes de gas. Como
la galaxia es un sistema donde habita una gran cantidad de gas,
este gas empezó a ser atraído constantemente debido a su fuerza
gravitacional. Es semejante a lo que pasa en la Tierra y la Luna.
Cuando la Luna aparece por el horizonte, ésta atrae un poco a la
Tierra. Pero más que atraer a la Tierra, atrae al mar, provocando
que suba la marea en las orillas. Este fenómeno es bien conoci-
do por quienes viven en las orillas del mar. Cuando aparece la
Luna, la marea sube, la Luna atrae al mar con su fuerza de grave-
dad. A estas fuerzas se les conoce como fuerzas de marea. De la
misma forma como en el mar, la presencia de mucho gas en la ga-
laxia provoca fuerzas de marea dentro de la galaxia y debido,
entre otras circunstancias, a las fuerzas de marea de la galaxia, el
gas se colapsa para formar estrellas. La formación de estrellas en
las galaxias es muy común (véanse las láminas 6 y 7).
26
Las estrellas no son otra cosa que masas de gas en equilibrio
gravitacional y térmico. En un proceso más o menos complicado,
pero ya conocido, el gas empieza a colapsarse por su fuerza gra-
vitacional, girando alrededor de un eje (véanse las láminas 8 y 9).
Al colapsarse, el gas disminuye su volumen, lo que provoca un
aumento de la temperatura del gas, sobre todo en el centro del
colapso. Al aumentar suficientemente la presión del gas en el
centro de la estrella, que es principalmente hidrógeno, a pre-
siones y temperaturas muy altas el hidrógeno inicia una reacción
de fusión nuclear; a grandes rasgos, los núcleos de hidrógeno,
o protones, se unen para formar dos protones unidos, es decir,
helio. Esta reacción nuclear es la misma que se lleva a cabo en
la explosión de una bomba de hidrógeno y es exotérmica, aumen-
ta la temperatura del gas. Al mismo tiempo, el aumento de esta
temperatura provoca a su vez un aumento en la presión del gas
en dirección contraria al colapso gravitacional. Pero, entre más
se colapse el gas, más aumenta la temperatura del centro y
mayor es la intensidad de las reacciones termonucleares. Por lo
tanto, entre mayores sean las reacciones termonucleares, más
aumentará la temperatura y mayor será la presión que compen-
se el colapso, hasta llegar un momento en el que los dos pro-
cesos se equilibren. La formación de una estrella puede durar
varios millones de años, pero después de este proceso las fuerzas
dentro de la estrella se equilibran, lo cual da origen a una estre-
lla estable. Y este equilibrio es tan estable que suele durar miles
de millones de años. Claro, entre más grande sea una estrella
más presionará su centro, más rápido se consumirá su hidrógeno
y lo convertirá en helio. Así que una estrella gigante suele durar
menos tiempo que una más pequeña. La nuestra, el Sol, es una
estrella mediana que ha “quemado” hidrógeno durante 5 000
millones de años, y lo seguirá haciendo durante otros 5000 millo-
nes de años.
Pero la cantidad de hidrógeno es finito, por lo que llega un mo-
mento en que se acaba. Cuando esto sucede, el gas vuelve a colap-
sarse y el centro vuelve a disminuir su tamaño, por lo tanto se
calienta mucho más. Si la presión del gas aumenta de nuevo lo
suficiente, es el helio el que se empieza a fusionar. Como es ob-
27
vio, ahora el centro de la estrella es básicamente un gas de helio
y un poco de hidrógeno y éstos, al fusionarse con otro helio o con
otro hidrógeno, forman litio y berilio. La fusión del helio es más
caliente y, por consiguiente, la presión en el centro de la estrella
es mayor, lo cual compensa de nuevo el colapso gravitacional de
la estrella, pero este combustible se termina más rápidamente
que el de hidrógeno y la estrella vuelve a colapsarse un poco
más; al aumentar su temperatura, es el litio el que se fusiona y
establece un equilibrio, y así sucesivamente. Al final, se han
producido prácticamente todos los elementos en el centro de la
estrella en un proceso que puede durar varios miles de millones
de años; la estrella acaba con todo su combustible, con todos
los elementos que al fusionarse forman una reacción exotérmica,
terminando con el hierro. Entonces ya no hay nada que detenga
el colapso. El último de estos colapsos es muy violento, y depen-
de fundamentalmente del tamaño de la estrella; el colapso final
es acompañado de una gran explosión, iluminando con ella
todo el firmamento; enocasiones alumbra tanto como la gala-
xia misma. A estas explosiones se les conoce como supernovas y
su tamaño depende fundamentalmente de la masa final de la es-
trella (véase la lámina 10). Después de esa gran explosión de
supernova, la estrella se convierte en algún tipo de estrella muy
compacta y opaca, según la masa final después de la explosión.
A saber, si la masa final de la estrella después de la explosión es
menor que 1.4 masas solares, la estrella final será una enana
blanca. A este límite de masa dado por 1.4 masas solares se le
conoce como límite de Chandrasekhar, en honor al físico hindú
Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo encontró en la década
de 1930. Si el producto final de la explosión de supernova es ma-
yor que el límite de Chandrasekhar, pero menor que algo más
que dos masas solares, el producto final será una estrella de neu-
trones, llamada así porque es básicamente un sistema de neutro-
nes puros (tal vez con una superficie de hierro). El campo mag-
nético de estas estrellas es tan intenso que es capaz de lanzar
señales electromagnéticas, ondas de radio fundamentalmente,
a enormes distancias. Estas ondas de radio son captadas aquí en
la Tierra en forma de pulsos, y es por ello que a estas estrellas
28
se les conoce también como pulsares (véase la lámina 11). Si la
masa final de la estrella es mayor que 2.5 masas solares, el pro-
ducto final será tal vez un hoyo negro, un objeto tan denso (ya
que nada ha podido detener su colapso) que ni la luz es capaz
de salir de él. En la actualidad hay buenos indicios de que en
los centros de muchas galaxias (incluso en la nuestra, véase la
lámina 12) existen hoyos negros supermasivos, es decir, hoyos
negros con masas de millones de masas solares. Se ha reconocido
que galaxias mayores tienen hoyos negros más masivos en sus cen-
tros que la galaxias de menor tamaño (véase la lámina 13).
El punto más interesante es que, al llevarse a cabo la explosión
de supernova, la mayor parte de esta estrella es lanzada al exte-
rior, sólo el núcleo permanece en la estrella. Pero ésta ha trans-
formado prácticamente todo su hidrógeno en elementos más
pesados, en los elementos que ahora conocemos. Entonces, estos
elementos cocinados en el centro de la estrella son lanzados al
exterior para convertirse de nuevo en polvo interestelar, que des-
pués podrá ser captado por otra estrella en formación. Esto es
seguramente lo que sucedió con nuestra estrella. El Sol es una
estrella de la segunda generación, o tal vez de la tercera, forma-
da en nuestra galaxia. El Sol captó los elementos remanentes de
otra u otras estrellas que envejecieron antes, después de vivir su
ciclo completo hasta transformarse en supernovas (véase la lámi-
na 14). Los elementos captados por el Sol fueron también capta-
dos por sus planetas, como la Tierra, elementos que han servido
para iniciar el proceso de la vida en nuestro planeta. Es decir,
estamos hechos de elementos cocinados en el centro de las estre-
llas en miles de millones de años, después de los cuales el Sol ha
servido como foco de energía para que la Tierra y los demás pla-
netas del sistema solar tengan condiciones para su desarrollo. En
la Tierra, estas condiciones han dado lugar a un desarrollo orgá-
nico muy intenso. Después de unos 4000 millones de años, estos
elementos en condiciones propicias, han dado pie a un número
enorme de especies animales y vegetales. Ahora sabemos que la
formación de estos discos planetarios es muy común en el Uni-
verso, por lo que la existencia de planetas debe de ser algo típico,
algo común en el cosmos (véase la lámina 15). Particularmente,
29
en nuestro sistema solar, este disco planetario ha dado lugar a
una especie que ha adquirido conciencia de sí mismo, de su
entorno y del Universo: el hombre. En otras palabras, estamos
hechos de Universo, nuestra sustancia fue cocinada en miles de
millones de años en los núcleos de las estrellas, somos materia del
Universo que evolucionó en un planeta para ser conciente de su
existencia y de la existencia del cosmos; somos los ojos, los oídos,
el cerebro del Universo, es decir, somos la parte del Universo que
pretende conocerse a sí mismo.
Debido al colapso gravitacional la vida existe en la Tierra. Más
aún, debido a la formación de las galaxias y luego de las estrellas
el Universo pudo crear la conciencia, a un ser que sabe de su exis-
tencia y de la existencia del Universo; somos esa parte del Uni-
verso que se pregunta: ¿qué hago aquí?, ¿de dónde vengo?, ¿a
dónde voy?, ¿para qué estoy aquí?, ¿para qué existo? Y que
lucha incansablemente para dar una respuesta a estas pregun-
tas (aunque esto no siempre sea totalmente posible).
III. Teoría general
de la relatividad
En síntesis, los científicos de la segunda mitad del siglo xx pen-
saban que su idea sobre lo que podría ser el Universo se aproxi-
maba mucho a la realidad. Muchos creían que ya se conocían
casi todos los puntos fundamentales sobre la evolución del
Universo y que sólo hacia falta un trabajo sistemático para ajus-
tar constantes y mejorar observaciones. A este modelo lo llama-
ron el modelo del big bang caliente o modelo estándar de la
cosmología.
Este fenómeno que hace que los sabios de la humanidad pien-
sen que ya lo saben todo, sucede a los hombres regularmente.
Otros dos ejemplos se dieron a fines de la edad media y a prin-
cipios del siglo xx, hace 100 años. Hablaremos de estas dos
aventuras.
30
Durante 1200 años, en el mundo cristiano prevaleció la idea de
un Universo como lo había concebido Ptolomeo en la época
de los griegos. Ptolomeo había supuesto que el Universo con-
sistía de una serie de esferas concéntricas en las cuales la Tierra
era el centro. Alrededor de la primera esfera giraba la Luna;
alrededor de la segunda giraba el Sol en torno a la Tierra. En las
siguientes cinco esferas giraban los cinco planetas conocidos
en aquel entonces: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
Una estrella, la del norte, era la única que no giraba, y al final
se encontraba la esfera donde estaban pegadas todas las estre-
llas, todas juntas inmutables girando en la misma esfera. Esta
idea estaba, además, en concordancia con la cosmogonía cristia-
na: el hombre a imagen y semejanza de Dios, en el centro del Uni-
verso. Durante más de 1 200 años esta idea cambió poco. Los
hombres se hacían muchas preguntas sobre el Universo, pero
no ponían en duda este modelo (o no lo decían, pues si lo hacían
corrían el peligro de que la inquisición los quemara vivos).
En la antigua Polonia del siglo xvi, fueron las observaciones
de Nicolás Copérnico las que provocaron las primeras dudas
sobre el modelo de Ptolomeo. Copérnico observó que los plane-
tas no seguían trayectorias circulares sino que, en ocasiones,
algunos, en su trayectoria, daban marcha atrás (véase la figura 4).
Por lo tanto, su experiencia no concordaba con el modelo de
Ptolomeo. Poco tiempo después, Johanes Kepler, un joven in-
quieto que estudiaba en la universidad de Tübingen en Alema-
nia, y que vivió en una época de efervescencia de ideas nuevas,
se enteró por sus maestros de las ideas de Copérnico. En esos
momentos, el padre Martin Lutero ponía en tela de juicio el po-
der de la iglesia católica que predominaba en toda Europa, y
discutía nuevas ideas sobre la religión. Kepler, que para enton-
ces ya era maestro de matemáticas en Praga, encontró que
había la misma relación entre las órbitas de Júpiter y Saturno y
la de un triangulo equilátero dibujado entre dos círculos con-
céntricos. Esto le hizo suponer que las órbitas de los planetas
tenían alguna relación con las cinco figuras sólidas perfectas
de la geometría euclidiana. Esta idea estaba en concordancia
con la premisa de que si Dios era perfecto, entonces debería
31
Figura 4. Trayectoria que siguen los planetas en la bóveda celeste. Copérnico fue el primero en observar que este movimien-
to se puede explicar suponiendo que la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol.
utilizar figuras perfectas para establecer sus leyes de movimiento.
Kepler pasóprácticamente toda su vida tratando de encontrar la
relación de las órbitas con estos sólidos perfectos, pero nunca
logró ajustar sus ideas a las observaciones. Sin embargo, en un
día de inspiración, Kepler ensayó una elipse como posible tra-
yectoria de los planetas alrededor del Sol. El ajuste fue perfecto.
Kepler logró explicar las observaciones de Copérnico sobre las
trayectorias de los planetas, utilizando un modelo en el que la
Tierra ya no estaba en el centro del Universo, sino era el Sol el
que estaba en el foco de la órbita de la Tierra. Al poco tiempo,
Kepler enunció sus tres leyes del movimiento de los astros. La
primera ley de Kepler es sobre la forma de la órbita de los
astros: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol,
donde el Sol está en uno de sus focos. La segunda es sobre el
movimiento de estos astros: los planetas barren áreas iguales en
tiempos iguales, lo cual implica que los planetas no siempre
viajan a la misma velocidad. Y la tercera ley de Kepler habla so-
bre la distancia de estos astros del Sol: el cubo del periodo de la
órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de su distan-
cia del Sol (véase la figura 5). Estas tres leyes tan simples explican
completamente el movimiento de los astros en el cosmos.
Y ¿de qué nos sirve saber cómo se mueven los planetas en el
cosmos? Lo importante de esta historia es que esta acción con-
dujo al hombre al desarrollo moderno de la sociedad y de la
tecnología. Kepler fue el primer hombre en anteponer sus ob-
servaciones sobre sus creencias. Luchó toda su vida para que su
creencia en las figuras perfectas funcionara como modelo del
cosmos, pero con esto demostró que la naturaleza no es lógica,
no sigue patrones lógicos preestablecidos como las matemáti-
cas, la naturaleza es sutil y siempre llena de sorpresas. Estas
observaciones y estas leyes condujeron a una revolución total
del pensamiento y de la ciencia, cuya cúspide fue el descubri-
miento de las leyes de Newton; una teoría general que explicaba
las observaciones del Universo; un concepto totalmente revolu-
cionario basado en una teoría matemática que aparentemente
podía explicar todo; unas cuantas fórmulas matemáticas que
explican todo el Universo, todo lo que observamos. El predomi-
33
Figura 5. Las leyes de Kepler: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol. Los planetas barren áreas iguales en
tiempos iguales. El cubo del periodo de la órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de sus distancias al Sol.
nio de esta teoría se mantuvo hasta fines del siglo xix, cuando la
teoría de Newton, conjuntamente con la teoría electromagnéti-
ca de Maxwell, eran la piedra angular del conocimiento humano
sobre la naturaleza y el cosmos. De nuevo, la mayoría de los pen-
sadores de la época opinaba que la ciencia estaba terminada,
que sólo faltaban unos cuantos detalles para poder acabarla.
Pero no fue así.
El inicio del siglo xx fue el escenario de otra fabulosa revolu-
ción del pensamiento. En aquella época, un grupo de científicos
investigaba fenómenos como el de la radiación de cuerpo negro
(básicamente radiación electromagnética causada por un objeto
caliente). En el laboratorio observaban que un cuerpo caliente
puede emitir ondas electromagnéticas en forma de ondas de ra-
dio. Lo característico era que esta radiación sigue un patrón muy
especial, como el que se ve en la figura 3. Los investigadores te-
nían la convicción de que el fenómeno debería explicarse usando
la teoría electromagnética de Maxwell, pero eso no sucedió. Por
un lado, las observaciones en la radiación de cuerpo negro no ajus-
taban con la teoría electromagnética y la teoría cinética. Por otro
lado, la teoría electromagnética y la teoría mecánica de Newton
presentaban ciertas inconsistencias teóricas. La primera llevó a
Max Planck, en Alemania, a la formulación del concepto de ener-
gía cuantizada, es decir, energía que toma sólo valores discretos.
En el momento de su formulación, el concepto pareció algo
descabellado. Es como si hoy alguien les dijera a ustedes que
para subir a un piso alto de un edificio sólo pueden hacerlo de
un salto, no por las escaleras ni por el elevador, ya que los luga-
res intermedios no existen. Suena ridículo. Pero mediante una
serie de experimentos Planck demostró que en el mundo micros-
cópico así es. La energía y todas las cantidades físicas están cuan-
tizadas, es decir, no pueden tomar valores continuos, sólo valores
que son proporcionales a los números enteros. Ésta es la base de
la teoría cuántica, que es el fundamento de la electrónica mo-
derna. Los aparatos de telecomunicaciones, de televisión, etc., no
podrían pensarse sin las bases de la mecánica cuántica, logro
que provocó cambios muy radicales en nuestras vidas. ¿Imagínen-
se el mundo sin televisión?
35
La segunda inconsistencia de la época, una inconsistencia
más que menos teórica, llevó al joven alemán Albert Einstein a
formular la teoría especial de la relatividad y luego la teoría ge-
neral de la relatividad. Ya era conocido por varios físicos de la
época que la teoría electromagnética y la teoría de Newton no
siguen las mismas leyes de transformación. El joven Einstein
apostó a favor de la teoría electromagnética de Maxwell y formu-
ló una teoría mecánica compatible con la teoría de Maxwell, lo
cual no desechaba la teoría de Newton, decir esto es como un
suicidio. Con la teoría de Newton, los tecnólogos de la época
habían podido diseñar las máquinas que trabajaron durante la
Revolución Industrial. La nueva teoría de Einstein establecía un
límite de validez a la teoría de Newton. Si los cuerpos se mue-
ven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, la teoría de
Newton deja de tener validez. La teoría especial de la relativi-
dad no gustó a muchos, quienes inmediatamente la rechaza-
ron. Pero las observaciones vinieron después y comprobaron lo
que la teoría predecía. Un logro realmente notable de un hom-
bre. Einstein formuló la teoría especial de la relatividad en 1905,
a los 26 años de edad. Ésta es la teoría dinámica de los objetos
que se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz.
Una de sus consecuencias es la famosa fórmula de Einstein:
E � mc2. Aquí, E es la energía en reposo de un cuerpo, m su
masa y c la velocidad de la luz. Esta fórmula es fundamental en
todas las teorías modernas. La teoría contenía implícitamente
las leyes dinámicas de las interacciones electromagnéticas, pero
no una formulación equivalente para las interacciones gravitacio-
nales. En 1909, con la ayuda de su amigo matemático Marcel
Grossman, Einstein empezó a formular una teoría gravitacio-
nal consistente con su teoría especial, que estuvo lista en 1915.
Pero, ¿en qué consiste la teoría general de la relatividad? ¿Hasta
qué punto es ésta una revolución del pensamiento? Vamos a
explicarlo.
La teoría general de la relatividad se basa en las observaciones
de Galileo Galilei sobre la caída libre de los cuerpos, experiencia
que cualquiera de nosotros puede llevar a cabo en casa. Pregunte
a un niño qué esperaría si dejara caer desde cierta altura, al mis-
36
mo tiempo, dos piedras una muy pesada y una mucho más ligera,
¿cuál cae primero? Seguramente el niño responderá: “la más
pesada”. Puede parecer cierto, si es más pesada la Tierra la atrae
con mayor fuerza, por lo tanto va más rápido. Sin embargo, hay
algo más. Si la piedra es más pesada, al mismo tiempo contiene
mayor inercia. Vamos a ser más explícitos. En la naturaleza hay
dos fuerzas que tienen que ver con la masa. Según nuestra masa,
es nuestro peso. A mayor masa (la cual es la carga gravitacional,
es decir, la medida con la que la Tierra nos atrae), la Tierra nos
atrae con mayor fuerza. Esta fuerza siempre es en dirección al
centro de la Tierra. Pero hay otra fuerza que tiene iguales re-
percusiones. Cuando vamos en un autobús urbano, que general-
mente los conductores manejan como si transportaran vacas en
vez de personas, nuestra tendencia dentro del vehículo es la de
movernos de un lado a otro. Por ejemplo,si el autobús frena,
nos lanzamos hacia delante; si el autobús acelera, nuestra ten-
dencia es entonces irnos hacia atrás. Existe una fuerza que nos
mueve dentro del autobús que no tiene nada que ver con la
atracción gravitatoria de la Tierra, sino sólo con el movimiento
del autobús. Esta fuerza se opone siempre a nuestro cambio de
movimiento, va en sentido inverso a la dirección a la que noso-
tros cambiamos de movimiento. También notamos que a los
niños les afecta menos, y que a las personas gorditas les afecta
más. No es lo mismo empujar un automóvil pequeño que un trai-
ler. Tratar de cambiar el estado de movimiento (empujar) del
automóvil, es mucho más fácil que cambiar el estado de movi-
miento del trailer. (Intenten frenar un trailer en la carretera,
no es fácil). A esta fuerza se le llama inercia, y es proporcional
a la masa. Pero, obviamente la fuerza de inercia no tiene nada
que ver con la fuerza de gravedad. La inercia se debe al movi-
miento, y la fuerza de gravedad a la carga gravitacional.
