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La edad del Universo por la constante de Hubble

 

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La expansión del Universo
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La edad del Universo por la constante de Hubble
La edad del Universo por sus constituyentes
La aceleración de la expansión y la energía oscura

La materia oscura
La materia oscura en las galaxias
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La microlente gravitacional
La naturaleza de la materia oscura exótica
Los detectores de materia oscura exótica

El futuro del Universo
El futuro de las estrellas, galaxias y cúmulos
La evaporación de los agujeros negros
La desaparición de la materia
La posibilidad de un Big Crunch

 

 

 

 

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El campo ultra profundo de Hubble, una imagen de una pequeña porción del cielo en la constelación Fornax (el horno), tomada por el telescopio espacial Hubble del del 3 de septiembre de 2003 al 16 de julio de 2004. Se eligió la porción de cielo, ya que posee pocas estrellas brillantes cercanas. Crédito: NASA and the European Space Agency.

 

La edad del Universo por la constante de Hubble

La constante de Hubble (Ho), el factor de proporcionalidad entre velocidad de recesión y distancia de las galaxias, es uno de los parámetros fundamentales del Universo y permite, en particular, determinar la edad del Universo como vamos a verlo.

Una búsqueda larga

Las primeras estimaciones de la constante vinieron con el descubrimiento de la expansión misma. Edwin Hubble calculó entonces un valor de 500 kilómetros por segundo y por megapársec (el megapársec es la unidad de distancia utilizada generalmente en astrofísica extragaláctica y vale 3,26 millones de años-luz). Este valor era demasiado elevado, porque Hubble ignoraba que existían dos tipos de cefeidas de luminosidades diferentes. Mezclando los dos tipos, cometía un error que sobreestimaba el Ho. Esto fue reparado en los años cincuenta por el alemán Walter Baade que dividió la constante por dos.

Un poco más tarde, el Americano Allan Sandage, un antiguo estudiante de Hubble, actualizó otro problema. Algunos de los objetos brillantes que Hubble había tomado por estrellas luminosas en galaxias lejanas se revelaron de hecho ser cúmulos o regiones HII. La constante fue de nuevo modificada para alcanzar un valor de 75. Después de algunas últimas reordenaciones, finalmente se fijó un valor ligeramente superior a 50 kilómetros por segundo y por megapársec, diez veces más pequeño que la estimación de Hubble.

Este valor bastante bajo fue aceptado hasta 1976, cuando otro astrónomo americano, Gérard de Vaucouleurs, combatió el problema utilizando una variedad más grande de indicadores de distancia. Llegó a un valor próximo a 100 kilómetros por segundo y por megapársec, prácticamente dos veces superior a la de Sandage. Después de esta fecha, dos escuelas se enfrentaron, acumulando observaciones sobre observaciones sin posibilidad de decidirse.

Las medidas recientes

Gracias a su capacidad de ver detalles muy finos, el telescopio espacial se halla en situación de observar cefeidas en galaxias lejanas donde sus colegas terrestres no pueden ya distinguir las estrellas. Una de las primeras misiones del telescopio espacial fue, pues, determinar el Ho. Se reunió un equipo internacional que observó 18 galaxias en un período de ocho años y descubrió cerca de 800 cefeidas. Este equipo publicó sus resultados en 1999 y anunció su medida de la constante de Hubble: 70 kilómetros por segundo y por megapársec, al 10 por ciento aproximadamente. Dos años más tarde, el valor fue ligeramente refinado para alcanzar 72 kilómetros por segundo y por megapársec.

La determinación más reciente y más precisa de la constante de Hubble se basa en un método completamente diferente. El satélite WMAP fue lanzado en 2001 para tomar medidas muy precisas de la radiación fósil, una radiación que data de algunos centenares de millares de años después del Big bang. La intensidad de esta radiación varía muy ligeramente en diferentes direcciones del cielo. Estas fluctuaciones dependen de varios parámetros, en particular de la velocidad de expansión del Universo. Las medidas extremadamente precisas de WMAP han permitido, pues, calcular un nuevo valor de Ho: 71 kilómetros por segundo y por megapársec, al 5 por ciento aproximadamente.

 

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La radiación fósil medida por el satélite WMAP en 2003. Las zonas de diferentes colores son fluctuaciones insignificantes de la temperatura de la radiación en diferentes direcciones del cielo. Estas fluctuaciones son el resultado de variaciones en la densidad del Universo primitivo. Un análisis profundizado de estas fluctuaciones permitió determinar con una gran precisión el valor de la constante de Hubble y la edad del Universo. Crédito: NASA/WMAP

La edad del Universo

Una vez conocido el valor de la constante de Hubble, podemos utilizarlo para estimar la edad del Universo. Imagine que observa a lo lejos un coche que se aleja y que sea capaz de medir su velocidad y su distancia, digamos 60 kilómetros a la hora y una distancia de un kilómetro. Suponiendo que el coche ha rodado a una velocidad constante, puede calcular que circula desde hace 1 minuto.

La situación es la misma para una galaxia lejana. Si podemos medir a la vez su distancia y velocidad, podemos determinar desde cuánto tiempo se aleja de nosotros. Basta de hecho con dividir la distancia de la galaxia por su velocidad de recesión. Según la ley de Hubble, este valor es simplemente lo inverso de Ho. Así, por ejemplo, cuanto más grande es la constante de Hubble, más joven es el Universo.

El cálculo precedente es correcto sólo si la velocidad de expansión es constante. Repitiendo el ejemplo precedente, si el coche que se aleja se aceleró constantemente, su velocidad media sobre el trayecto es más pequeña que su velocidad actual, y la duración real del trayecto es más larga. Lo mismo, si el Universo aceleró o disminuyó la velocidad en el momento de su expansión, las estimaciones deben tomar en consideración una corrección.

Tomando en consideración esta corrección y las medidas más recientes del satélite WMAP, la edad del Universo está estimada en 13,75 mil millones de años con un margen de error de 0,1 mil millones.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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