La experiencia de Galileo consiste en que la piedra pesada y la
piedra ligera caen siempre al mismo tiempo. Dice la leyenda que
Galileo hizo este experimento en la torre de Pisa (véase la figu-
ra 6), valiéndose de su inclinación. Sin embargo, este resultado
parece ilógico. Si la piedra es más pesada, la Tierra la atrae con
mayor fuerza y por lo tanto debería caer más rápido. Pero la pie-
37
Figura 6. Galileo hizo el experimento de lanzar dos objetos de diferentes masas (dice la leyenda que desde la torre de Pisa)
para ver cuál caía primero. El resultado fue que ambos objetos dejados caer simultáneamente siempre llegaron al mismo
tiempo, no importando su masa.
dra más pesada también tiene mayor inercia, así que se opone
con mayor intensidad al movimiento. Incluso, cuando le pre-
gunté a mi hijo de 6 años cuál caía primero, contestó: “la más
ligera, porque puede ir más rápido”. Cierto, pero lo que no tomó
en cuenta es que la piedra ligera no es atraída por la Tierra con
tanta fuerza como la más pesada. Lo sorprendente es que si
aumentamos la masa inercial, también aumentamos la masa (car-
ga) gravitacional. El hecho de que sin importar la masa las piedras
siempre caen a la misma velocidad, implica que la masa gravita-
cional, la que atrae a la piedra contra la Tierra, aumenta en la mis-
ma proporción que la masa inicial, la que se opone al cambio de
movimiento. Es decir, la masa inercial es igual a la masa gravita-
cional. Muy sorprendente ¿verdad? Bueno, ¿y eso qué es?
Bien, significa que si yo voy en un elevador y de pronto sus
cuerdas se rompen y desciende en caída libre, todo lo que vaya
dentro del elevador caerá con la misma velocidad, incluso la ca-
bina. Quienes vayamos en el elevador sentiremos que estamos
flotando; todo lo que vaya dentro flotara en él, igual que en una
nave espacial en medio del espacio infinito, donde no hay gra-
vedad (véase la figura 7). Aquí está el punto. Einstein hizo el
siguiente razonamiento: en un lugar donde no hay fuerzas los
objetos que viajan a velocidad constante viajarán siempre en
línea recta. Dos objetos que viajen paralelamente nunca choca-
rán; es decir, si no hay fuerzas las paralelas nunca se juntarán
(véase el lado derecho de la figura 7bis). A un objeto que viaja
a una velocidad constante los físicos lo conocen como sistema
inercial. Einstein se preguntó: ¿cuáles son los sistemas inerciales
en un planeta? Si retomamos la experiencia del elevador en caída
libre, veremos que la gente dentro del elevador experimentará
una sensación idéntica a la de los astronautas que viajan den-
tro de una nave en el espacio. Ambos verán que todo flota.
Por ejemplo, si alguna de las personas en el elevador en caída
libre empujara un objeto, el objeto se movería en la dirección
en la que fue empujado a velocidad constante. El resultado es
el mismo que en la nave espacial, que es un sistema inercial.
Einstein llegó a la conclusión de que los sistemas en caída libre
son los sistemas inerciales en los planetas, es decir, en los lugares
39
Figura 7. Una caja en caída libre, en un planeta como la Tierra donde actúa la fuerza gravitacional, con un hombre y una
pelota ligera en su interior, tiene el mismo efecto que la caja en un lugar en medio del cosmos, sin ninguna fuerza que actúe
sobre ella.
Figura 7bis. A la izquierda, dos objetos que caen libremente en una caja. Los objetos caen al centro del planeta, por lo que sus
trayectorias se juntarán en su centro. A la derecha, dos objetos que se mueven en el espacio sin ninguna fuerza. Si no hay nada
que los altere, sus trayectorias serán paralelas, nunca se juntarán.
en donde hay gravedad. Pero sí hay una diferencia. Supongamos
que ponemos dos pelotitas, una en cada extremo del elevador,
como ambas caen hacia el centro de la Tierra veremos que las
pelotitas se acercan lentamente, porque ambas viajan hacia el
centro de la Tierra (véase el lado izquierdo de la figura 7bis).
O sea, en este sistema las dos pelotitas que caen paralelamente
sí se juntarán en el centro de la Tierra. Esto quiere decir que en
un sistema con gravedad las paralelas sí pueden juntarse. Sin
embargo, en un plano las paralelas nunca se juntan. Pero en una
esfera sí puede haber paralelas que se junten, por ejemplo, dos lí-
neas paralelas viajando de norte a sur se juntan en los polos (véa-
se la figura 8). La conclusión de Einstein fue entonces brillante,
concluyó que las paralelas en el sistema gravitacional se juntan
porque el espacio-tiempo se curva. Pues bien, ésta es básica-
mente la teoría de Einstein: las interacciones gravitacionales cur-
van el espacio-tiempo. ¿Es esto realmente importante? Evidente-
mente sí, esta teoría cambia completamente nuestro concepto
de interacción. Para Einstein no hay fuerzas, como en la teoría de
Newton la interacción entre dos cuerpos se da por la modifica-
ción de la geometría del espacio-tiempo debido a la existencia
de los cuerpos.
Este concepto de interacción podría extenderse incluso a otras
interacciones, como la electromagnética, la nuclear, etcétera.
Muy bien, pero si la existencia de un cuerpo dobla, curva, modi-
fica la geometría del espacio-tiempo, esto debería verse. Así es,
ésta es una de las predicciones más extraordinarias de la teoría
general de la relatividad. En 1919, el físico inglés Sir Arthur Ed-
dington realizó una expedición al Atlántico sur, al occidente de
África, donde se llevaba a cabo un eclipse total de Sol. Ahí Edding-
ton observó las estrellas más cercanas a la corona solar en el mo-
mento del eclipse; seis meses después volvió a medir la posición
de las mismas estrellas, ya sin la alteración gravitacional causada
por nuestra estrella, cuando la Tierra estaba del otro lado de la
órbita solar. Lo que observó fue que las estrellas aparentemente
habían modificado su posición debido a la presencia del Sol,
que equivale a que el Sol había modificado la trayectoria de la
luz proveniente de estas estrellas, debido a que éste había curva-
4242
Figura 8. En un espacio curvo, como el de una esfera, las paralelas sí pueden juntarse, como aquí se aprecia, en los polos de
la esfera.
do su espacio alrededor (véase la figura 9 y la lámina 16). Es más,
la modificación coincidió muy bien con la predicha por Einstein.
Así que, Einstein tenía razón, la interacción gravitacional se da
por la modificación de la geometría del espacio-tiempo alrede-
dor. Este resultado espectacular implica que las interacciones
entre cuerpos se dan debido a la modificación que los cuerpos
ejercen sobre la geometría del espacio-tiempo. Pero ¿y qué im-
plicaciones tiene esta nueva teoría sobre nuestro modelo del
Universo? ¡Mucha!
El primero en hacerse esta pregunta fue el físico soviético
Alexander Friedmann en la segunda década del siglo xx. Investi-
gó las consecuencias de la teoría de Einstein sobre el modelo del
Universo. Según el modelo derivado de la teoría de Newton, to-
das las estrellas se atraen entre sí debido a su fuerza gravitacio-
nal. En tal caso, es difícil imaginar por qué el Universoestá en
equilibrio, ¿por qué si todas las estrellas se atraen, no se colap-
san? La solución a este problema se da de la siguiente manera.
Imaginemos una estrella, por ejemplo el Sol, rodeada por más
estrellas. Si para cada estrella existe otra estrella que se encuen-
tra del otro lado del Sol, ésta ejercerá una fuerza equivalente y
de sentido contrario sobre el Sol, de tal forma que la fuerza
neta sobre el Sol será casi cero (véase la figura 10).
Así, podemos imaginar que para cada una de las estrellas que
están alrededor del Sol, existe otra que la equilibra. Pero esto
mismo debe de suceder a su vez a cada una de estas estrellas que
rodean al Sol, debe de haber estrellas que también las equilibren.
Y a las que rodean a estas estrellas también debe de haber las
que las equilibran, y así sucesivamente hasta el infinito. Entonces
el Universo de Newton debía de haber sido infinito para poder
estar en equilibrio. Si era infinito en el espacio, entonces debería
serlo también en el tiempo. Aunque esto estaba en contradicción
con la idea religiosa de un inicio del Universo: de la existencia de
un momento de la Creación. Por otro lado, y en contradicción
con las predicciones de la teoría de Newton, los físicos, Alexan-
der Friedmann, en la Unión Soviética, y casi al mismo tiempo
el abate Georges Lemaître, en Bélgica, llegaron a la conclusión
de que, según la teoría de Einstein, el Universo debería tener un
44
Figura 9. El campo gravitacional del Sol dobla la trayectoria de los rayos de luz provenientes de una estrella, debido a que el
campo gravitacional modifica la geometría del espacio-tiempo. Esto se manifiesta porque las estrellas que se ven cerca del Sol
están en realidad un poco desviadas de su posición real.
Figura 10. Una estrella que tiene estrellas rodeándole en cada dirección compensa las fuerzas que cada una de ellas ejerce
sobre la estrella central. Las flechas representan las fuerzas ejercidas por cada estrella que rodea a la estrella central. Esto
permite tener estrellas en equilibrio entre sí, si hay un número infinito de estrellas en el Universo.
principio y debería estar en expansión. Sin embargo, Einstein
buscaba desesperadamente que su teoría le diera un Universo
estático e infinito, como decían los paradigmas de la época. In-
cluso, Einstein llegó al extremo de modificar las ecuaciones de
su teoría, agregándoles una constante, que llamó la constante
cosmológica, para poder llegar a la solución estática del Uni-
verso, algo que ni aun así logró. La constante cosmológica no sir-
vió para explicar un Universo estático e infinito; de hecho, como
ya vimos, el Universo no es ni estático ni infinito (al menos el
nuestro). En 1929 Einstein viajó a Estados Unidos a visitar a
Edwin Hubble, quien había anunciado que había evidencias de
que el Universo estaba expandiéndose. Después de convencerse
de que las observaciones del Universo afirmaban su expansión,
Einstein pronunció una frase que se hizo célebre: “La constante
cosmológica es el peor error de mi vida”. Sin embargo, como
veremos más adelante, nuevas observaciones indican que es muy
probable que exista esta constante cosmológica o algo muy pare-
cido. También en esto, Einstein tuvo razón.
A partir de los descubrimientos de Hubble y la base teórica
que la teoría de la relatividad general daba a las observaciones de
la expansión del Universo, nuestro paradigma sobre el origen
del cosmos cambió de nuevo. Ahora pensamos que el Universo
tiene un origen y se expande, y que esta expansión fue causada
por una gran explosión que lanzó toda la materia del Universo
en todas direcciones. Sin embargo, como la fuerza de gravedad es
atractiva, se esperaría que el Universo se estuviera desacelerando.
Es decir, se esperaría que el Universo se hubiese expandido
más rápido antes en comparación a como lo hace ahora, ya que
la fuerza de gravedad lo debería estar frenando.
Sin embargo, de nuevo, la naturaleza es muy sutil y no es lógi-
ca. Lo que sucedió en los últimos 20 años del siglo xx y los pri-
meros del siglo xxi lo demuestran. Como veremos más adelante,
la sorpresa es que el Universo no se está frenando; por el contra-
rio, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido. Este
descubrimiento trae consigo, una vez más, un cambio revolu-
cionario de nuestro paradigma del origen del cosmos.
47
IV. Inflación
Antes de entrar en materia, vamos a discutir cuáles son los
problemas que tiene el modelo cosmológico de Friedmann, o
modelo estándar de la cosmología. El primer problema serio al
que se enfrentó fue que, según el modelo, el Universo debería
haber iniciado su vida en una gran explosión y continuar ex-
pandiéndose hasta nuestros días; la expansión debería ser suave
y desacelerada. Sin embargo, una expansión así tiene el siguien-
te problema: imagínense dos regiones separadas por una distan-
cia un instante después del origen del Universo; como el Uni-
verso está en expansión, la luz tendrá que viajar de una región
a otra en contra de la expansión; es como si una hormiga tra-
tara de llegar sobre un globo que está siendo inflado a un lugar
donde se encuentra su comida. Entre más espacio recorre, más
grande es la distancia. Depende de la velocidad a la que corra
la hormiga y de la velocidad en que se infle el globo, que la hor-
miga alcance algún día su comida (véase la figura 11).
Pero no sólo la luz, sino también la interacción gravitacional y
todo tipo de interacciones entre las partículas viajan a la veloci-
dad de la luz, aunque si el Universo estaba en su máxima velo-
cidad de expansión en ese momento, encontraremos regiones
que no tendrán tiempo de entrar en contacto a través de la luz,
y, por consiguiente, tampoco a través de ninguna interacción
entre partículas. Es decir, habrá regiones del Universo que no es-
tarán en contacto causal en este momento. El problema es que,
debido a la expansión del Universo siempre habrá muchas
regiones que tardarán mucho tiempo en entrar en contacto
causal entre ellas. Por ejemplo, imaginemos una galaxia lejana;
en estos momentos estamos recibiendo su luz, que viajó miles de
millones de años antes de llegar a nosotros; imaginemos también
las regiones de las que en este momento estamos recibiendo su
primera luz, regiones de las que nuestra galaxia nunca antes
había recibido luz. Más aún, estamos recibiendo la radiación de
fondo del Universo desde los confines más lejanos del Universo
(también del Polo Norte, del Polo Sur, etc.). El problema es que,
48
Figura 11. Una hormiga camina hacia su comida en un globo que es inflado constantemente. Al tiempo 1, la distancia que
tiene que recorrer la hormiga es menor que el tiempo 2. Si el globo se sigue inflando, el globo sigue en expansión, y no es
seguro que la hormiga consiga su objetivo.
en todo el Universo que observamos, tanto las galaxias como la ra-
diación de fondo, tienen exactamente las mismas características.
Es decir, la radiación de fondo que recibimos por el Polo Norte
tiene la misma temperatura, la misma densidad, el mismo espec-
tro de fluctuaciones, etc., que la radiación de fondo que recibi-
mos por el Polo Sur ¿Cómo es posible, si estas dos regiones tan
distantes de nosotros, aún más distantes entre sí, que nunca
estuvieron en contacto causal una con la otra, sepan de todas
las características de la otra región? ¿Cómo sabe una región
remota para nosotros, que otra región también remota para
nosotros pero del lado opuesto, que cada una tiene la misma tem-
peratura, la misma densidad, etc., si nosotros estamos a mitad
del camino entre ellas? ¿Cómo se comunicaron entre sí? A este
problema se le conoce como el problema del horizonte.
Un problema más del modelo de Friedmann, igual de grave,
es el de las condiciones iniciales. En cada modelo, el desarrollo
del Universo depende de cómo era éste en sus inicios, es decir,
de sus condiciones iniciales. Es análogo al siguiente ejemplo.
Imaginemos que dejamos caer una pelota por un tobogán (véase
la figura 12); sin importar cómo la dejemos caer, su movimien-
to será semejante en cadacaso, la pelota rodará hacia abajo,
pegando de vez en cuando contra las paredes del tobogán. Al
momento de dejar caer la pelota se le llama condición inicial.
Este fenómeno es muy diferente al de dejar caer la pelota sobre
un tubo con la misma inclinación que el tobogán; será muy
difícil que la pelota siga el tubo hasta el final. Deberemos colocar
la pelota con mucho cuidado justo en el centro del tubo para lo-
grar, aunque tal vez con dificultad, que descienda en línea recta.
A veces la pelota caerá hacia la izquierda, otras a la derecha, etc.,
pero raramente llegará hasta el final del tubo. En este caso, las
condiciones iniciales deben ser extremadamente exactas para lo-
grar que la pelota ruede sobre el tubo. En el caso del Universo,
se esperaría que las condiciones iniciales no fueran tan extre-
mas; que la formación de universos que puedan originar vida
como la nuestra no sea tan especial; unas condiciones iniciales
del Universo, algo como lo que ocurre con la pelota cayendo por
el tobogán.
50
Figura 12. Para una pelota que cae por un tobogán, las condiciones iniciales, o sea, la forma en que la dejemos caer desde
arriba, no influye mucho en su caída. La pelota siempre rueda por el tobogán. Pero para una pelota descendiendo sobre un
tubo, las condiciones iniciales influirán mucho en su comportamiento de caída. Lograr que la pelota ruede sobre el tubo hasta
abajo es sumamente difícil y requiere de condiciones iniciales muy precisas.
Sin importar demasiado cómo son las condiciones iniciales del
Universo, siempre deberíamos obtener algo semejante. Pero en
el modelo de Friedmann esto no es así. Por ejemplo, sabemos
más o menos cuál es la densidad total de Universo, es práctica-
mente la densidad crítica del Universo, la cual aclararemos más
adelante. Para identificar los contenidos de materia en el Univer-
so, los cosmólogos acostumbran usar más que la densidad de
alguna especie de materia, el cociente de esta densidad dividido
entre la densidad crítica. Así, este cociente es prácticamente 1
para el Universo en total. Sin embargo, si queremos lograr que
nuestro modelo tenga esta densidad actualmente, debemos ini-
ciar con un cociente de densidad que es 1.000…001, un uno,
un punto, 60 ceros y al final un uno de nuevo. O, 0.999…9, un
cero, punto y 60 nueves. Algo extremo. Si no lo hacemos así, si
por ejemplo en vez de poner 60 ceros sólo ponemos 10 o 20, el
Universo resultante iniciará, se expandirá un poquito y se reco-
lapsará. En este Universo no daría tiempo de que se formaran
galaxias, que a su vez formaran estrellas y luego planetas que
originen vida y gente que se pregunte cómo se originó el Uni-
verso. O al contrario, si en vez de 60 nueves, sólo ponemos 10 o
20, el Universo se expandirá tan violentamente que no permitirá
la formación de galaxias, ni de nada. Es decir, para obtener un
Universo que forme galaxias, estrellas, planetas, vida y después
conciencia debemos poner unas condiciones iniciales en una si-
tuación extrema. Claro que habrá quien argumente, pues así es
el Universo, y si no tuviera esas condiciones iniciales extremas,
no daría lugar al Universo que conocemos ni a seres que se pre-
gunten por qué es así el Universo. Sin embargo, se espera una
respuesta más elocuente y que permita la formación de universos
con estas características. Como una pelota que cae por el tobo-
gán. Hay varios otros problemas del modelo de Friedmann, pero
no son de trascendencia para nuestro objetivo, así que es sufi-
ciente con los aquí expuestos.
A principios de los ochenta, Alan Guth propuso una solución
a algunos de estos problemas. Ésta consistió en que el Universo
tuvo una era donde se expandió a gran velocidad, de una ma-
nera extrema. A esta era se le llama era inflacionaria. Si hubo
52
una era así, entonces la región donde nos encontramos pudo
haber estado en contacto causal muy al origen del Universo y
después, debido a la era inflacionaria, la región creció enorme-
mente hasta ser más grande que la región que ahora observamos
(véase las figuras 13 y 14). Veamos por qué. Imaginemos una
región pequeña, en donde las partículas separadas una distancia
entre sí entran después de un corto tiempo en contacto causal.
Según el modelo de Friedmann, esta región es tan pequeña que
no alcanzará nunca el tamaño de la región causal que ahora ve-
mos, o sea la región total que alcanzamos ver con nuestros
telescopios. Sin embargo, si algo provocara que esta pequeña
región, después de entrar en contacto causal con sí misma, cre-
ciera enormemente hasta alcanzar un tamaño que después, en su
expansión normal al estilo del modelo de Friedmann, alcanza
el tamaño de Universo causal que ahora vemos, se resolvería el
problema del horizonte.
Alan Guth propone que una era inflacionaria agigantó todas
las regiones que ya estaban en contacto causal entre sí, hasta que
lograron un tamaño que en una expansión normal, tipo modelo
de Friedmann, les diera sus tamaños actuales. Esta solución tenía
algunas pequeñas fallas que se han ido perfeccionando con el
tiempo. Pero la idea ha perdurado, no sólo porque resuelve
el problema del horizonte, sino porque también resuelve el pro-
blema de las condiciones iniciales, y algo más: la expansión acele-
rada da como resultado la creación de fluctuaciones primordia-
les, que después serán de suma importancia para la formación
de estructura en el Universo. Expliquemos esto.
Las observaciones que muestran que el Universo es homogé-
neo e isotrópico, permiten tres posibilidades. Los matemáticos
han demostrado que los espacios geométricos que cumplen es-
tas dos condiciones son la esfera, el plano y algo como una silla
de montar. Si el Universo fuera como una esfera, se expandiría du-
rante un tiempo y luego se recolapsaría. A este Universo se le
llama Universo cerrado. Si el Universo fuera como una silla de
montar, se expandiría por siempre, no tendría nunca la opor-
tunidad de recolapsarse. El caso intermedio es el Universo plano,
en el que el Universo se encuentra exactamente entre estas dos
53
Figura 13. Si sólo siguiéramos el modelo de Friedmann, la región que ha estado en contacto causal estaría contenida en la
región que apreciamos ahora. Si así fuera, no podríamos explicar cómo las condiciones físicas de la región X son idéntica a
las de la región Y.
Figura 14. Si existiera un periodo de expansión muy acelerada, es decir, de inflación, la región en contacto causal podría ser
más grande que la región del Universo que ahora observamos. Esto resolvería el problema del horizonte.
Figura 15. Si el Universo se inflara, su superficie aparecería plana debido a que la curvatura se “borra” por la inflación.
posibilidades. En los últimos años se ha podido comprobar, me-
diante observaciones muy precisas de la densidad del Universo,
que éste es prácticamente plano. Un periodo inflacionario pro-
vocaría que el Universo se volviera prácticamente plano. Es
como si se inflara un globo, si está poco inflado, notarán que
es como una pelota, que está curvado. Pero si el globo está de-
masiado inflado, como la Tierra, pensaríamos como los hom-
bres antiguos: que la Tierra es plana. Al inflarse el Universo, los
vestigios de su curvatura se “borran” y el Universo, al final de
cuentas, aparece plano, lo cual explica por qué su cociente
de densidad es 1, sin necesidad de imponer condiciones iniciales
extremas, tal como lo vemos hoy. Es así como se resuelve el
problema de las condiciones iniciales para la densidad del
Universo, usando el modelo inflacionario.
Además de lo anterior, el modelo inflacionario nos ofrece algo
más, proveniente de la mecánica cuántica. La mecánica cuánti-
ca se basa en el principio de incertidumbre. Este principio dice
que no es posible medir al mismo tiempo con toda la exactitud
que se quiera dos cantidades conjugadas, como la posición y el
momento, o la energía y el tiempo. Siempre habrá una incerti-
dumbre en la medición. De tal forma que si en algún momento
intentamos medir la posición de una partícula, podríamos hacer-
lo a costa de perder exactituden la medición de su momento, es
decir, de su velocidad. Más explícitamente, si medimos su posi-
ción, no podremos medir su velocidad con toda exactitud. Lo
mismo pasa con la energía de las partículas: si medimos con mu-
cha exactitud la energía de una partícula, perderemos informa-
ción sobre el tiempo en el que la medición tuvo lugar. Este fenó-
meno debe ocurrir en todos los niveles de la naturaleza. Pero en
los fenómenos cotidianos, los que solemos llamar clásicos, esta
incertidumbre es imperceptible, sólo se puede percibir en fenó-
menos del mundo microscópico, como en átomos y partículas
elementales, lo cual conduce a una física exótica a la que no es-
tamos acostumbrados. Por ejemplo, si existe una incertidumbre
en la energía de la partícula, por la fórmula de Einstein, E � mc2,
la masa m tendrá también una incertidumbre. Como el conju-
gado de la energía es el tiempo, esto implica que no podremos
57
medir la energía (la masa) de la partícula en un tiempo arbitra-
rio. Por otro lado, en un tiempo muy pequeño es posible que se
creen y, antes de un tiempo límite, se cancelen partículas, lo que
implica que la aparición de partículas provenientes de la nada
en este tiempo límite no viola ninguna ley física. Esto parecería
muy extraño, pero el fenómeno ha sido medido ya muchas
veces por diferentes métodos. El fenómeno se refleja también
en el espacio vacío, ya que si no tuviera verdaderamente ningún
tipo de materia, su energía sería cero. Pero la energía cero vio-
la el principio de incertidumbre, por lo que el más extremo
vacío contendrá partículas en su interior (véase la figura 16).
Por principio de cuentas, tendrá las partículas que se crean y se
destruyen en tiempos pequeñísimos. Este fenómeno de crea-
ción y aniquilación de partículas se conoce como fluctuaciones
cuánticas y se da en todo sistema cuántico. Es un fenómeno
bien conocido y medido. Este mismo fenómeno sucede a los cam-
pos. Los campos tienen también fluctuaciones cuánticas de ener-
gía, de momento, etcétera.
Después del origen del Universo, las fluctuaciones cuánticas
ocurren por todas partes. El punto interesante para nosotros es
que un periodo inflacionario en el Universo también tiene la
consecuencia de que estas fluctuaciones cuánticas crecen con-
juntamente con el Universo. Así, fluctuaciones cuánticas que son
imperceptibles para nosotros a nivel clásico, durante el perio-
do de inflación se agigantaron enormemente, provocando que
el Universo homogéneo e isotrópico con el que iniciamos tenga
un conjunto de inhomogeneidades después del periodo inflacio-
nario que, como veremos más adelante, serán las semillas para la
estructura del Universo que conocemos. En síntesis, el modelo
inflacionario no sólo resuelve algunas de las inconsistencias que
tiene el modelo de Friedmann, sino que también es un mecanis-
mo para proveer al Universo de las semillas de su estructura.
¿Existió en realidad un periodo inflacionario en el Universo?
Como hemos visto, el modelo de inflación predice que el espa-
cio-tiempo, el cosmos, tiene una geometría plana. Las observacio-
nes de los laboratorios Boomerang y Maxima (por sus nombres
en inglés, respectivamente: Balloon Observations of Millimetric
58
Figura 16. En el vacío cuántico, todo el tiempo se crean espontáneamente partículas y antipartículas. Por el principio de
incertidumbre, esta producción espontánea de partículas no viola ninguna ley física.
Extragalactic Radiation Geophysics y Millimetric Anisotropy
eXperiment IMaging Array, respectivamente) en el año 2000 y
del satélite artificial wmap en el año 2003, han demostrado que
la densidad de masa del Universo es casi su densidad crítica, lo
cual implica que el Universo tiene una geometría plana, y si no es
así, se desvía muy poco de ella. Este resultado se considera como
una evidencia muy sólida para la existencia de un periodo in-
flacionario. Es una predicción del modelo de inflación que
dice que la geometría del Universo es prácticamente la geome-
tría plana, y no debe estar muy alejada de ella. Además de que
no conocemos otro mecanismo para resolver las inconsisten-
cias del modelo de Friedmann, éste proporciona una solución
elegante a la existencia de fluctuaciones primordiales. En el capí-
tulo siguiente explicaremos el modelo de formación de estruc-
tura, es decir, cómo estas fluctuaciones primordiales después
del periodo inflacionario lograron formar el Universo que co-
nocemos.
V. Formación de estructura
Uno de los logros fundamentales del modelo del big bang
caliente fueron sus predicciones sobre la formación de estructu-
ra en el Universo; es decir, sus predicciones sobre la formación
de galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos de galaxias, etc.,
que son observados en el Universo. A fines de los años setenta,
un grupo de científicos, entre los que destacan John Peebles en
Estados Unidos y Yakov Zeldovich en la Unión Soviética, des-
arrollaron un modelo sobre la formación de estos colosos del
Universo. Vamos a explicar en qué consiste este modelo.
Como se sabe, debido a su masa la fuerza entre dos cuerpos
es siempre de atracción. La idea fundamental de la formación
de estructura consiste entonces en observar que si en algún mo-
mento y por alguna razón, como por ejemplo después de la
época de inflación, existiera una “fluctuación” de materia en el
60
Universo, es decir, una zona de mayor densidad que la promedio,
ésta actuaría como imán para atraer más y más materia de sus
alrededores. Imagínense una porción del Universo con un gas
distribuido casi homogéneamente; supongamos que en ese gas
hay zonas con una densidad mayor que en otra zona vecina y
que esta densidad es mayor a la densidad promedio del gas. A la
zona que tiene una mayor densidad que la promedio se le cono-
ce como la fluctuación. Debido a que en el gas hay zonas con
mayor densidad que la promedio habrá, por consiguiente, zonas
con densidad menor que la promedio. Como la masa del gas es
atractiva, las zonas con mayor densidad, es decir, con mayor masa
por volumen, atraerán con mayor fuerza la materia que se
encuentra a su alrededor. Si hubiera otra fluctuación, digamos,
menos densa en alguna parte de sus alrededores, la fluctuación
más densa atraería más y más masa, ganando a su vecina menos
densa, la que tiene menos masa por volumen (véase la figura 17).
Sucede lo mismo en las clases sociales: los ricos ganan más y más
dinero porque, con su dinero, hacen negocios con los que ganan
más dinero. Y los pobres, que no tienen dinero, son cada vez más
y más pobres. El dinero y la riqueza se concentran cada vez más en
los que más tienen. Por lo tanto, en el caso del gas, el proceso des-
crito hace crecer de manera natural una fluctuación de materia
en el gas original. Después de algún tiempo la materia se concen-
trará en las regiones en donde se encontraban las fluctuaciones
más grandes, dejando a las regiones menos densas sin materia,
creando regiones casi vacías. Ésta es la forma de transformar
un gas más o menos homogéneo, pero en donde actúa la fuerza
gravitacional en un gas con regiones totalmente densas y otras
regiones casi vacías.
También es la forma moderna de erigir imperios poderosos.
La fuerza militar ya no es necesaria, sólo debe producirse lo que
necesitan los demás y vendérselos al precio más alto para concen-
trar más la riqueza y poder invertir en la mejora y abaratamiento
de los productos. En este esquema, una fluctuación sería un pro-
ducto nuevo, algo que se descubriera en algún laboratorio cien-
tífico y que los demás necesitaran. Claro, en la actualidad, para
descubrir algo nuevo e interesante se necesita hacer una inver-
61
Figura 17. Si una fluctuación de la densidad media del Universo existe en algún momento; debido a su fuerza gravitacional, la
fluctuación crecerá quitando materia de los alrededores.
sión inicial en la ciencia básica. Después de esto, es necesario
hacer una nueva inversión para llevar al producto al proceso de
producción. Estos dos puntos serían equivalentes a la fluctuación
primordial. Como es unproducto nuevo, que los demás no pro-
ducen, traerá concentración del capital poco a poco, haciéndolo
crecer más y más. Esta concentración de capital servirá entonces
para invertir en más y más innovaciones tecnológicas y más cien-
cia básica. (Es tan simple y los políticos no lo entienden.)
Un proceso semejante debió de haber sucedido con el gas pri-
mordial. Algún tiempo después del big bang, toda la materia
del Universo se parecía a un gas como el que describimos arriba.
Era un gas casi homogéneo, es decir, con densidades iguales en
todas partes, pero contenía algunas fluctuaciones. Estas fluc-
tuaciones primordiales son las que nos proporciona la época
inflacionaria y que crecieron a lo largo de los años debido a su
interacción gravitacional, formando las galaxias, los cúmulos
de galaxias, etc., y crecieron más y más formando la estructura
que ahora observamos en el Universo. Ésta es la idea básica de la
formación de estructura. Sin embargo, no fue tan fácil hacer
que este mecanismo funcionara para darnos una explicación
de lo que vemos en el Universo. Veamos por qué.
Como ya se mencionó, el Universo ha ido enfriándose poco
a poco desde la gran explosión. Sin embargo, antes de la re-
combinación era muy difícil que las fluctuaciones existentes
pudieran crecer. La razón es la siguiente. Antes de la recombi-
nación, la energía de choque de la radiación con las partícu-
las destruía todo intento de crecimiento de las fluctuaciones
primordiales. La materia está formada por partículas de un
espectro muy amplio de masas. Por ejemplo, los electrones tie-
nen una masa que es 1 000 veces más ligera que la de los pro-
tones y los neutrones. A muy altas temperaturas, la radiación, es
decir, los fotones del Universo, tenían la capacidad de interac-
tuar con las partículas. La radiación se mueve a la velocidad de
la luz. Las interacciones con la materia de estos fotones muy
energéticos provocarán entonces una fuerza contraria al colap-
so de la materia, evitando que las fluctuaciones existentes crez-
can. Como la materia está en interacción debido a los choques
63
de estas partículas con los fotones, esta interacción evitará que
las partículas pesadas logren colapsarse. Los choques tan ener-
géticos de fotones con la materia evitarán que las partículas
materiales logren agruparse, actuando en contra de la fuerza
gravitacional atractiva. Esto quiere decir que sólo las fluctua-
ciones que crecieron después del desacople de materia con
radiación podrán crecer para formar la estructura que ahora
observamos.
Sin embargo, hay un tipo de fluctuaciones que logra sobrevi-
vir y crecer incluso en la época antes de la recombinación. Las
fluctuaciones que fueron muy grandes, tan grandes que dos re-
giones de la fluctuación no estuvieran en contacto causal, po-
drían crecer (véase la figura 18). ¿Qué significa esto? Cuando ha-
blamos con una persona, la comunicación (o la interacción con
la persona) se da a través de los sonidos que emitimos, tanto por la
persona con la que platicamos como por nosotros mismos. El
sonido viaja a una velocidad fija, más o menos a 280m/segundo.
Entonces podemos hablar continuamente con la persona, pues
la interacción entre nosotros se da a la velocidad del sonido.
Podemos entablar una conversación larga e ininterrumpida,
pero si la persona con la que hablamos estuviera a muchos me-
tros de distancia, digamos a un kilómetro, debemos esperar a
que llegue el sonido. A veces vemos cómo una persona que se
encuentra muy lejos, a cientos de metros, mueve los labios, y
tiempo después nos llega el sonido de las palabras. O, a la distan-
cia, vemos la explosión de un cohete en una fiesta de pueblo y
tiempo después nos llega el sonido; o vemos un relámpago
y tiempo después escuchamos el trueno. Esto se debe a que el
sonido tarda en llegar hasta nosotros. Lo mismo pasa con la
luz, pero como su velocidad es de 300000 km/segundo, la dis-
tancia para observar este tipo de fenómenos debe ser mucho
mayor. Es por eso que la luz de las estrellas o galaxias lejanas
nos llega mucho tiempo después de que salieron de su origen.
A las estrellas o galaxias de las que ahora recibimos su luz, las
vemos realmente como eran hace miles de años, o tal vez ya ni
estén realmente donde las vemos, o ya desaparecieron. Es más,
la luz de los astros que observamos ahora proviene del pasado;
64
Figura 18. Fluctuaciones pequeñas se comunican rápido entre sí, entrando en contacto causal desde muy temprano. En cam-
bio, fluctuaciones grandes, como la que se aprecia abajo, tardan más tiempo en comunicarse entre sí; es decir, tardan más tiempo
en entrar en contacto causal.
entre más lejos podamos ver, más posible será ver el Universo
en el pasado. Es por eso que necesitamos telescopios cada vez
más potentes, ya que con ellos podemos percibir la historia del
Universo.
¿Y esto qué tiene que ver con las fluctuaciones gigantes? El
punto es que, como nada viaja más rápido que la luz, tampoco
la interacción que destruye la fluctuación viaja más rápido que
esta velocidad. Por consiguiente, a una región dentro de la
fluctuación que está a millones de kilómetros de otra región den-
tro de la misma fluctuación, le toma un tiempo para saber que
la fluctuación está siendo destruida, tanto porque no le llegará
instantáneamente ni la luz ni la fuerza de los choques entre
partículas. Esto provoca que en fluctuaciones muy grandes,
que ya estuvieran formadas, las interacciones que destruyen el
crecimiento de la fluctuación tarden un tiempo en llegar, por
lo que fluctuaciones muy grandes podrán seguir desarrollán-
dose continuamente sin ser destruidas por la radiación, aun
antes de la recombinación. Entonces la radiación no podrá
destruir fluctuaciones que sean suficientemente grandes, tan
grandes que su materia no se vea entre sí, es decir, que no esté
en contacto causal.
Por otro lado, la expansión del Universo también actúa en
contra del crecimiento de las fluctuaciones. La expansión del
Universo es una fuerza que trata de separar todos los objetos
del Universo, en contra del crecimiento de las fluctuaciones. Este
efecto es importante y tiene que tomarse en cuenta; es más, es de
fundamental importancia para explicar la estructura observada
del Universo. En síntesis, lo que tenemos es que las fluctuaciones
crecieron sólo después del desacople de materia con radiación.
Antes de la recombinación, sólo fluctuaciones muy grandes, en
las que regiones diferentes de la fluctuación no pudieran estar
en contacto causal, podrían crecer y desarrollarse. Cabe entonces
preguntarnos si éste esquema es suficiente para poder explicar
la estructura que vemos tal y como la vemos. La respuesta es
¡No! Es necesario cambiar nuestro paradigma de cuál es el con-
tenido de materia del Universo para poder explicar la forma-
ción de estructura. Fue necesario postular dos nuevas formas
66
de materia, que hasta ahora nadie sabe qué ni cómo son, ni de
dónde vienen. Pero, como veremos, su existencia se puede com-
probar mediante varios métodos. Estas materias son las llama-
das materia oscura y energía oscura. Pero, ¿qué fue lo que falló
en el paradigma normal?
Lo que falló fue que no existe una coincidencia entre lo que
se ve y se mide y lo que se predice usando el modelo que aca-
bamos de describir. Si tomamos ingenuamente un telescopio y
contamos la cantidad de materia que vemos, es decir, si conta-
mos cuántas estrellas hay en cada galaxia y después cuántas
galaxias hay, etc., el resultado es que hay muy poca materia en
el Universo. Por ejemplo, en una galaxia hay regularmente
cientos de miles de millones de estrellas. Como las estrellas son
muy masivas, se sabe que representan la masa mayor del sistema
estelar, así que si contamos las estrellas y a cada estrella le asocia-
mos una masa, si no tomamos en cuenta sus planetas, asteroi-
des etc., por lo general no cometemos un gran error. En nuestro
Sistema Solar, por ejemplo, el Sol tiene una masa que es 329390
veces más grande que la masa de la Tierra. Comparar a la Tie-
rra con el Sol es como compararun kilo de harina (la Tierra)
con un edificio de 329 toneladas (el Sol). Júpiter, el planeta
más grande del sistema solar, tiene una masa que es sólo 318
veces más grande que la masa terrestre. Esto es, Júpiter tiene
una masa que es más de 1 000 veces más pequeña que la masa
del Sol. Comparar a Júpiter con el Sol, es lo mismo que comparar
un kilo de harina con un auto de más de una tonelada. Es como
si alguien nos preguntara el peso de un trailer y nosotros res-
pondiéramos preguntándole: ¿lo quieres con o sin chofer? Para
el peso del trailer, el peso del chofer no representa casi nada,
tal vez lo de una llanta. Entonces, contamos todas las estrellas
de la galaxia, les asociamos sus masas según su luminosidad y con
eso sabremos más o menos bien cuál es la masa de la galaxia.
Ahora buscamos en una región de un volumen determinado
todas las galaxias que hay, contamos las estrellas de cada galaxia
y les asignamos una masa, pero como ya conocemos la masa y
el tamaño totales de la región, podemos conocer su densidad,
es decir, el cociente de la masa entre el volumen. Lo que se
67
acostumbra es comparar esta densidad con alguna densidad
conocida en cosmología. En este caso se usa la densidad críti-
ca del Universo. La densidad crítica es muy importante en cos-
mología porque determina la densidad justa para la cual, si el
Universo es más denso que esta densidad, el Universo va a ex-
pandirse durante un tiempo, pero llegará un momento en que la
fuerza de atracción gravitacional de toda la materia del Universo
lo obligue de nuevo a colapsarse. Si la densidad de masa del Uni-
verso es menor que la densidad crítica, entonces el Universo se ex-
pandirá por siempre. Por eso se le llama densidad crítica. Su valor
es del orden de 10 átomos de hidrógeno por cada metro cúbico.
Es aparentemente pequeña, ya que las dimensiones del Univer-
so son enormes. Una galaxia como la nuestra mide aproxima-
damente 30000 años luz; es decir, si viajamos a la velocidad de
la luz, tardaríamos 30 000 años en recorrer la galaxia (algo así
como desde el tiempo en que llegó el hombre primitivo a
América hasta nuestro días). Eso es una gran distancia. Sólo para
comparar, si viajamos de aquí al Sol a la velocidad de la luz, tar-
daríamos sólo 8 minutos. Si viajáramos de la ciudad de México
a la ciudad de Morelia, que está a unos 300 km de distancia, a la
velocidad de la luz podríamos ir unas 1000 veces en un segun-
do. Pero recorrer la galaxia a la velocidad de la luz (si eso fuera
posible) nos tomaría tanto tiempo como 15 veces el tiempo des-
de que nació Jesucristo hasta nuestros días.
Ahora comparemos la densidad de la materia que vemos al
contar las estrellas del firmamento, una por una, con todas sus
galaxias, una por una, y las juntamos todas en una región. Toma-
mos el cociente de la masa total que vemos, entre el volumen
en el que hicimos el conteo. El resultado es que esta densidad es
del orden de 0.3% de la densidad crítica del Universo. Según
esto, el espacio del cosmos está realmente casi vacío. Si ahora
intentamos, con nuestro modelo teórico de formación de estruc-
tura, formar la estructura del Universo utilizando sólo la materia
que observamos, no lograremos nada. Lo que los investigadores
hicieron entonces fue agregar materia a sus modelos teóricos,
la suficiente como para obtener la estructura que observamos.
En la lámina 17 se aprecia una de las más precisas simulaciones
68
por computadora de formación del Universo. Estas simulaciones
se asemejan mucho a los mapas galácticos. A esta materia que se
agregó artificialmente a los modelos teóricos para que funcio-
naran se le llamó materia oscura, porque no se podía ver; es
realmente invisible. Las preguntas que surgieron inmediata-
mente fueron si esta materia oscura realmente podía existir y
si había algún indicio de que esta materia era real. La respuesta
fue sorprendente: ¡Sí!
VI. Materia oscura
Los últimos años han sido muy importantes para la cosmo-
logía, han ocurrido muchas cosas nuevas. En este capítulo resu-
miremos los hallazgos de los últimos años sobre la materia
oscura y veremos cómo no es posible evitar la postulación de
dos tipos de materia exóticos que puedan resolver el problema
de la formación de estructura del Universo.
Como ya se mencionó, es necesario postular algo diferente a
la materia común que conocemos, que logre formar la estruc-
tura del Universo. Lo primero que podemos preguntarnos es si
hay evidencias observacionales, si alguien realmente ha visto algo
que se parezca a este tipo de materia. La respuesta es sí. Esta
evidencia se vio primero, hace mucho tiempo, en cúmulos de ga-
laxias y luego en galaxias, pero no se le prestó mucha atención.
Las galaxias son objetos gravitacionales puros; es decir, en ellos
sólo interviene la fuerza gravitacional y la inercia. A diferencia
de otros objetos celestes, como las estrellas, en donde el equili-
brio del objeto se logra combinando la fuerza gravitacional con
las fuerzas nucleares, en la galaxia sólo interviene la fuerza gra-
vitacional. Las estrellas, alrededor de 100 000 millones en una
galaxia, forman un campo gravitacional que las atrae, pero al
estar girando alrededor de sí mismas la fuerza centrífuga del
movimiento en torno a la galaxia compensa con exactitud esta
fuerza centrífuga. Así que las estrellas están en equilibrio estable,
69
girando alrededor de la galaxia (véase la figura 19). Así se ven
las galaxias, y en cuanto a los astrónomos sólo era cuestión de
tiempo analizar este fenómeno. Cuando se hizo, se provocó
una tremenda sorpresa.
En l932, el astrónomo holandés Jan H. Oort analizó el movi-
miento de estrellas de cierta cercanía al disco de nuestra galaxia.
Estudió la influencia gravitacional del disco sobre estas estrellas
y, en base a ello, determinó la masa del disco galáctico. Para su
sorpresa, la masa calculada era dos veces la cantidad de materia
visible en forma de estrellas y nebulosas. Ésta fue la primera evi-
dencia de la presencia de materia oscura en las galaxias. Un año
después, el físico y astrónomo suizo Fritz Zwicky, del Instituto de
Tecnología de California, analizó las velocidades de ciertas ga-
laxias en el cúmulo de Coma. Encontró que muchas galaxias se
estaban moviendo a velocidades sumamente altas. Según estas ve-
locidades, el cúmulo debería desintegrarse y todas las galaxias
deberían salir disparadas debido a su fuerza centrífuga. Por otro
lado, se tienen evidencias sólidas de que estos cúmulos son confi-
guraciones estables, por lo que Zwicky concluyó que, para que
ésta ejerciera una mayor fuerza gravitacional que compensara la
fuerza centrífuga del movimiento de las galaxias alrededor del
cúmulo, los cúmulos deben contener materia no luminosa aún no
detectada, logrando así que esta materia los mantenga en equi-
librio.
Estas observaciones quedaron en el olvido hasta principios de
la década de los setenta. En 1974 Jaan Einasto, Ants Kaasik y Enn
Saar, del Observatorio W. Struve de Astrofísica, de Estonia, reali-
zaron estudios sobre un grupo de galaxias espirales buscando la
masa M como función del radio de las galaxias. Hicieron esto
pensando que la discrepancia de masa en los cúmulos de gala-
xias se podría deber a que las masas de las galaxias estaban subes-
timadas. Concentraron su atención en un cuerpo que se movía
en una órbita circular de radio R alrededor del centro de la gala-
xia, con una velocidad rotacional Vo. De nuevo, observando la
dinámica de un cuerpo girando alrededor de la galaxia, calcula-
ron la masa contenida hasta el radio R. Como las galaxias espi-
rales contienen hidrógeno moviéndose en el plano de la galaxia
70
Figura 19. En las galaxias actúan sólo dos fuerzas: la fuerza gravitacional, causada por la masa de todas las estrellas de la galaxia,
y la fuerza centrífuga, causada por la rotación de las estrellas alrededor de las galaxias.
en órbitas aproximadamente circulares, se valieron de ello para
calcular la masa contenida hasta el radio R de la galaxia en regio-
nes más alejadas del centro. Por otro lado,calcularon la distribu-
ción de masa Ms de la población estelar conocida, es decir, de la
materia luminosa contenida en la galaxia hasta el radio R. Las
distribuciones de masa obtenidas no coincidían con lo que ellos
esperaban. La distribución de masa Ms se desviaba considerable-
mente de la distribución de masa M. Por ello, supusieron que las
galaxias deberían de contener una población masiva aún no de-
tectada, a la que llamaron halos. Los datos que tenían a su alcan-
ce les permitieron calcular la densidad central de la corona con
gran exactitud. Sorpresivamente, la densidad central era la mis-
ma para todas las galaxias estudiadas.
A fines de la década de 1970, Vera C. Rubin, W. Kent Ford,
Jr. y Norbert Thonnard obtuvieron las curvas de rotación (velo-
cidades de rotación de las estrellas alrededor de la galaxia) de
10 galaxias espirales de diferentes tipos, basados en la clasifica-
ción de Hubble. Vera Rubin y colaboradores observaron algo
semejante en otras galaxias. Utilizando un telescopio, midieron
la cantidad de estrellas que había en una galaxia. Si se cuentan las
estrellas en la galaxia, puede obtenerse una estimación muy bue-
na de cuánta materia hay en la galaxia.
Como ya vimos, en un sistema estelar como el nuestro la masa
de casi todo el sistema está concentrada en las estrellas. Si se sabe
cuánta materia hay, puede conocerse la fuerza gravitacional
que ejercen todas estas estrellas sobre sí mismas.
Para que la galaxia esté en equilibrio con su rotación, es de-
cir, que las estrellas giren durante mucho tiempo alrededor de la
galaxia sin chocar o ser lanzadas al exterior, se debe cumplir que
la fuerza gravitacional de todas estas estrellas sea igual que la
fuerza centrífuga de su rotación. Por otro lado, para medir la ve-
locidad a la que se mueven las estrellas, para saber su fuerza cen-
trífuga, Vera Rubin utilizó el mismo método que utilizó Hubble
para medir la velocidad con la que se alejan las galaxias unas
de otras, es decir, el corrimiento al rojo debido a su velocidad con
respecto a nosotros. Vera Rubin observó galaxias que estuvieran
lo más de canto con respecto a nosotros, para poder observar las
72
estrellas que “entran” a la galaxia y las que “salen” de la galaxia
(véase la figura 20). Usando el corrimiento al rojo del movimien-
to de las estrellas que “entran” y “salen” de la galaxia debido a
su rotación (véase la figura 21), pudieron calcular con mucha
precisión las velocidades tangenciales (velocidades de rotación)
de las estrellas. Obviamente, las estrellas que entran en la gala-
xia tienen un corrimiento al rojo, y las que salen hacia nosotros
se verán más azules.
Si el corrimiento al azul se resta del corrimiento al rojo, lo que
se obtiene es la velocidad de las estrellas alrededor de la galaxia.
Más tarde, Vera Rubin comparó el resultado de las velocidades
obtenidas según la fuerza gravitacional y el resultado observado
con el corrimiento al rojo. Lo que encontró es que ambas ob-
servaciones tenían una marcada discrepancia entre sí (véase la
figura 22). Para su sorpresa, las curvas de rotación eran aproxi-
madamente planas; es decir, estrellas a muy diferentes distancias
del centro de la galaxia giran con la misma velocidad circular,
siendo que la distribución de materia luminosa indica que esta
velocidad debe decaer rápidamente entre más alejada esté una
estrella del centro de la galaxia. Esta “planicidad” resultó muy
evidente en las curvas de rotación de un sinnúmero de gala-
xias, lo cual implica que un incremento en el radio conlleva a un
crecimiento lineal en la masa. Sin embargo, todas las galaxias
tienen materia luminosa con un comportamiento muy diferente:
después de un cierto radio, un incremento en el radio implica
un decrecimiento en la materia luminosa. Esta aproximada
planicidad de las curvas de rotación llevó a los astrónomos a con-
siderar que las galaxias contienen materia no luminosa no de-
tectada y que trasciende los límites visibles de las galaxias, cuyos
efectos gravitacionales causan la planicidad de las curvas de ro-
tación. Además, observaron que para galaxias de la misma lumi-
nosidad la velocidad tangencial (también llamada velocidad
circular, o curvas de rotación) decrece: es mayor en las galaxias
más ovaladas y menor en las galaxias más extendidas. Así tam-
bién, para galaxias del mismo tipo, pero de diferente luminosi-
dad, la velocidad circular decrece con la intensidad luminosa. Éste
ha sido quizás uno de los mejores, por no decir el mejor de los
73
Figura 20. Para un observador que ve la galaxia de canto, unas estrellas se ven como si “entraran” y otras como si “salieran”
de la galaxia.
Figura 21. Al alejarse de nosotros, las estrellas que entran a la galaxia (�) llevan una velocidad mayor que la de las estrellas que
salen de la galaxia (•). Esto permite calcular muy bien su corrimiento al rojo y, con esto, su velocidad.
Figura 22. Velocidades tangenciales en una galaxia. Los puntos son las velocidades observadas, utilizando su corrimiento al rojo.
La curva teórica se obtiene de las observaciones de la materia luminosa (estrellas visibles) y calculando las velocidades que las
estrellas deberían tener si sólo hubiera materia luminosa. La discrepancia es manifiesta en un sinnúmero de galaxias observa-
das hasta ahora. (Un kpc son 3261 años luz de distancia.)
trabajos que dan gran evidencia de la presencia de materia os-
cura en el Universo.
Después de los resultados de Vera Rubin y colaboradores, una
enorme cantidad de trabajos han demostrado que las galaxias es-
tán hechas principalmente de materia oscura, es decir, de algún
tipo de materia que no se ve, que no radia. En todos los casos
estudiados, la curva de rotación obtenida fue aproximadamente
plana, como las logradas para otras galaxias años antes.
Obviamente, una de las galaxias más estudiadas es la nuestra.
Como ya se mencionó, la primera evidencia de materia oscura
procede de las investigaciones de Jan H. Oort sobre las influen-
cias del disco galáctico en estrellas relativamente cercanas. Tiem-
po después de los trabajos de Oort, se determinaron las velocida-
des de rotación de nubes de monóxido de carbono a distancias
cercanas a 16 kpc (aproximadamente 48000 años luz) del cen-
tro de nuestra galaxia. Estas velocidades, junto con las velocidades
de nubes de hidrógeno determinadas anteriormente, producen
una curva de rotación que se incrementa ligeramente con el ra-
dio de rotación. Para distancias mayores, Carlos Frenk y Simon
White entre otros, hicieron mediciones de las velocidades de
cúmulos globulares de estrellas en el halo de nuestra galaxia a
distancias de 30 a 60 kpc del centro galáctico. Sus trabajos mues-
tran que la masa continúa incrementándose aproximadamente
en forma lineal con la distancia media al centro, incluso para
distancias mayores de 80 kpc. Jaan Einasto y colaboradores han
realizado mediciones de la masa a estas distancias, utilizando
combinadamente cúmulos globulares y galaxias satélites. Sus
resultados indican que las velocidades orbitales permanecen en
el rango de 220 a 250 km/segundo.
En todos los casos el resultado ha sido el mismo, debería haber
una cantidad enorme de materia no visible en las galaxias para
que las galaxias se pudieran mantener en equilibrio. (Resultado
semejante al de Zwicky, pero ahora visto en galaxias.) En la actua-
lidad se han observado miles de galaxias que comprueban que la
discrepancia es diferente en cada una de ellas, pero ésta existe
normalmente. Asimismo, en cúmulos galácticos la discrepancia es
semejante al que hay en las galaxias, pero más pronunciada.
77
Otra observación independiente de la materia oscura fue po-
sible a través de otro fenómeno, que consiste en observar el gas
que está alrededor de los cúmulos de galaxias. Este gas se lla-
ma gas intergaláctico. Observaciones en el gas intergaláctico
de los cúmulos muestran el mismo resultado. Debido a la fuer-
za de gravedad entre galaxias, el gas que se encuentra entre las
galaxias en los cúmulos, se calienta (véase la figura 23).Esto es
porque el gas intergaláctico es atraído continuamente por las
galaxias que lo rodean, lo cual crea una especie de fricción en el
gas provocando su calentamiento. Este calentamiento es propor-
cional al monto total de la materia que se encuentra en el cúmu-
lo. El resultado es que la temperatura del gas también muestra
un déficit de materia respecto de la materia luminosa. Ambos
resultados coinciden, dando como resultado que la contribu-
ción total de la materia contenida en los cúmulos galácticos sea
de 35% la densidad crítica del Universo.
En el ámbito cosmológico también tenemos evidencias muy
sólidas de la existencia de la materia oscura. Dos de estas evi-
dencias son las siguientes.
La primera consiste en la observación de la radiación de fondo
del Universo. En los últimos años, varios grupos de astrónomos
han identificado con mucha precisión la forma del espectro de
fluctuaciones de dicha radiación. Al espectro de fluctuaciones
de la radiación de fondo se le llama espectro angular de poten-
cias. Este espectro de radiación coincide con el espectro teóri-
co sólo si al teórico se le agrega una gran cantidad de materia
extra no luminosa, aun sin saber qué es realmente esta mate-
ria. Y, ¿qué es esto? Para entender qué es un espectro haremos
una analogía. Cuando vamos al mar, es fascinante ver el movi-
miento de las olas y, si observamos bien, veremos que las olas
no son de un solo tamaño. Es más, sobre una ola grande siem-
pre vienen olas pequeñas. Desde muy alto, en avión por ejemplo,
lo que veremos es que el mar es una superficie muy plana y
muy homogénea. Pero si estamos en el mar, observamos todas
estas olas de todos tamaños, unas sobre otras. Podríamos, por
ejemplo, contar las olas grandes, las olas medianas y las olas chi-
cas, y hacer una gráfica. En el eje inferior ponemos el tamaño de
78
Figura 23. El gas intergaláctico en los cúmulos de galaxias es sometido a fuerzas de marea, provocadas por las galaxias del cúmu-
lo. Estas fuerzas provocan el calentamiento del gas. La temperatura adquirida por el gas es proporcional a la masa total del
cúmulo.
la ola y en el eje superior, ponemos el número de olas de cada
tamaño respectivo que encontramos. Éste sería el espectro de
las olas en el mar.
La segunda evidencia se deriva de las fluctuaciones de masa
del Universo, y se le llama espectro de potencias de masa. En la
época de la recombinación, las fluctuaciones más grandes que
el tamaño del horizonte en ese momento no se vieron afectadas
por ningún fenómeno externo debido a que en ese momento
no se podía poner en contacto causal a toda la fluctuación. Sin
embargo, las fluctuaciones que eran casi del tamaño del hori-
zonte en ese momento, empezaron a sentir poco a poco las
vibraciones debido a intercambios “sonoros” en la fluctuación.
Esto estimula el tamaño de la fluctuación que está cerca del
tamaño del horizonte. Pero para las fluctuaciones que son me-
nores que el tamaño del horizonte en ese momento, el fenóme-
no de destrucción debido a la radiación hace que esas fluctua-
ciones decrezcan, por lo que se obtiene que las fluctuaciones
que están cerca del tamaño del horizonte en el momento de la
recombinación serán las de mayor tamaño. Se obtiene enton-
ces un pico en el espectro de fluctuaciones. Este pico en el
espectro angular depende única y fundamentalmente del con-
tenido total de materia del Universo. Cuando se midió de ma-
nera independiente por los grupos Maxima y Boomerang a
principios de 2000, el resultado fue que la densidad del Univer-
so está muy cerca de ser la densidad crítica, es decir, el Universo
es casi plano (véase la lámina 18). Pero, como veremos más
adelante, los bariones, o sea, la materia hecha fundamental-
mente de protones y neutrones, sólo pueden representar 5%
de la densidad crítica del Universo y los cúmulos muestran un
contenido de 35% de materia respecto de la densidad crítica
del Universo. ¿Qué es el resto de la materia?
Por si fuera poco, existe una observación independiente de las
dos anteriores que nos da un resultado semejante. Ésta consis-
te en observar la curvatura de la luz que pasa cerca de una gala-
xia. Como ya vimos, según la teoría de la relatividad general de
Einstein, la luz curva su trayectoria debido a la masa total del ob-
jeto cercano a su trayectoria. Lo que los astrónomos hacen es fijar-
80
se en cúmulos de galaxias lejanos y buscar alguna galaxia muy
luminosa que esté detrás del cúmulo. La luz de la galaxia pasará
por el cúmulo de galaxias y, debido a la gran masa del cúmulo,
la trayectoria de la luz de la galaxia detrás del cúmulo se curva-
rá, dándonos una idea de la masa del cúmulo, ya que la curvatura
de la trayectoria de la luz es mayor entre mayor sea la masa del
cúmulo. A este fenómeno se le llama lente gravitacional (véase la
figura 24 y la lámina 16). Mediante estas observaciones en len-
tes gravitacionales, se ha llegado exactamente a la misma con-
clusión: la contribución de la materia contenida en cúmulos de
galaxias a la materia del Universo es de 35% de la densidad críti-
ca del Universo.
Los resultados de estos trabajos, y de otros que no hemos men-
cionado, muestran que el Universo cuenta con grandes canti-
dades de materia que los potentes telescopios con los que con-
tamos en la actualidad aún no han detectado. Por sus efectos
gravitacionales, podemos saber que esta enorme cantidad de
materia está presente, o debería estarlo, a menos que las leyes
que conocemos de la naturaleza sean incorrectas, algo que real-
mente suena ilógico si ponemos como prueba la gran cantidad
de fenómenos que estas teorías describen exitosamente. Si
aceptamos las evidencias de la presencia de la materia oscura
en el Universo, faltaría saber lo más importante: ¿De qué está
hecha la materia oscura? Como veremos más adelante, la res-
puesta no es fácil, es más, nadie la conoce aún.
VII. Materia oscura fría,
caliente, tibia…
La existencia de materia oscura, como ya se mencionó,
está fuertemente establecida por las observaciones en todos los
niveles en el Universo. Entonces, a fin de descifrar el contenido
de la materia, el trabajo se ha separado en dos partes. Por un
lado, astrónomos y astrofísicos se han limitado a buscar las carac-
81
Figura 24. Formación de un lente gravitacional debido a un cúmulo de galaxias. La galaxia fuente desprende rayos de luz
que son curvados por la presencia del cúmulo. Debido a esto, el observador ve varias imágenes de la galaxia fuente. La forma y
el número de imágenes dependen de la masa del cúmulo.
terísticas que la materia oscura debe tener y, por el otro, los físi-
cos de partículas se han dedicado a desarrollar modelos más allá
del modelo estándar (de Steven Weimberg y Abdus Salam), para
encontrar partículas que pudieran tener las características nece-
sarias para ser un buen candidato de materia oscura. Para tal fin,
utilizaremos los resultados expuestos en el capítulo anterior.
Antes que nada, la materia oscura debe interactuar muy débil-
mente con el resto de la materia para que explique por qué no
podemos verla en la actualidad; es más, en algún momento la
materia oscura dejó de interactuar con el resto de la materia,
por eso no la vemos. Se acostumbra separar a la materia oscu-
ra en dos, en materia oscura fría y en materia oscura caliente.
Se llama materia oscura fría a la materia que al dejar de inter-
actuar con el resto de la materia, su energía cinética ya no es
muy alta, las velocidades de vibración de sus partículas ya no
son cercanas a la velocidad de la luz y, por tanto, su contribu-
ción cinética a la masa ya no es significativa. A esta hipótesis se
le conoce también como cdm (por su nombre en inglés: Cold
Dark Matter). Por otro lado, se llama materia oscura caliente a la
materia que, al dejar de interactuar con el resto de la materia,
su temperatura es tal que el movimiento cinético de sus partícu-
las es comparable con la velocidad de la luz, lo cual implica que
la contribución de su movimiento cinético es comparable con
su masa en reposo. Se espera que ambostipos de materia sean
muy poco interactuantes con el resto de la materia para que las
fluctuaciones se desarrollen desde el Universo temprano. Para
medir con más precisión el desarrollo de las fluctuaciones, se
acostumbra definir el contraste de densidad. El contraste de
densidad es el cociente del tamaño de la fluctuación entre la den-
sidad promedio del Universo, que depende del tiempo.
Aquí vale la pena hacer una pausa para explicar con más de-
talle el concepto de contraste de densidad. Para ello, haremos
una analogía. En el mercado cambiario se tienen fluctuaciones
diarias de la cotización de las monedas. Por ejemplo, un día el dó-
lar puede estar a 1 000 liras italianas, pero un día después la
cotización puede ser 1010 liras, y al día siguiente a 990, etc. (la lira
ya no existe, pero supongamos que sí por un momento). Esto
83
quiere decir que hubo una fluctuación de la cotización de 20
liras en dos días. Sin embargo, el contraste de densidad de la lira
fue de 20/1000 � 0.02. De la misma forma, las cotizaciones del
dólar en pesos podrían ser, por ejemplo, un día a 10.30, al día
siguiente a 10.20, y un día después a 10.40, las fluctuaciones del
valor del dólar en pesos son de 0.20 centavos, cien veces menores
que las fluctuaciones del dólar en liras. Sin embargo, el contras-
te de densidad del peso es de 0.20/10.30 � 0.019, muy parecido
al del contraste de densidad de la lira. Es por eso que el contras-
te de densidad es una medida más adecuada para medir las fluc-
tuaciones de algo. Así, para la época de la recombinación, el
contraste de densidad de las fluctuaciones ya habrá logrado un
tamaño adecuado para poder formar estructura.
La primera hipótesis que vamos a analizar es que la materia os-
cura es fría y no interactuante. Realmente, la materia hecha de
protones y neutrones (los electrones casi no contribuyen a la
masa, pues pesan 1000 veces menos que un protón), es decir la
materia bariónica, podría ser materia oscura fría. Sin embargo,
se mostró lo inapropiado de la hipótesis. Veamos por qué.
Para poder comparar los modelos teóricos con las observa-
ciones de los astrónomos se llevaron a cabo simulaciones
numéricas; es decir, se coloca un sistema de muchos cuerpos
interactuando con la fuerza gravitacional y se hace evolucionar
en una enorme computadora. Esto es, en una supercomputado-
ra se introduce la información de las interacciones gravitaciona-
les entre la materia y, usando un simulador de n-cuerpos, se corre
el programa y se ve cómo se desarrolla el sistema. Después de
algunos meses, la simulación se ve como en la lámina 17. El
resultado se compara con los censos de galaxias que se han reali-
zado durante decenas de años y se ve si ambos se parecen. Cuando
se hicieron las primeras simulaciones con esta materia, colocan-
do su densidad igual que la densidad crítica, se encontró que
este sistema formaba demasiada estructura, muchos más cúmu-
los de galaxias, galaxias, etc., de como se ve en el Universo. No
fue sino hasta que se colocó algo como 30% de la densidad crí-
tica del Universo de esta materia, que coincidió más o menos
con la formación de estructura que se observa. Sin embargo, algo
84
falló. Cuando se utilizó 30% de la materia crítica como materia
oscura, el resultado fue que sí se formaba la estructura obser-
vada a grandes tamaños, pero entonces la pequeña estructura no
coincidía con la observada (véase la figura 25). Podía ajustarse
un parámetro para obtener la cantidad de estructura observada
en tamaños pequeños, pero entonces la estructura a gran esca-
la fallaba. Había que hacer algo. Los astrónomos optaron por
dos caminos.
El primero consistió en ajustar la estructura a escalas grandes
y suponer que la materia oscura no era tan fría, sino tibia. Esto
se logró combinando un poco de materia oscura fría con un poco
de materia oscura caliente, llamada hdm (por su nombre en
inglés: Hot Dark Matter). Esto permitió formar menor estruc-
tura a escalas pequeñas, lo cual ya coincidía más con la estructu-
ra observada a todas las escalas. Pensaron que el problema estaba
resuelto (véase la figura 25). Sin embargo, de nuevo algo falló.
Resulta que la materia oscura tibia no permite la formación de
galaxias sino hasta muy tarde. Pero los telescopios muestran ga-
laxias bien formadas hace ya muchísimo tiempo, más allá de lo
predicho por la hipótesis de la materia oscura tibia (véase la
lámina 19). Entonces, la materia oscura no podría tener mate-
ria oscura caliente, debería ser sólo fría. Pero ¿cómo lograr que
la materia oscura fría no forme tanta estructura a escalas pe-
queñas?
El segundo camino por recorrer fue suponer que algo impe-
día la formación de demasiada estructura a pequeña escala. La
idea fue la siguiente. Sabemos que el Universo está en expan-
sión y que la expansión es un inhibidor de la formación de
estructura. Sin embargo, la expansión no basta para inhibir lo
suficiente a la estructura a pequeña escala para obtener la es-
tructura observada. Pero si el Universo se estuviera expandien-
do, cada vez más rápido, entonces sí podría ser suficiente. Esto
se logra suponiendo que antes el Universo se estuviera expan-
diendo más lentamente que como lo hace hoy. Es decir, que el
Universo se expandiera aceleradamente. De nuevo, imagínen-
se toda la materia del Universo, toda ella tiene una fuerza gra-
vitacional atractiva. Lo que el sentido común nos dice, es que si
85
Figura 25. Espectro de potencias de masa para tres modelos del Universo: materia oscura fría (cdm), materia oscura fría con
constante cosmológica (� cdm o Lambda cdm) y materia oscura tibia (hdm + cdm).
hubo una gran explosión que lanzó toda la materia en todas las
direcciones, esta materia, debido a su fuerza gravitacional,
se está frenando poco a poco. Pero ahora viene alguien y nos dice
que no, que la velocidad de expansión es cada vez mayor. Lo que
nos está diciendo esta persona es algo extraño, veamos por
qué. Ya sabemos que las fuerzas eléctricas tienen dos cargas:
positiva y negativa. Las fuerzas magnéticas también tienen dos
cargas: Polo Norte y Polo Sur. Pero en las cargas gravitaciona-
les, las masas, sólo se atraen. ¿Cómo puede ser que las galaxias
se estén alejando cada vez más rápido?, ¿quién las está empu-
jando? Ésta es una hipótesis que a primera vista parece absur-
da, ya que lo que hay que suponer es que existe algún tipo de
materia extraña que acelera la expansión del Universo, es de-
cir, algún tipo de materia antigravitacional. Por otro lado, esta
materia extraña sería un elemento ideal para resolver el pro-
blema de la formación de estructura. Si el Universo se expan-
de aceleradamente, esto impide la formación de estructura y
ajusta muy bien los cálculos hechos con el esquema que propo-
nemos y las observaciones en el Universo. Para darle un nom-
bre, se suele llamar a esta materia desconocida energía oscura.
Esto implica que ya tenemos dos tipos de materia desconocida,
la materia oscura, que es atractiva y causante de la estructura a
gran escala del Universo. Y ahora la energía oscura, que es re-
pulsiva con la materia y la causante de una aparente expansión
acelerada del Universo. Notemos que ambas materias descono-
cidas son eso, materia. El nombre de “energía oscura”, es sólo un
nombre. En la actualidad, el más popular de estos modelos del
Universo es el llamado Lambda Cold Dark Matter (Lambda-
cdm, o �-cdm), que consiste en un modelo de materia oscura
fría más una constante cosmológica, la constante que Einstein
decía era el peor error de su vida.
Durante los años noventa se llevaron a cabo detalladas inves-
tigaciones analíticas y numéricas para poder justificar, aunque
de un modo fenomenológico, esta hipótesis. Se ha mostrado que
la presencia de materia oscura fría en el Universo temprano
influiría en la forma y estructura de muchos tipos de galaxias.
Más explícitamente, Julio Navarro y Carlos Frenk, así como Simon
87
White, han mostrado numéricamente que las agrupaciones en
las grandes escalas en un Universo dominado por materia oscu-
ra fría, en un25%, más el ingrediente de la constante cosmo-
lógica en un 70%, combina bien con muchas de las caracterís-
ticas observadas actualmente en esas escalas. Desde el punto de
vista teórico, la combinación de materia oscura fría con una
constante cosmológica como energía oscura ha tenido un gran
éxito cuando se le compara con los censos de galaxias y cúmu-
los de galaxias que se tienen. Casi todas las observaciones y
pruebas a las que se ha confrontado el modelo de Lambda
cdm, han sido pasadas con éxito. Asimismo, la hipótesis de la
materia oscura fría ha forjado un fuerte vínculo entre la física de
partículas y la cosmología, debido a que los cosmólogos buscan
alguna forma de materia oscura fría, mientras los físicos de al-
tas energías proponen independientemente la posible existen-
cia de nuevas y exóticas partículas dentro del marco de varias
teorías unificadoras. Ahora bien, la teoría suena muy bonita,
pero ¿realmente existe esta materia repulsiva en el Universo
con estas propiedades? Y más aún, si existe algo así tan extra-
ño, ¿sería suficiente como para ajustar los modelos teóricos a
las observaciones? De nuevo, nos enfrentaríamos a una nueva
sorpresa.
VIII. Energía oscura
La sorpresa llegó a fines de los años noventa. Como ya vimos,
cuando el combustible de una estrella se acaba, la estrella ter-
mina su vida en una gran explosión, llamada explosión de su-
pernova. Dependiendo de las condiciones de los alrededores,
del tamaño de la estrella final, etc., la luminosidad final de la
explosión es muy diferente y muy variable. También hemos visto
que si la masa final de la estrella no supera el límite de Chan-
drasekhar, la estrella acaba en un estado llamado enana blanca.
Pero si el núcleo final de la estrella supera este límite, la estrella
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termina como pulsar o estrella de neutrones. Sin embargo, en
el cosmos abundan las estrellas binarias, es decir, los sistemas
estelares con dos estrellas, una que gira alrededor de la otra. Es
más, estos sistemas son más comunes que las estrellas solitarias,
como el Sol. En ocasiones puede ocurrir que en un sistema bi-
nario, una de las estrellas termine su combustible antes que su
compañera. También suele pasar, que el núcleo de la estrella que
terminó su combustible primero no supere el límite de Chan-
drasekhar y termine como una enana blanca. Estos sistemas se
conocen en el Universo, son sistemas binarios de una estrella
normal y una enana blanca, dando vueltas una con otra (véase
la lámina 21). Cuando esto pasa, la estrella compacta, la enana
blanca, tiene un campo gravitacional muy intenso y comienza a
tragarse a su compañera. Parte de la materia de la estrella va
pasando a la enana blanca poco a poco. Si esto continúa, llega un
momento en que la enana blanca crece su masa hasta que al-
canza el límite de Chandrasekhar, lo cual provoca que la enana
blanca se desestabilice y se colapse de nuevo, convirtiéndose
ahora en un pulsar. Sólo que ahora sabemos que se colapsará
justamente con la masa que da el límite de Chandrasekhar, 1.4
masas solares. Si conocemos la masa de la estrella que se colapsa,
sabremos con qué luminosidad lo hace. A este tipo de superno-
vas, en donde se conoce bien la luminosidad de su colapso, se
le llama supernovas del tipo Ia o snIa (sn es la abreviatura de
Súper Nova) (véase la lámina 22). Esto es muy apropiado por-
que, si se conoce la luminosidad del colapso de esta estrella,
podremos saber su distancia. Seamos más claros. Cuando
vemos una luz en una noche sin Luna, es muy difícil determi-
nar la distancia a la que se encuentra la luz si no sabemos de qué
tipo de foco se trata. Si la luz viene de una lámpara sorda (o de
mano) y está muy cerca de nosotros, podríamos confundirla con
un faro de puerto que está a mucha distancia. Claro que si nos
dicen que se trata de un faro de puerto, podríamos decir que
la luz es muy lejana. Es más, si tuviéramos los instrumentos ade-
cuados para medir luminosidad y si supiéramos de antemano
la luminosidad del foco de faro, podríamos saber con cierta
exactitud la distancia a la que está el faro (véase la figura 26).
89
Esto se puede hacer también con las estrellas. Por lo general,
no sabemos si una estrella es grande o pequeña a menos que
sepamos su distancia. Si en el firmamento, por ejemplo, vemos
en ocasiones estrellas pequeñas, se debe a que están muy lejos
y en otras ocasiones a que están cerca, pero son realmente pe-
queñas.
A fines de los noventa, dos grupos independientes, uno di-
rigido por Saul Perlmutter, en California, y el otro por Brian
Schmidt, en Australia, encontraron algo sorprendente. Lo
que observaron fue lo siguiente. En noches de Luna nueva
(para que el cielo estuviera más despejado y oscuro), con un
telescopio especial con apertura muy grande, observaban
una región amplia del Universo y la fotografiaban. Al día si-
guiente tomaban otra fotografía del mismo lugar y, con una
computadora, detectaban todos los cambios, por pequeños
que fueran, comparándola con la fotografía del día anterior
(véase la lámina 20). La mayoría de los cambios eran fenó-
menos triviales, ya conocidos. Sin embargo, en ocasiones
detectaban la explosión de una supernova. En el caso de que
se tratara de una supernova normal no hacían nada, pero
cuando era una supernova del tipo Ia, la seguían diariamen-
te con el telescopio espacial Hubble. La luminosidad provo-
cada por la explosión de las supernovas se mantiene durante
varios días y se va graficando diariamente. Al final de su ob-
servación, los astrónomos conocían bien la luminosidad de
esta explosión detectada en la Tierra y con ello su distancia
de nosotros. Por otro lado, como tenían los datos de su luz,
conocían bien el corrimiento al rojo de la supernova, median-
te lo cual sabían bien el corrimiento al rojo de la galaxia a la
que pertenecía la supernova y por tanto la velocidad con la que
se aleja de la Vía Láctea, así como su distancia de nosotros.
Estos dos ingredientes son suficientes para comprobar la ley
de Hubble, d � H
0 
z. El resultado fue que la ley de Hubble y
la expansión frenada lentamente de las galaxias no se daban.
Por el contrario, estos dos grupos encontraron independien-
temente que entre más lejos estuvieran las galaxias, la veloci-
dad de expansión era menor, contrariamente a lo que debería
90
Figura 26. En una noche oscura sin Luna, una persona no puede distinguir si una luz proviene de una lámpara sorda cercana
o de un faro de puerto muy lejano que no gira, a menos que se le explique la intensidad del foco de la fuente.
esperarse; es decir, el Universo se expande cada vez más rá-
pido.
Eso no fue todo, estas observaciones en snIa no sólo apor-
taron evidencias muy sólidas de una expansión acelerada del
Universo, sino también del tamaño que justo se necesitaba para
que las simulaciones numéricas coincidieran con la estructura ob-
servada a todos los niveles del Universo. El círculo se cerró y
ahora todo parece coincidir, el modelo de cdm con constante
cosmológica, el llamado modelo Lambda cdm, parece entonces
ajustarse a las observaciones que se tienen del Universo. Observa-
ciones más recientes del satélite wmap, en el año 2003, han dado
ya cotas para la existencia de todas estas materias raras con mu-
cha precisión. El resultado que hoy se tiene es que 23% de la
materia del Universo es materia oscura. Setenta y tres por cien-
to de la materia del Universo es energía oscura, y sólo 4% de la
materia puede ser materia bariónica (véase la lámina 23). Tam-
bién se llegó a la conclusión de que la materia total del Universo
tiene prácticamente la densidad crítica. Así que no sabemos si el
Universo se expandirá por siempre o algún día se recolapsará.
Con seguridad, el lector se preguntará ¿cómo puede el Uni-
verso recolapsar algún día si la energía oscura es 73% de la
materia del Universo y es repulsiva? ¿Acaso esto no implica que el
Universo debe expandirse por siempre? La respuesta es que
esta energía oscura, que es realmente otro tipo de materia,
también contribuye a la masa total del Universo y, porlo tanto,
a evitar su expansión, por lo que esta materia (la energía oscura)
también contribuye a que el Universo se frene lentamente, sólo
por el hecho de ser materia.
Bueno, ya tenemos un modelo que resuelve nuestros pro-
blemas teóricos sobre el Universo. Sin embargo, de nuevo sur-
ge la pregunta fundamental, ¿qué es esta materia rara en el
Universo que actúa repulsivamente contra el resto de la mate-
ria? No tenemos una respuesta. En la actualidad hay varias
hipótesis sobre la naturaleza de la energía oscura. La primera
y más aceptada consiste en suponer que existe una constante
cosmológica que provoca justamente este efecto en el Univer-
so. Como ya se mencionó varias veces, Einstein dijo que la intro-
92
ducción de la constante cosmológica a sus ecuaciones había sido
el peor error de su vida. Y ahora parece ser que realmente no fue
un error, sino un acierto. Sin embargo, a pesar de ser la hipótesis
más sencilla, no está libre de problemas. Como en el caso de la
cosmología estándar, uno de los principales problemas de la cons-
tante cosmológica son las condiciones iniciales. Igual que en el
caso de la cosmología estándar, para poder obtener un Universo
con el valor requerido para la constante cosmológica es necesa-
rio poner condiciones iniciales para algunas cantidades del mo-
delo cosmológico que van con un 1, seguido de 128 ceros. De
otra forma, el valor de la constante cosmológica sería hoy muy
diferente. Por si fuera poco, todas las teorías de las partículas ele-
mentales de la actualidad predicen que la constante cosmológica
debería ser cero o enorme. Pero el valor de la constante no es ni
cero ni es enorme, sino pequeño. Por lo que la constante está en
franca contradicción con todas estas teorías.
Un problema menor, pero que para muchos es importante,
es el de la “coincidencia”. Durante el inicio de la historia del
Universo, la constante cosmológica no tuvo nada que ver con
el desarrollo del cosmos. Lo que desconcierta un poco es que la
constante cosmológica empieza a ser importante, a contar en
el Universo, a partir de la formación de las galaxias y que ahora
tiene el valor justo para ser del mismo orden de magnitud que
la contribución de la materia. No se sabe por qué la constante
cosmológica tiene justo este valor, ni si ésta es sólo una coinci-
dencia.
Para resolver estos problemas, R. Caldwell, Raul Dave y Paul
Steinhard, basados en una idea de Bharat Ratra y James Peebles,
propusieron que la constante cosmológica no fuera constante,
sino que variara un poco. Para lograrlo, se propuso que la energía
oscura fuera de naturaleza escalar. A este campo escalar también
se le conoce como quintaesencia. La nueva propuesta reduce la
gravedad de los problemas que provoca la constante cosmológi-
ca, pero es un hecho que no los resuelve y prácticamente se que-
da con ellos. Así es que, hasta hoy, no hay solución al problema de
la naturaleza de la energía oscura.
93
IX. ¿Qué es la materia oscura?
Lo que desconcertó enormemente a los astrónomos no es que
en el Universo no se vea tanta materia. De hecho esto no debería
ser un problema, ya que los planetas, los asteroides, los cometas,
etc., no son astros que radien, son oscuros. Pero, observaciones
con telescopios ópticos y con radiotelescopios, que pueden de-
tectar la presencia de polvo frío en las galaxias, mostraron que
la densidad de materia luminosa, es decir, la materia que se ve con
todos estos telescopios, no es mayor que 1% de la densidad críti-
ca. Como explicamos en el capítulo anterior, este resultado está
muy por debajo de las cotas obtenidas de la materia observada
debido a las fuerzas gravitacionales. Aun así, el resto de la mate-
ria que no se ve podrían ser objetos masivos como polvo frío,
planetas gigantes en gran cantidad, muchos hoyos negros, neu-
trinos masivos, etc. Puede ser cualquier cosa. No debería haber
nada de qué preocuparse. Pero la naturaleza es sutil y llena de
sorpresas. Como veremos, el resultado es que no fue posible
sostener a estos objetos como hipótesis de materia oscura y, por
lo tanto, siguieron las sorpresas.
¿Qué hipótesis hay sobre la naturaleza de la materia oscura?
Vamos a hablar sobre algunas. Tal vez la idea más radical para ex-
plicar las curvas de rotación fue la expuesta por Joel E. Tohline, e
independientemente por M. Milgrom y J. Bekenstein. Ellos pro-
pusieron que, para grandes distancias, la teoría de la gravitación
de Newton debería modificarse: en vez de tener una fuerza que
decrece con el cuadrado de la distancia, debería haber una fuer-
za que decreciera con otro exponente. Esta hipótesis mostró fa-
llas que hicieron que no fuese considerada factible.
El resto de las ideas están basadas en el siguiente razonamien-
to. Para las galaxias espirales, el modelo teórico con menos distur-
bios para explicar el comportamiento de las curvas de rotación
acepta que cada galaxia espiral esté contenida en un halo esfé-
rico de materia que se extiende más allá de los límites visibles del
disco galáctico. Una de las primeras ideas que se propusieron
en esta dirección fue la más simple: que los halos eran de origen
94
bariónico. Estos objetos podrían ser hoyos negros, estrellas de
neutrones, enanas blancas enfriadas y resquebrajadas, enanas
color café (o marrón), estrellas de masa escasa para encender
en combustión, planetas grandes y pequeños e incluso asteroi-
des. A estos objetos se les conoce como macho (por su nombre
en inglés: Massive Compact Halo Objects). Pero, ¿pueden los ha-
los estar hechos de bariones? Esta hipótesis fue una de las más
estudiadas durante las décadas de 1980 y 1990. Sin embargo, a pe-
sar de muchos esfuerzos y la importante inversión económica, la
hipótesis no rindió los frutos deseados.
La hipótesis de la materia oscura bariónica fue una de las pri-
meras en ser analizadas; se la investigó desde principios de los
ochenta. Se hicieron estudios sobre halos masivos de origen
bariónico de diferentes características, pero llegaron a la con-
clusión de que los halos masivos no estaban hechos de materia
bariónica. De acuerdo con esos trabajos, y otros que se hicieron
en los últimos años, podemos asegurar que los halos no están
hechos de bariones. Aun así, esta hipótesis ha sido investigada
por varios proyectos observacionales destinados a explorar el
Universo en busca de materia de origen bariónico, basados en un
método de lentes gravitacionales denominado microlenticula-
ción. Este método consiste en lo siguiente.
Como ya sabemos, la luz es desviada por los objetos masivos al
pasar cerca de ellos. La idea fundamental de la microlenticula-
ción consiste en enfocar un telescopio en un punto luminoso
(por ejemplo, un cúmulo de estrellas en nuestra galaxia), sufi-
cientemente alejado del punto donde nos encontramos y esperar
a que pasen objetos masivos entre los dos puntos (véase la figu-
ra 27). Se sabe que en la galaxia hay 10 veces más materia oscura
que materia luminosa. Si aguardamos un buen rato, ya que la dis-
tancia entre nosotros y el punto luminoso es muy grande, se espe-
raría que después de un tiempo pasaran objetos masivos entre
los dos puntos. Como la luz se curva debido a la interferencia
del cuerpo masivo, lo que veremos es una alteración de la luz
proveniente del punto luminoso. Así, aunque el objeto masivo sea
oscuro, la distorsión de la luz debida a la fuerza gravitacional
del objeto se detectará. Se hicieron muchos experimentos tra-
95
Figura 27. La luz proveniente de un cúmulo de estrellas es curvada debido al paso de un objeto oscuro. El observador verá una
alteración de la luz proveniente del cúmulo. Este proceso se llama microlenticulación.
tando de ver este fenómeno. Entre ellos podemos mencionar
los proyectos: macho, eros, ogle, duo, moa y otros, destinados
a observar cierta parte del cielo y buscar la presencia de ma-
teria bariónica no luminosa. Tal y como se esperaba, se detecta-
ron algunos eventos, pero nunca en la cantidad suficiente como
para contribuir significativamente a la materia oscura. Es decir,
aunque se han encontradoindicios de algunos macho, de ma-
teria bariónica no luminosa, éstos no son suficientes como para
considerar que puedan ocupar un lugar relevante dentro de
los candidatos a materia oscura. Hoy se sabe que la materia
bariónica no luminosa contribuye tanto como la materia lumi-
nosa visible, pero no más.
Si somos optimistas, podemos tomar los límites obtenidos de
observaciones en la formación de la materia primordial. Duran-
te la formación de los elementos primordiales, como ya vimos, en
los primeros momentos del Universo sólo pudieron formarse
fundamentalmente 75% de hidrógeno, y 25% de helio 4 (véase
la figura 28). Pero en esa época también se formó un poco de
deuterio, un isótopo del hidrógeno cuyo núcleo está formado
por un protón y un neutrón. El deuterio es más inestable que
el hidrógeno o el helio 4, así que la producción de hidrógeno
o helio 4 es naturalmente preferente. La formación del deuterio
dependió fuertemente de la cantidad de protones que había
en el momento de la formación de elementos en el Universo (a
este momento se le llama big bang nucleosíntesis o nucleosín-
tesis primordial). El deuterio se destruye formando helio 4; es
decir, partículas con núcleos formados por dos protones y dos
neutrones. Pero, para formar helio 4 debe haber suficiente canti-
dad de protones que lo desintegren. Entre más protones haya,
menos deuterio habrá, ya que si hay muchos protones el deuterio
se combinará con ellos para formar un elemento más estable, en
este caso el helio 4. El deuterio no se puede sintetizar de nin-
guna forma en la naturaleza, por lo que todo el deuterio que
existe entre las galaxias y las estrellas se formó durante la nucleo-
síntesis primordial, es decir, después del big bang. Esto implica
que la presencia de deuterio entre las estrellas, o entre las gala-
xias, es un indicador de la cantidad de protones (bariones) en el
97
Figura 28. Núcleos atómicos. Después del big bang, el Universo contenía tan sólo 75% de hidrógeno, 25% de helio 4 y partes
minúsculas de deuterio y otros elementos.
origen del Universo. Entre más deuterio se encuentre, menos
protones deben de haber habido para que éste no se mezclara
con el deuterio. Pero se encontró mucho deuterio entre las ga-
laxias, más del esperado. Las observaciones muestran que la
contribución de la densidad de masa de los protones, debe ser
a lo sumo de 5% de la densidad crítica del Universo, o no hay
forma de explicar la presencia de tanto deuterio observado. Una
proporción mayor de protones en el Universo implicaría me-
nor cantidad de deuterio en el Universo. Este resultado no esta-
ría de acuerdo con las observaciones en cúmulos galácticos,
donde se ve que la materia ahí contenida es de al menos 35% de
la densidad crítica del Universo. La presencia de deuterio en el
Universo y la presencia de la materia observada en galaxias y
cúmulos galácticos no se pude explicar a menos que exista algún
tipo de materia que no intervenga en la destrucción del deute-
rio, pero que sí contribuya gravitacionalmente a la formación
de estructura. De nuevo, debe de haber algún tipo de materia
extraña que tiene todas estas propiedades. O sea, la materia os-
cura no puede interactuar con la materia a partir de estas épocas,
pero sí debe tener suficiente fuerza gravitacional para deter-
minar la estructura del Universo.
Los candidatos que parecían perfectos para resolver el pro-
blema de la materia oscura son los neutrinos. Los neutrinos
son partículas que interactúan muy débilmente con la materia
ordinaria y esto los hace difíciles de detectar. Fueron propuestos
originalmente para resolver problemas relacionados con la con-
servación de la energía y el momento angular en los decaimien-
tos nucleares. A la fecha se han detectado tres clases de neutrinos:
el neutrino del electrón, el neutrino del muón y el neutrino del
tauón. En un principio se creyó que éstos no tenían masa, pero
experimentos recientes parecen indicar lo contrario, colocando
al neutrino del tauón como el que podría tener mayor masa, ha-
ciéndolo así el más viable para ser el que actúe como materia
oscura. Como candidatos a materia oscura los neutrinos tienen
dos ventajas sobre los demás. Primero, se conoce su existencia, la
cual ha sido confirmada experimentalmente. Segundo, los cálcu-
los que han descrito exitosamente la nucleosíntesis primordial
99
Figura 29. En un Universo con muchos protones y neutrones, el deuterio se combina con los protones y tiende rápidamente
a formar un núcleo más estable, como el helio 4 (arriba). En cambio, en presencia de pocos protones y neutrones, el deuterio
sobrevive (abajo).
sugieren también que los neutrinos podrían ser abundantes en
el Universo actual. No obstante, los neutrinos son esencialmen-
te muy ligeros, por lo que deben considerarse como materia
oscura caliente. Algunos trabajos teóricos han mostrados que
un Universo dominado por neutrinos no es compatible con el
Universo observado actualmente. La primera evidencia teórica
surgió en l979 de las investigaciones (basadas en el principio de
exclusión de Pauli) de Scott D. Tremaine y James E. Gunn, quie-
nes observaron que los neutrinos son demasiado ligeros como
para ser la materia oscura en escalas mucho más pequeñas que
las galaxias. Pero la existencia de materia oscura en tales escalas
ha sido demostrada convincentemente por las observaciones he-
chas en galaxias enanas esferoidales. Este trabajo no excluye la
posibilidad de que los neutrinos puedan actuar como materia
oscura en escalas mucho mayores. Sin embargo, existen traba-
jos teóricos que describen la evolución del Universo temprano
en los que se ha demostrado que en grandes escalas (cúmulos y
supercúmulos de galaxias) un Universo dominado por neutrinos
no alcanzaría la estructura que actualmente se observa. En un
Universo dominado por neutrinos las primeras estructuras en
formarse serían del tamaño de los cúmulos y supercúmulos, pues
los neutrinos por ser muy ligeros viajarían a velocidades cercanas
a la de la luz, llegando a condensarse en grandes escalas.
Por otro lado, un grupo de científicos han desarrollado mode-
los numéricos investigando detalladamente la evolución gravita-
cional en un Universo dominado por neutrinos. Encontraron
serios problemas cuando trataron de recrear la estructura actual-
mente observada, ya que, en esencia, notaron que en un Univer-
so dominado por neutrinos, la fragmentación de los cúmulos en
galaxias y la formación de galaxias deben de haber ocurrido re-
cientemente. Pero equiparan las edades estimadas para ciertas
galaxias con la edad del Universo, lo cual hace imposible el mo-
delo de un Universo dominado por neutrinos.
Finalmente, varios experimentos en los que destacan los lle-
vados a cabo en el laboratorio japonés Super-Kamiokande, han
podido medir aproximadamente la masa del neutrino del tauón,
el mejor candidato para ser la materia oscura. Se encontró que
101
esta masa no excede de unos cuantos eV’s (electrón volts), la cual
es demasiado pequeña para poder contribuir sustancialmente
a la masa faltante. En conclusión, los neutrinos sí son una parte
de la materia oscura, pero su contribución a esta materia es pe-
queña y, esencialmente, contribuyen a la formación de estruc-
tura a muy grandes escalas.
Los neutrinos fueron el último candidato que se podría to-
mar de las partículas conocidas o, al menos, detectadas o predi-
chas por alguna teoría aceptada por los físicos. Esto quiere decir
que la materia oscura es decididamente de alguna naturaleza
exótica. Para poder resolver el enigma de la materia oscura, hay
que hacer nueva física, hay que proponer nuevas teorías. Lo que
está pasando en estos momentos equivale a lo que pasó en la
época de Newton. Una serie de observaciones que no coinciden
con nuestros esquemas tiene que ser resuelta por la imaginación,
por la creación de otro esquema, otro paradigma, para poder
resolver el enigma que se observa.
De aquí en adelante, entraremos en zona desconocida. Las
propuestas que vienen a continuación son todas especulativas.
Setrata de partículas predichas por algún modelo o teoría que no
tienen todavía un sustento observacional total, pero que pueden
tener algún sustento teórico. Aun así, casi todas tienen algún
problema.
Entre los candidatos más atractivos para materia oscura fría
se encontraban las partículas llamadas axiones, y cuya existencia
aún no ha sido confirmada. Los axiones surgen del marco teó-
rico desarrollado para explicar la relación especial que une, en
la teoría de las interacciones fuertes entre quarks, las dos formas
de simetría conocidas como conjugación de carga y conjuga-
ción de paridad.
Explicaremos esto muy brevemente y sin entrar en muchos
detalles. Una interacción se dice simétrica bajo conjugación de
cargas, si fuese observada igual cambiando todas las partículas
por sus respectivas antipartículas, o sea, por partículas idénticas
pero de carga eléctrica contraria. Una interacción es simétrica
bajo paridad si se observa igual cuando ésta es reflejada en un
espejo. En l977 Roberto D. Peccei y Helen R. Quinn, de la Univer-
102
sidad de Stanford, sugirieron un camino para explicar por qué se
obedece la combinación de simetrías. Su solución consistió en
introducir una nueva forma de simetría. Esta nueva relación entre
las formas de diferentes fuerzas fundamentales sólo se manifies-
ta a altas energías, rompiéndose a bajas energías. Más tarde, Frank
Wilczeck, de la Universidad de California, en Santa Bárbara, y
Steven Weinberg, de la Universidad de Texas, en Austin, demos-
traron que la ruptura de la simetría Peccei-Quinn indica en
realidad la existencia de una nueva partícula. Esta partícula es
el axión. Uno de los resultados más sorprendentes es que la
existencia del axión depende de la ruptura de la simetría. El
axión fue el candidato favorito para ser la materia oscura para
la comunidad de físicos de partículas. Sin embargo, en 1992 E.
Seidel y W. Suen demostraron que objetos hechos de axiones
debían colapsar formando objetos muy compactos de masas
pequeñas, comparadas con las de un asteroide y muy pequeños en
tamaño. El problema es que si estos objetos tienen las masas
comparadas con asteroides, para que ellos sean la materia oscu-
ra, debería haber decenas de miles por todas partes. En particu-
lar, debería haber decenas de miles alrededor del Sol que debe-
rían ser detectables con métodos de microlenticulación. Pero
claramente esto no se ve. Éste es uno de los problemas princi-
pales al considerar al axión como materia oscura, y es por eso
que esta hipótesis ha quedado muy relegada.
Otro candidato no es del todo una partícula, es una estruc-
tura llamada cuerda cósmica. Las cuerdas cósmicas son defectos
topológicos que podrían haber surgido en el rompimiento de
la simetría en el Universo temprano. Podrían tomar la forma
de grandes tubos cuya densidad de energía sería enorme y
constante. Muchos trabajos han mostrado que las cuerdas cós-
micas podrían estar estructuradas de tal forma que su densidad
de energía sería menos de la necesaria para cerrar el Universo.
Sin embargo, en un Universo dominado por materia oscura
fría y conteniendo cuerdas cósmicas, el mecanismo de forma-
ción de galaxias sería muy diferente de los mecanismos de los
modelos estándar de materia oscura fría. Este nuevo mecanismo
tendría la ventaja de que agrupa la estructura del Universo de
103
acuerdo a como lo muestran las observaciones. Sin embargo,
la existencia de estas cuerdas cósmicas está en contradicción
con la teoría de la inflación, que en principio elimina todos los
defectos topológicos, en particular las cuerdas cósmicas. Peor
aún, las cuerdas cósmicas deberían formar fuertes lentes gravi-
tacionales. De ser la materia oscura, debería haber muchos de
estos lentes gravitacionales por todas partes, y tampoco se ven, y
es la razón por la que esta hipótesis ha sido prácticamente aban-
donada, como todas las hipótesis que tienen que ver con defec-
tos topológicos.
La materia oscura fría es entonces una partícula que interactúa
muy poco con el resto de la materia, y es pesada. A estas partícu-
las se les suele llamar wimp (por su nombre en inglés: Weak In-
teracting Massive Particles). Los candidatos más populares para
la materia oscura fría, a principios de este milenio, provienen del
marco teórico conocido como supersimetría. El modelo estándar
supersimétrico consiste en agregar a cada partícula del modelo
estándar de partículas una partícula compañera, llamada com-
pañera supersimétrica. Si la partícula es un bosón, su partícula
supersimétrica es un fermión. ¿Qué es esto? Todas las partícu-
las existentes se pueden clasificar como bosones o fermiones.
Los bosones son básicamente partículas que pueden convivir
todas juntas en el mismo estado. En cambio, los fermiones son
muy egoístas. Ellos conviven con otras partículas sólo si cada
una de ellas está en un estado diferente. Los protones, los neu-
trones y los electrones son todos fermiones. Los fotones (la luz
o portadores de la interacción electromagnética) y los gravitones
(algo como las partículas de interacción gravitacional) son bo-
sones. En la teoría supersimétrica hay siempre un compañero su-
persimétrico. Para el fotón, su compañero supersimétrico sería
un fermión llamado fotino. Para el gravitón, su compañero super-
simétrico sería el gravitino, etc. Tales partículas no han sido
observadas aún en el laboratorio. Los más prominentes candi-
datos a materia oscura dentro de las parejas supersimétricas,
son las del fotón, o sea, el fotino, y la del gravitón, o sea el gra-
vitino. Cálculos hechos por M. Krauss y otros, muestran que los
fotinos tendrían un rango de masa de una a 50 veces la del pro-
104
tón y podrían ser muy abundantes, incluso podrían cerrar el
Universo.
El problema con los wimp es el siguiente. Estas partículas se
comportan juntas como si fueran polvo. Simulaciones numéricas
muy precisas han demostrado que partículas con esta propie-
dad se colapsan para formar objetos como galaxias. Esto está
muy bien, sin embargo, estos objetos teóricos tienen un centro
extremadamente denso. Estrictamente hablando, su centro tiene
densidad infinita. El problema es que observaciones, realizadas
también por Vera Rubin y colaboradores, muestran una discre-
pancia total con el modelo de cdm o wimp. Lo que hicieron es-
tos científicos para demostrar esto fue tomar galaxias de muy
baja luminosidad, llamadas galaxias lsb (por su nombre en in-
glés: Low Surface Brightness), las cuales no tienen muchas estre-
llas. Es por ello que estas galaxias están dominadas completa-
mente por su materia oscura. Entonces, el movimiento de las
pocas estrellas en la galaxia sigue las trayectorias determinadas
sólo por la materia oscura de la galaxia. Es una manera muy
efectiva de determinar el contenido y distribución de la materia
oscura en estas galaxias. Lo que vieron Vera Rubin y colaborado-
res es que los centros de las galaxias tienen densidades casi cons-
tantes en total discrepancia con el modelo de cdm (véase la figu-
ra 30). En estos momentos se sigue una discusión muy interesante
de si cdm es o no la solución del problema. Los defensores del
modelo de cdm argumentan que es cosa de tiempo que se en-
cuentre cuál es la física en el centro de las galaxias. Los escép-
ticos argumentan que la hipótesis es incorrecta. Para ellos, es
preciso buscar un candidato que tenga todas las características
de cdm a escalas cosmológicas, pero que colapse con un perfil de
densidad suave, casi constante. Primero, no se han encontrado
aún estos wimp, incluso con aceleradores en el rango de ener-
gía en donde deberían estar, y luego porque son muy altas las
densidades predichas por estas partículas en el centro de las ga-
laxias.
Lo que es un hecho es que el modelo de cdm tiene un poder
predictivo espectacular. Salvo en el centro de las galaxias, el
modelo de cdm predice el comportamiento del Universo muy
105
Figura 30. Perfil de densidades predicho por el modelo de cdm y el observado en galaxias lsb. Observen la total discrepancia
de los dos perfiles en el centro dela galaxia, la cual se observa en muchas galaxias.
adecuadamente. El modelo de Lambda cdm ajusta una serie de
observaciones muy grande: el espectro de potencias angulares, el
espectro de potencias de masa, la densidad total del Universo, las
observaciones de las supernovas del tipo Ia, la cantidad de mate-
ria observada en cúmulos de galaxias, la cantidad de materia
observada en galaxias, la estructura de los halos de las galaxias, las
curvas de rotación observadas en galaxias, etc. Como ven, es un
modelo muy exitoso, el cual explica muchas de las observaciones
del Universo realizadas en los últimos años. Cualquier modelo
alternativo debería al menos explicar las observaciones que expli-
ca el modelo de Lambda cdm. La materia oscura fría podría re-
solver el problema de la materia oscura si se lograse encontrar
una partícula que interactúe débilmente con la materia barióni-
ca, cuya masa y velocidad le permitan condensarse a escalas me-
nores, pero con densidades centrales suaves. Por otro lado, las
partículas propuestas provienen de teorías de unificación y sus
características las hacen difíciles de detectar, por lo que no se ha
comprobado aún la existencia de ninguna de ellas.
Quizás el más reciente candidato para ser materia oscura sea
el campo escalar, una partícula que aparece en todos los mode-
los y teorías modernas de unificación (Kaluza-Klein, supergra-
vedad, supercuerdas, etc.), por eso esta propuesta podría ser
interesante. En un trabajo realizado por un grupo de mexicanos
se pone de manifiesto que el campo escalar puede realmente
jugar el papel de materia oscura en escalas cosmológicas. Tam-
bién se ha propuesto este modelo para la materia oscura en los
halos de galaxias espirales, donde los centros predichos por este
modelo son condensados de campo escalar, también llamados
condensados de Bose-Einstein, y sus perfiles de densidad son
casi constantes. Estos resultados son del todo alentadores, pues se
extrae que la presencia del campo escalar influye gravitacional-
mente en la galaxia, causando que la velocidad orbital de los
cuerpos dentro de esa región permanezca constante, explicando
así la planicidad de las curvas de rotación obtenidas años antes
en diferentes trabajos astronómicos. En estos trabajos también se
ha demostrado que el campo escalar puede ser la materia oscura
en estructuras mayores tales como los cúmulos y supercúmulos
107
de galaxias. De ser así, estaríamos hablando de que este campo
ocuparía el lugar de la materia oscura en el Universo y, asimis-
mo, daría un fuerte respaldo a las teorías de unificación que pro-
ponen su existencia. Sin embargo, también aquí, no se ha detec-
tado ninguna partícula que tenga las propiedades de un campo
escalar con las características requeridas.
Otro candidato que se ha ido gestando últimamente en la
comunidad científica es uno muy especulativo, pero muy ele-
gante. Por eso vale la pena hablar de él. Desde hace algunos años,
un grupo de investigadores propuso un modelo del Universo en
donde el cosmos es un espacio al menos 5 dimensional compues-
to por membranas 3 dimensionales. A estas membranas se les
llama también branas. Nosotros vivimos en una brana y podría
existir al menos otra brana en el Universo (véase la figura 31).
En la brana donde vivimos nosotros tienen lugar todos los fenó-
menos que conocemos. La otra brana está desconectada de la
nuestra y sólo interactúa con nosotros a través de la fuerza gra-
vitacional, que actúa en todo el espacio-tiempo 5 dimensional.
Con este modelo, por ejemplo, Lisa Randal y Raman Sundrum
lograron dar una explicación de por qué existen cantidades fun-
damentales que son enormes comparadas con otras que son
muy pequeñas. Este modelo ha causado gran entusiasmo por-
que tiene un candidato muy natural para producir inflación. El
modelo también tiene una respuesta para el problema de la ma-
teria y la energía oscuras. De una forma natural, podríamos ar-
gumentar que la materia y la energía oscura se encuentran en la
otra brana. Es por ello que no podemos ver su presencia, pero sí
podemos sentirlos debido a su interacción gravitacional. Res-
puesta muy geométrica y elegante.
X. Preguntas abiertas
A lo largo de este trabajo hemos visto por qué la presen-
cia de materia oscura en el Universo es totalmente aceptada por
108
Figura 31. En un espacio multidimensional, por ejemplo 5 dimensional,
nuestro Universo estaría “viviendo” en una membrana (brana) de 3 dimensio-
nes y la materia y tal vez la energía oscura estarían “viviendo” en la otra brana.
Ambos universos brana interactúan únicamente debido a la fuerza gravitacio-
nal, por eso no podemos “ver” la materia oscura, sólo la podemos sentir debido
a la fuerza gravitacional que ejerce sobre nuestro Universo.
los cosmólogos de la actualidad, ya que su existencia está respal-
dada por las observaciones hechas durante los últimos 60 años.
El comportamiento de las estructuras que conforman el cosmos
se presenta de manera a veces extraña; en particular, el compor-
tamiento de la materia luminosa contenida en ellas no podría
ser explicado sólo por efectos gravitacionales. Si aceptamos
que las perturbaciones apreciadas en galaxias y cúmulos de ga-
laxias son debidas puramente a efectos gravitacionales, cabría
esperar que éstos fueran causados por la presencia de enormes
cantidades de materia no luminosa que no hemos sido capaces
de detectar. Ésta es la materia oscura, la cual debe cumplir ca-
racterísticas como no ser de origen bariónico e interactuar débil-
mente con el resto de la materia. Debe estar agrupada de tal
forma que cause que las curvas de rotación de las galaxias sean
aproximadamente planas después de cierto límite y permane-
cer así hasta una distancia aún desconocida, puesto que hasta
donde se ha medido las curvas de rotación continúan compor-
tándose prácticamente igual.
Los modelos planteados para resolver el problema de la mate-
ria oscura no han sido capaces de explicar los efectos gravitacio-
nales que ésta causa, sin encontrar dificultades con otras teorías
bien establecidas o con las simples simulaciones computaciona-
les que, basadas en ellos, intentan reconstruir las estructuras
actuales. El problema de la materia oscura ha crecido tanto que
los cosmólogos tienen que recurrir a la física de partículas para
buscar candidatos para la materia oscura. Sin embargo, la física
de partículas proporciona candidatos puramente teóricos y cuya
existencia es en principio difícil de comprobar debido a la natu-
raleza misma de la materia oscura. No obstante, el modelo que
en la actualidad tiene mayor aceptación es el de Lambda cdm,
el cual ha mostrado un enorme poder de predicción y, a nivel
cosmológico, ha demostrado coincidir con prácticamente todas
las observaciones realizadas hasta hoy. Esto coloca al modelo
de Lambda cdm como un candidato muy viable para resolver
el problema de la materia y de la energía oscuras en el Univer-
so. No obstante, el modelo no tiene la partícula que puede ser la
materia oscura; no tiene aún el candidato que resuelva el proble-
110
ma de la naturaleza misma de la materia oscura. El modelo de
Lambda cdm no está libre de problemas.
De aquí en adelante resumiremos los problemas que tiene el
modelo de Lambda cdm. Como ya vimos, una de las dificulta-
des por resolver en el modelo de Lambda cdm es la constante
cosmológica. Este problema tiene varias vertientes. La primera
es el del ajuste fino del valor de la constante. Los modelos de
partículas existentes predicen una constante cosmológica o muy
grande (unos 128 órdenes de magnitud mayor que lo observa-
do), o cero. Ambos valores son un desastre para el modelo de
Lambda cdm. No hay alternativa ni explicación de por qué la
constante tiene el valor que tiene. Además, según este modelo
cosmológico, es necesario ajustar la energía inicial de tal forma
que el valor de la constante quede unos 128 órdenes de magni-
tud de diferencia de las otras energías. Esto provoca que, para
obtener el valor de la constante cosmológica que ahora medi-
mos, hay queponer unas condiciones iniciales extremas, con
números que tienen un uno, varias decenas de ceros después
del punto y luego algún otro número. Estas condiciones tan ex-
tremas para las condiciones iniciales dan poca credibilidad al
modelo, al menos a este nivel. La otra vertiente de este proble-
ma de la constante cosmológica es su valor, el cual es un valor
cuya contribución a la energía total del Universo es del mismo
orden del que tiene el de la materia. Esta coincidencia es muy
sospechosa y a muchos nos gustaría tener una explicación del
porqué de esta coincidencia tan espectacular. Un modelo alter-
nativo al modelo de la constante cosmológica, es una constan-
te cosmológica variable (no constante), introducida por P. J. E.
Puebles y que también suele conocerse en la literatura como
quintaesencia. La quintaesencia no resuelve los problemas de
la constante cosmológica, sólo los disminuye.
Por otro lado, los físicos de partículas se han abocado a dise-
ñar modelos que pudieran contener alguna partícula con las
condiciones necesarias para ser materia oscura. En la actuali-
dad, el modelo mínimo supersimétrico contiene varias partícu-
las con características muy semejantes a las requeridas por el
modelo de Lambda cdm. Todos los wimp se comportan con la
111
estadística de partículas de polvo. Sin embargo, estas partículas
han presentado dos problemas muy serios.
El primero es que los colapsos de estas partículas predicen un
número 10 veces mayor de galaxias enanas en los cúmulos de
galaxias que los observados. Una solución a este problema, es pro-
poner que no todos los halos de materia oscura que se colapsan
forman una galaxia, sobre todo los halos pequeños. Eso podría
ser pero, en tal caso, debería ser posible observar 10 veces más
halos oscuros sin materia luminosa formada con estrellas que
los observados como galaxias enanas. Estas observaciones se
están realizando mediante técnicas de microlenticulación para
observar estos halos sin galaxia. Los primeros resultados afir-
maban haber visto estos halos, tal y como se esperaba. Pero en
la actualidad existe una enorme discusión de si esto que se vio
es realmente cierto o no, y si esto resuelve realmente el proble-
ma. Habrá que esperar los resultados.
El otro problema, aún más serio, es que los centros de las ga-
laxias, según el modelo de Lambda cdm, presentan un perfil
de densidades de materia oscura demasiado denso para coincidir
con el observado. Las últimas observaciones de los centros ga-
lácticos de galaxias lsb hechos por Vera Rubin y colaboradores,
parecen indicar que el modelo de Lambda cdm no puede ajustar
bien con los centros de las galaxias, ya que las galaxias mues-
tran centros con perfiles de densidad muy suaves, casi constantes
o incluso, a veces, constantes. Si estas observaciones se confir-
man, nos encontraremos entonces ante un modelo excelente
en el ámbito cosmológico, pero que falla en la predicción de la
forma del centro de las galaxias.
Para este problema existen dos alternativas. La primera es
suponer que la materia oscura es fría, pero autointeractuante,
por lo tanto ya no puede ser wimp. Esta alternativa resuelve el
problema de los centros de las galaxias, pero falla al predecir
el número de galaxias enanas en cúmulos. Aun así, esta alterna-
tiva no ha sido descartada, pues se puede combinar con la hi-
pótesis de que no todos los halos de materia oscura forman ga-
laxias. La otra alternativa consiste en suponer que la naturaleza
de la materia oscura es la de un campo escalar con algún po-
112
tencial de campo escalar autointeractuante. En este caso, el cam-
po escalar se comporta exactamente como materia oscura fría
hasta niveles galácticos, predice muy bien el número de galaxias
enanas sin acudir a hipótesis adicionales y es diferente a cdm en
el centro de las galaxias; ahí se comporta como un halo isotérmi-
co que parece estar más de acuerdo con las observaciones hechas
por Vera Rubin, como lo muestra una serie de artículos re-
cientes. Es posible que el campo escalar entre a la disputa para
ser la materia oscura del Universo, quizás tan difícil de detectar
como los candidatos propuestos por la física de partículas, si no
es que más. Basa su postulación en que todas las teorías de uni-
ficación proponen su existencia y que, de entrada, podría ex-
plicar la planicidad de las curvas de rotación de las galaxias espi-
rales. Aun así, no deja de ser una nueva posibilidad y un nuevo
camino para investigar dentro del amplio mundo de los modelos
que intentan encontrar la materia oscura, pero que no dejan
de ser eso, modelos, entre los cuales no se ha podido encontrar
uno que explique los efectos gravitacionales de la materia no
luminosa dentro de todas las escalas del cosmos. Encontrarlo, es
la tarea de todo aquel que se apasione por conocer la naturaleza
y le guste intentar hacer una mala caricatura de ella, pues es muy
difícil que seamos capaces de explicarla exactamente. Aun así,
esa mala caricatura nos servirá para explicarnos lo sencillo que
el Universo puede ser dentro de su propia complejidad.
En síntesis, el modelo de Lambda cdm es un modelo muy
exitoso, que explica muy bien las observaciones del Universo
en el ámbito cosmológico, pero que presenta algunos proble-
mas en el ámbito galáctico. Ahora el reto es proponer un mo-
delo del Universo que pueda explicarlo bien en su conjunto. Un
reto que seguramente conducirá a la ciencia a nuevos horizon-
tes, a nuevos conocimientos, a nueva física. Es claro que sólo
con nuestro conocimiento actual de la naturaleza no se puede
explicar el Universo en su conjunto, por ello éste es un reto
para la física y el pensamiento de la actualidad. De cualquier
forma, esta discusión aún no termina y se encuentra en su
momento más emocionante. Han pasado 100 años después de
los históricos artículos de Einstein que iniciaron la revolución
113
científica del siglo xx. Gracias a éstos y otros trabajos sabemos un
poco más del Universo.
Sin embargo, en este libro hemos visto cómo aún quedan pre-
guntas fundamentales que responder, observaciones del cosmos
que aclarar. No hay duda de que nos encontramos en un momen-
to tan excitante y de cambios como hace 100 años. Con seguri-
dad, estamos inmersos en una de esas revoluciones del pensa-
miento que tienen lugar sólo unas cuantas veces en la historia
de la humanidad; que estamos viviendo una revolución del pen-
samiento como aquella que iniciaron estos genios hace 100 años.
Gracias a estos curiosos de la ciencia, la humanidad ha cambiado
mucho, y ahora vivimos la revolución científico-tecnológica,
una revolución de la sociedad tan o más profunda que la Revo-
lución Industrial del siglo xviii, y todo por saciar una curiosi-
dad muy simple: ¿por qué el cosmos es como es? Y por ahora
más concretamente para responder a la pregunta ¿De qué está
hecho el Universo? Participar en este reto es una aventura apa-
sionante llena de angustias y de alegrías. Realmente vale la pena
participar en una aventura como ésta.
114
GLOSARIO
axión. Partícula hipotética surgida de la teoría de partículas,
candidato a ser materia oscura.
barión. Partícula que tiene interacción fuerte, nuclear. En el
átomo estas partículas son los nucleones y tienen masas mu-
cho mayores que los electrones, por lo que prácticamente
toda la masa del átomo está concentrada en el núcleo, es decir,
en los bariones.
berilio. Cuarto elemento de la tabla periódica.
bosón. Partícula con espín entero. Estas partículas tienen la
característica de que les gusta vivir juntas y en el mismo es-
tado.
brana. Así llaman los físicos a las membranas en teoría de cuerdas.
campo escalar. Bosón con espín cero.
campo escalar autointeractuante. Campo escalar que interactúa
consigo mismo.
cdm. Cold Dark Matter: materia oscura fría.
cobe. Cosmic Background Explorer. Satélite artificial que midió
las fluctuaciones de la radiación de fondo del Universo a prin-
cipios de la década de 1990.
compañera supersimétrica. La compañera supersimétrica de
un bosón es un fermión y la compañera supersimétricade un
fermión es un bosón.
condensado de Bose-Einstein. Estado de la materia bosónica des-
pués de haber experimentado una transición de fase a tempe-
raturas muy bajas. Cuando el vapor se transforma en pequeñas
gotas de agua se dice que se condensa, sufre una transición de
115
la fase gaseosa a la fase líquida. En los condensados de Bose-
Einstien la situación es semejante. Recientemente estos con-
densados se han podido producir en el laboratorio.
condiciones iniciales. Los datos al inicio de un proceso.
conjugación de carga. Cambio de carga negativa a positiva, y vi-
ceversa.
conjugación de paridad. Reflejo en un espejo de alguna cantidad
física.
constante cosmológica. Es una constante propuesta por Einstein
para hacer que de sus ecuaciones se pudiera obtener un Uni-
verso estático, provocando con ésta un efecto gravitacional
repulsivo. Hoy en día se usa para explicar la expansión acele-
rada del Universo.
contraste de densidad. El cociente del tamaño de alguna fluc-
tuación de la densidad divido entre la densidad media.
corrimiento al rojo. Fenómeno que experimenta la luz al alejar-
se su fuente de un observador. Por ejemplo, al expandirse el
Universo las galaxias que se alejan más rápido de la nuestra
se verán más rojas.
cosmos. Todo lo que existe.
cuerda cósmica. Objeto cósmico hipotético en forma de hilo,
cuya densidad es infinita.
cuerpo negro. Caja con paredes que absorben y reflejen radia-
ción electromagnética de manera muy eficiente.
curvas de rotación. Gráfica de las velocidades tangenciales de un
sistema de muchos cuerpos girando en torno a sí mismos.
densidad crítica. Densidad límite entre un Universo que se
recolapsa y otro que se expande para siempre. Si la densidad
del Universo es mayor que la crítica, el Universo se expandirá
hasta un máximo y luego se volverá a encoger hasta un punto.
Si es menor, se expandirá por siempre.
deuterio. Isótopo del hidrógeno que tiene un protón y un neu-
trón en el núcleo.
efecto Doppler. Efecto que experimenta un observador al ver
una fuente de ondas que se aleja o se acerca de él. El sonido
de un avión se oye más agudo al acercarse a nosotros y más
grave al alejarse.
116
enana blanca. Estrella sin más combustible atómico para seguir
iluminando, menor que 1.4 masas solares. Las enanas blan-
cas tienen una densidad gigantesca; son estrellas colapsadas
que detienen su colapso debido al efecto del principio de in-
certidumbre entre sus electrones.
energía cinética. Energía debida al movimiento.
energía cuantizada. Efecto microscópico que se manifiesta en el
ámbito atómico que impide que la energía de las partículas
pueda tener cualquier valor, sólo valores que son múltiplos de
una cantidad base, es decir, cuánticos.
energía oscura. Tipo de materia desconocido que provoca que
el Universo se esté expandiendo aceleradamente. Tipo de ma-
teria en el Universo que da un efecto gravitacional repulsivo.
época de la recombinación. Época en la que el Universo dejó de
estar dominado por la radiación y pasó a estarlo por la materia.
equilibrio gravitacional. Equilibrio logrado con fuerzas gravita-
cionales e inerciales.
equilibrio térmico. Equilibrio logrado a través de intercambio
de temperatura.
era inflacionaria. Época en la que el Universo se expandió muy
aceleradamente.
espacio-tiempo. Medio de cuatro dimensiones, incluido el tiempo,
que según la teoría de la relatividad es necesario para deter-
minar la posición de un fenómeno.
espacio vacío. Lugar hipotético en donde no existe nada. Algo así
no existe en el Universo; sin embargo, se suele asignar este
nombre al espacio entre las galaxias.
espectro angular de potencias. Power Spectrum. Es la gráfica
que muestra el número de fluctuaciones de millonésimas de
grado Kelvin en la radiación de fondo del Universo para cada
tamaño de la fluctuación.
espectro de frecuencias. Es la gráfica que muestra cómo varía
la energía de algún sistema con respecto a la frecuencia.
espectro de potencias de masa. Mass Power Spectrum. Es la grá-
fica que muestra el número de fluctuaciones de masa; es decir,
el número de cúmulos, supercúmulos, galaxias, etc., en el Uni-
verso para cada tamaño de la fluctuación.
117
estrella. Masa de gas en equilibrio gravitacional y térmico.
estrella de neutrones. Estrella colapsada que detiene su colapso
debido al efecto del principio de incertidumbre entre sus neu-
trones. Las estrellas de neutrones suelen tener campos mag-
néticos muy intensos y girar sobre su eje a enormes velocida-
des, provocando señales electromagnéticas que se propagan
en todo el Universo en forma de pulsos. A estas estrellas tam-
bién se les llama pulsares.
estrellas binarias. Sistema de dos estrellas unidas por su fuerza
gravitacional.
eV. Electrón Volt. Es una medida atómica de la energía. Por ejem-
plo, un electrón tiene una energía en reposo de 511000 eV.
fermión. Partícula con espín semientero, por ejemplo, 1/2, 
2/3,
etcétera.
fluctuación primordial. Región en donde la densidad de materia
es mayor que la densidad media del sistema. Se llama primor-
dial porque es consecuencia de algún fenómeno en el origen
del Universo.
fluctuaciones cuánticas. Fluctuación de densidad debida a efec-
tos cuánticos.
fotino. Compañero supersimétrico del fotón, es un fermión.
fotón. Quantum de luz. Unidad de energía electromagnética.
fuerzas de marea. Fuerzas que causan la deformación de un cuer-
po. Por ejemplo, la Luna causa fuerzas de marea sobre la Tierra,
la deforma haciendo que el nivel del mar suba y baje constan-
temente (lo que llamamos marea).
galaxia. Conjunto enorme de estrellas en equilibrio gravitacional.
galaxias lsb. Low Surface Brightness. Galaxia de bajo brillo su-
perficial. Son galaxias que casi no contienen materia lumi-
nosa y que, probablemente, están hechas exclusivamente de
materia oscura.
gravitino. Compañero supersimétrico del gravitón, es un
fermión.
gravitón. Quantum de gravedad. Unidad de energía gravita-
cional.
halo. Región que rodea a un objeto, el halo galáctico rodea a la
galaxia pero es invisible.
118
halo isotérmico. Halo esférico de materia isotérmica. Estos ha-
los contienen un centro regular con perfil de densidad casi
plano; fueron utilizados originalmente por Vera Rubin y co-
laboradores para explicar el comportamiento de las curvas
de rotación de las galaxias.
helio. Átomo con dos protones en su núcleo.
helio 4. Átomo con dos protones y dos neutrones en su núcleo.
hidrógeno. Átomo con un protón en su núcleo.
hoyo negro. Cuerpo en el que la fuerza gravitatoria es tan inten-
sa que no permite que nada, ni la luz, salga de él.
Ia. Tipo de supernova con una luminosidad conocida. Su perfil
de luminosidad es muy característico.
inercia. Fenómeno que experimentan todos los cuerpos masivos
y que se manifiesta como una oposición del cuerpo a cambiar
su estado de movimiento.
inhomogeneidad. Desperfecto en una región homogénea.
isotérmico. Proceso que se lleva a cabo a temperatura cons-
tante.
isotrópico. Cuerpo cuyas propiedades físicas son iguales en todas
las direcciones.
kpc. Kilopársec, es una medida de distancia galáctica. Un pársec
son 3.26 años luz o 3 � 1013 km � 30 billones de kilómetros.
Un kilopársec son 1000 pársecs, o sea, 3260 años luz.
Lambda Cold Dark Matter. Modelo de Universo que propone a
la materia oscura fría para formar la estructura a gran escala
del Universo; es decir, las galaxias, los cúmulos de galaxias, etc.,
y a una constante cosmológica para que explique la expansión
acelerada del Universo.
lente gravitacional. Efecto causado en una fuente luminosa de-
bido a un objeto con un campo gravitacional que se interpone
entre la fuente y el observador.
leyes dinámicas. Leyes físicas que determinan el movimiento de
un cuerpo que está bajo la influencia de alguna fuerza.
límite de Chandrasekhar. Es igual a 1.4 masas solares y es el
límite que determina la forma final de una estrella que ha
agotado su combustible nuclear. Si el remanente final es ma-
yor que 1.4 masas solares, la estrella terminará como una es-
119trella de neutrones. Si es menor, el objeto final será una enana
blanca.
litio. Tercer elemento de la tabla periódica.
masa gravitacional. Análoga a la carga eléctrica, la carga gravi-
tacional se suele llamar masa gravitacional.
masa inicial. Intensidad de la inercia de un cuerpo; intensidad
de la oposición que presenta un cuerpo a cambiar su estado de
movimiento.
materia bariónica. Materia contenida fundamentalmente en
los núcleos de los átomos. Es, de hecho, la materia que bási-
camente determina el peso de un átomo.
materia oscura. Tipo de materia desconocida que determina la
estructura a gran escala del Universo; es decir, la materia os-
cura es el principal contribuyente para la formación de las
galaxias, los cúmulos de galaxias, los supercúmulos de gala-
xias, etc. En la actualidad, esta materia no interactúa con la
materia bariónica.
materia oscura caliente. Materia oscura que, al desprenderse
de su interacción con el resto de la materia, era tan caliente
que se movía en esos momentos a velocidades cercanas a la de
la luz.
materia oscura fría. Materia oscura que, al desprenderse de su
interacción con el resto de la materia, era suficientemente
fría para moverse en esos momentos a velocidades lejanas a
la de la luz.
materia oscura tibia. Materia oscura intermedia entre materia
oscura fría y materia oscura caliente.
mecánica cuántica. Teoría microscópica del cosmos.
microlenticulación. Efecto de lente gravitacional causado por
un objeto pequeño.
modelo de formación de estructura. Modelo que trata de expli-
car cómo se formaron las galaxias, los cúmulos de galaxias,
los supercúmulos de galaxias, etcétera.
modelo del big bang caliente. Modelo que trata de explicar el des-
arrollo del Universo, postulando la existencia de una gran
explosión en su origen que causó una altísima temperatura
en todo el Universo.
120
modelo estándar de la cosmología. Modelo del big bang calien-
te, más el modelo de inflación, más el modelo de lcdm.
modelo estándar supersimétrico. Modelo estándar de partículas
con supersimetría.
modelo mínimo supersimétrico. Modelo estándar de partícu-
las más simple con supersimetría
naturaleza escalar. Partícula escalar, es decir, con espín cero.
nebulosas. Galaxias.
neutrino. Partícula neutra del modelo estándar que ayudó a
explicar la radiactividad. Hay tres tipos de neutrinos, se les
suele denominar como neutrino del electrón, neutrino del
muón y neutrino del tauón.
neutrón. Partícula nuclear sin carga, o sea, neutra.
núcleo. Parte central del átomo, en donde se encuentran los neu-
trones y protones.
nucleosíntesis. Modelo de partículas que explica cómo se for-
maron los núcleos de los átomos.
nucleosíntesis primordial. Proceso después del origen del Uni-
verso por el cual se formaron los primeros elementos, funda-
mentalmente hidrogeno y helio 4.
paquete cuántico. Paquete de energía cuantizado de partículas
o energía.
paradigma. Palabra utilizada para designar a un conjunto de
ideas y teorías a fin de interpretar la realidad.
periodo inflacionario. Periodo que se supone existió muy al inicio
del origen del Universo, y que provocó que su tamaño crecie-
ra miles de millones de millones de veces en tan sólo miles
de millonésimas de millonésimas de segundo. Es la mejor
forma que se tiene hasta ahora para aclarar una serie de pro-
blemas de nuestro modelo cosmológico.
principio de incertidumbre. Principio físico que rige la natura-
leza del microcosmos, a partir del ámbito atómico y molecular.
El principio dice que no es posible que un observador pueda
medir u observar la posición y el momento de una partícula
con precisión arbitraria. Siempre habrá una incertidumbre en
la medición.
problema del horizonte. Problema que se refiere al hecho que
121
predice la expansión del Universo sin inflación. Se refiere a
que hay una inconsistencia entre la radiación de fondo del
Universo observada y el modelo del big bang.
protón. Partícula nuclear con carga eléctrica positiva.
pulsar. Estrella de neutrones.
quark. Partícula fundamental de la que están hechos los bario-
nes, como las partículas que están en el núcleo atómico.
quintaesencia. Tipo de materia hipotética que pretende resolver
el problema de la energía oscura, alternativo a la constante
cosmológica.
radiación de cuerpo negro. Radiación electromagnética emitida
por un cuerpo caliente, y que depende de la temperatura del
cuerpo.
radiación de fondo del Universo. La radiación de fotones que
quedó libre después de que éstos dejaron de interactuar con
el resto de la materia.
radiación de microondas. Radiación electromagnética de lon-
gitud de onda muy pequeña.
radiación electromagnética. Ondas electromagnéticas.
simetría Peccei-Quinn. Simetría postulada por R. D. Peccei y
H. R. Quinn para resolver una anomalía de la teoría nuclear.
Esta simetría trae como consecuencia la existencia de una nue-
va partícula llamada axión.
sistema inercial. Sistema de referencia libre de fuerzas externas.
snIa. Supernova del tipo Ia.
supermasivo. Que tienen un masa muy, muy grande.
supernova. Explosión que experimenta una estrella al terminár-
sele su combustible nuclear. Estas explosiones son tan enormes
que a veces llegan a equiparar la luminosidad de una galaxia.
supersimetría. Simetría que postula la existencia de un bosón
para cada fermión y un fermión para cada bosón del modelo
estándar.
teoría cinética. Teoría que explica el comportamiento de los sis-
temas de muchos cuerpos, como las moléculas de un gas o el
comportamiento de las moléculas de un líquido.
teoría cuántica. Véase mecánica cuántica.
teoría de la gran explosión. Teoría que postula que el Universo
122
se originó en una explosión enorme que provocó que toda
la materia del Universo se alejara entre sí, es decir, que el
Universo se expandiera.
teoría de la inflación. Teoría que postula un periodo inflaciona-
rio. Pretende aclarar algunas anomalías de la teoría de la gran
explosión, postulando que el Universo se expandió muy ace-
leradamente durante un instante de tiempo.
teoría del big bang. Teoría del Universo que afirma que éste se
inicio en una gran explosión, provocando que la materia se ca-
lentara a millones de millones de grados térmicos.
teoría electromagnética. Teoría que explica el comportamien-
to de los cuerpos sujetos a interacciones electromagnéticas.
Esta teoría fue formulada por James C. Maxwell en el siglo
xix.
teoría especial de la relatividad. Teoría elaborada por Albert
Einstein que unificó los conceptos de la teoría electromag-
nética de Maxwell y la dinámica. Esta teoría se basa en dos
principios: el primero dice que los observadores ven el mis-
mo fenómeno desde todos los sistemas inerciales de referen-
cia, y el segundo afirma que la velocidad de la luz es la misma
medida desde cualquier sistema inercial.
teoría general de la relatividad. Teoría elaborada por Albert
Einstein que unificó los conceptos de la teoría especial de la
relatividad con la teoría de la gravitación. Esta teoría se basa en
el principio de equivalencia que afirma que la masa inercial
y la masa gravitacional de dos cuerpos miden lo mismo.
teoría mecánica de Newton. Teoría elaborada por Isaac Newton
sobre el movimiento de los cuerpos, basada en las observacio-
nes de Nicolás Copérnico y Johanes Kepler.
teoría supersimétrica. Teoría que postula la existencia de la su-
persimetría en la naturaleza.
teorías de unificación. Teorías que pretenden unificar las dife-
rentes interacciones de la naturaleza, así como formular una
sola teoría que explique todo el Universo.
termonuclear. Fenómeno térmico provocado por una reacción
nuclear, como la explosión de una bomba atómica.
Universo. Todo lo que existe.
123
Universo causal. El trozo de Universo al que tenemos acceso a
través de nuestras observaciones, el que podemos sentir o ver.
Universo homogéneo. Universo que tiene una distribución uni-
forme de materia, que no tiene regiones con más materia que
otras.
Universo isotrópico. Universo que se ve igual desde cualquier
lugar dentro de él.
velocidadcircular. Velocidad tangencial de las estrellas en una ga-
laxia.
velocidad rotacional. Velocidad tangencial de las estrellas en una
galaxia.
velocidad tangencial. Velocidad en la dirección de movimiento
que experimenta un objeto al girar sobre un eje. Por ejem-
plo, la velocidad que experimenta el observador en un carru-
sel o en un volantín en la dirección que lleva al mirar de frente.
wimp. Weak Interacting Particle. Partícula que interactúa débil-
mente. Estas partículas han sido postuladas como candidatas
a ser materia oscura.
wmap. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Satélite artificial
que obtuvo mediciones precisas de las fluctuaciones de la
radiación de fondo del Universo.
124
BIBLIOGRAFÍA
(Existe una gran cantidad de libros que versan sobre los temas
cosmológicos, pero muy pocos que tocan el tema de la materia y
la energía oscura, sobre todo en español. Los libros en español
que más recomiendo son los de la colección La Ciencia para
Todos, del Fondo de Cultura Económica. Además de ser muy
ilustradores y amenos, su precio es muy accesible.)
1. Los más relacionados con estos temas son:
Bravo, Silvia, Encuentro con una estrella (1987), fce (La Ciencia
para Todos núm. 38), México, 2001, 141 pp.
Flores Valdés, Jorge, La gran ilusión III. Las ondas gravitacionales
(1988), fce (La Ciencia para Todos núm. 41), México, 2003,
112 pp.
Hacyan, Shahen, Del mundo cuántico al Universo en expansión (1992)
fce (La Ciencia para Todos núm. 129), México, 2003, 108
pp.
———, El Descubrimiento del Universo (1986) fce (La Ciencia
para Todos núm. 6), México, 2003, 160 pp.
———, Los hoyos negros y la curvatura del espacio-tiempo (2003),
fce (La Ciencia para Todos núm. 50), México, 2003, 130 pp.
Moreno Corral, Marco Arturo, La morada cósmica del hombre
(1997), fce (La Ciencia para Todos núm. 155), México, 2003,
278 pp.
Peimbert, Manuel (comp.), Fronteras del Universo (2000), fce (La
Ciencia para Todos núm. 160), México, 2002, 179 pp.
125
Rodríguez, Luis Felipe, Un Universo en expansión (1986), fce (La
Ciencia para Todos núm. 1), México, 2003, 110 pp.
2. Libros interesantes en español de otras editoriales:
Poveda, Arcadio, y Herrera, Miguel Ángel, Materia Obscura en el
Universo, Conacyt (equipo Sirius), México, 1991.
Trefil, James S., El momento de la Creación, Salvat (Biblioteca cien-
tífica), Barcelona, 1986.
3. Algunos libros en inglés muy recomendables son:
Barrow, John D., The Book of Nothing, Pantheon, Nueva York, 2000.
Rees, Martin, Our Cosmic Habitat, Princeton University Press, Prin-
ceton, 2001.
Hawking, Stephen, The Universe in a Nutshell, Bantam, Nueva
York, 2001.
De éste ultimo existe una versión en español por
Hawking, Stephen, El Universo en una Cáscara de Nuez, Crítica/
Planeta, Barcelona, 2002.
Todos estos libros son para no especialistas y escritos en una
forma amena y clara.
126
ÍNDICE
Dedicatoria 7
Introducción 9
I. El modelo del big bang caliente 13
II. Historia térmica del Universo 20
III. Teoría general de la relatividad 30
IV. Inflación 48
V. Formación de estructura 60
VI. Materia oscura 69
VII. Materia oscura fría, caliente, tibia… 81
VIII. Energía oscura 88
IX. ¿Qué es la materia oscura? 94
X. Preguntas abiertas 108
Glosario 115
Bibliografía 125
127
Lámina 17. Resultado de una simulación numérica elaborada en el Gadget
Supercomputing Consortium usando computadoras del Computing Centre de
la Max-Planck Gesellschaft, Garching, Alemania. Más imágenes se encuentran
en la página http://www.mpa-garching.mpg.de/gadget/.
http://www.mpa-garching.mpg.de/gadget/
Lámina 18. Espectro Angular de Potencias obtenido por el satélite artificial wmap. Observen cómo se obtiene el máximo de la
intensidad del espectro para un momento multipolar más o menos l � 200. El valor de l para el máximo de intensidad depende
casi exclusivamente de la cantidad total de materia en el Universo. Éste es un indicio muy fuerte de que la densidad del Universo
es casi la densidad crítica. La línea continua es la línea teórica y se obtuvo con el modelo Lambda cdm. (nasa/wmap Science
Team.)
Lámina 19. Región del Universo donde pueden verse galaxias realmente muy
lejanas. Las galaxias más rojas son las más lejanas, su color se debe básica-
mente a su corrimiento al rojo. Actualmente se han visto galaxias que están a
más de 10000 millones de años luz de la Tierra. Es decir, vemos su imagen de
cómo se veían estas galaxias hace más de 10000 millones de años. (Página elec-
trónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 20. Estrategia para identificar supernovas del tipo Ia. En una noche
muy oscura, con un telescopio especial con apertura de 4 m, se observaba una
región muy amplia del Universo con decenas de miles de galaxias, y se obtuvo
una fotografía como la que aparece a la izquierda de la imagen. Al día siguien-
te se tomó otra fotografía del mismo lugar (derecha) y, con una computadora
con procesador digital de imágenes, se detectaron todos los cambios por
pequeños que fuesen respecto de la fotografía del día anterior hasta encontrar
una snIa. Al encontrarla, se siguió el objeto durante varios días con el telesco-
pio espacial Hubble para graficar su espectro de luminosidad diaria, obtenién-
dose un diagrama como el de la imagen. (Imagen tomada del artículo de
S. Perlmutter et al, publicado en Bull.Am.Astron.Soc. 29 (1997) 1351, o también
en http://www.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9812/9812473.pdf.)
http://www.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9812/9812473.pdf
Lámina 21. Sistema binario de una estrella compacta (punto rojo) con una estrella no compacta (bola azul). La estrella com-
pacta tiene un campo gravitatorio tan enorme que se traga materialmente a la estrella normal. Ésta es la representación del
sistema binario Centauros X-3. (Cortesía del doctor Dany Page, del IA-unam.)
Lámina 22. Dos supernovas del tipo Ia muy lejanas, junto a la galaxia que las
contiene. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 23. Contenido de materia del Universo, según las observaciones del
satélite artificial wmap. Como se aprecia, el Universo está hecho fundamental-
mente de materia y de energía oscuras: 73% de energía oscura, 23% de mate-
ria oscura y tan sólo 4% de átomos (materia bariónica). (nasa/wmap
Science Team.)
Lámina 1. El telescopio espacial Hubble, en órbita alrededor de la Tierra. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 2. El satélite artificial cobe (Cosmic Background Explorer), con el que se hizo por primera vez un mapa de la radia-
ción de fondo del Universo en 1992. (Página electrónica de la nasa.)
Lámina 3. Satélite artificial wmap, que obtuvo un mapa de alta resolución de la radiación de fondo del Universo en 2003.
(nasa/wmap Science Team.)
Lámina 4. Mapa de la radiación de fon-
do del Universo (arriba), obtenido por
el satélite artificial wmap en 2003. Las
regiones más rojas son más calientes, y
las más azules son más frías. Las dife-
rencias de temperatura mostradas aquí
son de cienmilésimo de grado Kelvin. El
mismo mapa (abajo), pero tomando en
cuenta sólo diferencias de temperatura
de hasta diezmilésimos de grado Kelvin.
Nótese la fuerte isotropía y homogenei-
dad del Universo. (nasa/wmap Science
Team.)
Lámina 5. Historia térmica del Universo. (nasa/wmap Science Team.)
Lámina 6. Nacimiento de estrellas en alguna galaxia. Este proceso es muy
común en galaxias. Las partes luminosas son estrellas que están naciendo.
(Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 7. Dos regiones con cantidades enormes de gas que, a su vez, contienen gran cantidad de estrellas que están naciendo en
ellas. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 8. Nacimiento de dos estrellas. Por lo regular las estrellas forman sis-
temas binarios, cuya formación podemos observar aquí. (Página electrónica
del Hubble Space Telescope.)
Lámina 9. Estrellas en formación. Antes de lograr el equilibrio, el gas de las estrellas entra en un proceso de formación que
dura varios miles de años. En ese proceso, la estrellaexpulsa gas y recolapsa hasta lograr el equilibrio gravitotérmico. Las
explosiones fueron descubiertas por el astrónomo mexicano Guillermo Haro y, en la actualidad, se conocen como “objetos
Herbig-Haro”, también llamados objetos HH. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 10. Explosión de supernova captada en 1992. La explosión lanza al espacio gran cantidad de material de la estrella, man-
dando así los elementos cocinados en su centro y convirtiéndolos en polvo interestelar, que después podrá ser captado por otra
estrella en formación. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)
Lámina 11. Campo magnético de una estrella de neutrones y sus emisiones. La estrella de neutrones emite pulsos debido a su
campo magnético y a su intensa rotación sobre su eje. En la actualidad ya se conocen cientos de estas estrellas. (Cortesía del
doctor Dany Page, del IA-unam.)
Lámina 12. Rayos X captados en la constelación de Sagitario, en donde se
encuentra el centro de nuestra galaxia: la Vía Láctea. Rayos X de gran intensi-
dad, como los aquí observados, son indicios muy fuertes de la existencia de un
hoyo negro. El hoyo negro es tan denso que traga todo lo que pasa cerca de él.
La materia que está entrando, llamada disco de acreción, lo hace a velocida-
des extraordinarias, causando una enorme fricción en el gas. El gas se calien-
ta tanto que emite radiación en frecuencias muy altas en la región de rayos
X. (Fotografía tomada de la página del Chandra X Ray Observatory, nasa/
cxc/sao.)
Lámina 13. Existen fuertes indicios de que los centros de muchas galaxias con-
tienen hoyos negros supermasivos, cuya masa es proporcional al tamaño de
la galaxia que los contiene. Aquí se comparan varias galaxias: en la columna
del lado izquierdo se muestran algunas, cuyos nombres aparecen en la parte
superior izquierda; en la columna de la derecha aparecen sus discos de acre-
ción (de color rojo), en cuyo centro se encuentra el hoyo negro. A la de-
recha, las esferas dibujadas representan el tamaño del horizonte del hoyo negro
correspondiente, que con seguridad causa el disco de acreción. El tamaño de
la masa de cada hoyo negro se indica arriba de cada esfera. El horizonte más
grande abarca más que toda la fotografía. La distancia marcada abajo muestra,
en forma comparativa, el diámetro de la órbita de la Tierra. (Página electróni-
ca del Hubble Space Telescope.)
Lámina 14. Estrella en formación con nebulosa plane-
taria. Las estrellas no logran captar todo el polvo circun-
dante; parte de este polvo queda atrapado en el campo
gravitatorio de la estrella. A su vez, el polvo se colapsa
debido a su campo gravitacional, formando sistemas plane-
tarios que giran alrededor de la estrella. (Página electróni-
ca del Hubble Space Telescope.)
Lámina 15. Discos planetarios formándose alrededor de
estrellas que, a su vez, están en formación. Estos discos
planetarios han sido captados ya muchas veces por el te-
lescopio Hubble, por lo que se infiere que la existencia
de planetas como los del Sistema Solar es muy común en
el Universo. (Página electrónica del Hubble Space Tele-
scope.)
Lámina 16. Formación de cuatro imágenes de una galaxia detrás del punto amarillo, debido a la formación de un lente gra-
vitacional causado por otra galaxia, que en la imagen es el punto amarillo. Estas lentes gravitacionales se forman porque la luz
que pasa cerca de un campo gravitacional no viaja en línea recta, sino que es curvada por la modificación que ejerce la presen-
cia de la galaxia a la geometría del espacio-tiempo, como lo predice la teoría general de la relatividad de Einstein. (Página elec-
trónica del Hubble Space Telescope.)
SECRETARÍA DE EDUCACIÓN PÚBLICA
FONDO DE CULTURA ECONÓMICA
CONSEJO NACIONAL DE CIENCIA Y TECNOLOGÍA
La rapidez del avance científico y tecnoló-
gico ha sido considerable en los últimos
años. Actualmente, una computadora per-
mite resolver aquello que, hace tiempo,
hubiera exigido grandes estructuras y sig-
nificado costos muy altos. Así, los instru-
mentos de observación científica se vuel-
ven cada vez más refinados y precisos:
gracias a los satélites artificiales, por ejem-
plo, la observación del Universo se ha convertido, día tras día, en
una ciencia de la que es posible obtener datos cada vez más exac-
tos que nos ayudan a entender nuestro entorno. 
Uno de los descubrimientos más asombrosos reve-
la que más de 96% de la materia del cosmos es
desconocida para el hombre. La materia
de la que el ser humano está constitui-
do, así como la de la Tierra, el Sol y las
estrellas, representa únicamente 4% de la
materia del Universo. Entonces ¿de qué está
hecho el resto del cosmos?
El presente libro pretende despertar la cu-
riosidad del lector al hablar de algo invisible
que, sin embargo, tiene un poder infalible sobre
su medio: la materia oscura y la energía oscura,
componentes mayoritarias y auténticas sustancias
del Universo en el que habitamos.
Tonatiuh Matos Chassin nació en la ciudad de
México; obtuvo su doctorado en la Friedrich
Schiller Universität-Jena, Alemania. Ha sido profe-
sor en la Universidad Autónoma Metropolitana y en
el Instituto de Física y Matemáticas de la Universi-
dad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo, así como
profesor invitado en universidades aus-
triacas. Actualmente es investigador
del Centro de Investigación y de
Estudios Avanzados del IPN.
	¿De qué está hecho el universo? Materia oscura y energía oscura
	Página Legal
	Índice
	Introducción
	I. El modelo del big bang caliente
	II. Historia térmica del Universo
	III. Teoría general de la relatividad
	IV. Inflación
	V. Formación de estructura
	VI. Materia oscura
	VII. Materia oscura fría, caliente, tibia…
	VIII. Energía oscura
	IX. ¿Qué es la materia oscura?
	X. Preguntas abiertas
	Glosario
	Bibliografía