El modelo cosmol¶ogico actual 1 Introducci¶on

Transcripción

El modelo cosmol¶
ogico actual
H¶
ector Vucetich1
Facultad de Ciencias Astron¶
omicas y Geof¶³sicas
Universidad Nacional de La Plata
La Plata, Argentina
(Recebido: 21 de setembro de 2001)
Resumen: El modelo cosmol¶ogico standard depende de un peque~no n¶umero de par¶ametros
que deben determinarse a trav¶es de la observaci¶
on. En los u
¶ltimos a~
nos se han realizado
importantes progresos en su determinaci¶
on y, por consiguiente, en la contrastaci¶
on de teor¶³a
con experimento. Discutimos brevemente algunos de los principales resultados obtenidos en
los u
¶ltimos a~
nos.
Palabras-clave: modelos cosmol¶ogicos, modelo standard
Resumo: O modelo cosmol¶ogico standard depende de um n¶umero pequeno de parâmetros que
devem ser determinados atrav¶es de observa»c~
oes. Nos u
¶ltimos anos, foram feitos progressos
importantes na sua determina»c~
ao e, em conseqÄ
uência, na compara»c~
ao entre a teoria e o
experimento. Discutimos, brevemente, alguns dos principais resultados obtidos nos u
¶ltimos
anos.
Palavras-chave: modelos cosmol¶ogicos, modelo padr~ao
1
Introducci¶
on
El modelo cosmol¶
ogico standard, conocido popularmente como \el Big Bang"
(la Gran Explosi¶
on), est¶
a basado sobre unas pocas hip¶otesis sencillas, que se pueden
enunciar en forma cualitativa:
1. El principio galileano: Las leyes de la f¶³sica son (y han sido) las mismas en
todo el Universo. Este principio tiene car¶acter metodol¶ogico: si las leyes de la
1
Investigador Principal, CONICET, Argentina
114
Revista Ciências Exatas e Naturais, Vol. 3, no 2, Jul/Dez 2001
f¶³sica fueran diferentes en diferentes galaxias, no podr¶³amos inferir lo que en
ellas ocurre. En particular, la teor¶³a de la gravitaci¶on que debe usarse para
describir el Universo es la Relatividad General.
2. El principio copernicano: El Universo es homog¶eneo e is¶otropo. Este
principio tambi¶en tiene un origen metodol¶ogico: a¯rma que la estructura
geom¶etrica del Universo es la de un espacio sim¶etrico.
Los principios (1) y (2) suelen agruparse tambi¶en en un u
¶nico enunciado llamado el principio cosmol¶
ogico. Los universos que los satisfacen se llaman
universos de Robertson-Walker .
3. La expansi¶
on de Hubble: Todos los puntos del Universo (y las galaxias que
est¶an \ancladas" a ellos) se alejan entre s¶³ con velocidades proporcionales a las
distancias que los separan:
v = H0 r
(1)
En esta forma, la ley es v¶
alida para \distancias peque~
nas": v ¿ c.
4. El fondo c¶
osmico de radiaci¶
on: El Universo est¶a ba~
nado por un d¶ebil mar
de radiaci¶
on, cuyas propiedades son las de la radiaci¶on de un cuerpo negro a
una temperatura de aproximadamente 3K.
5. In°aci¶
on: Durante su infancia, el Universo tuvo una etapa de crecimiento
exponencial. Este u
¶ltimo principio es un prejuicio te¶orico, pero que puede ser
contrastado con la experiencia.
Este sencillo conjunto de principios permite describir el Universo en forma casi
u
¶nica y, lo que es m¶
as importante, contrastar la teor¶³a con la observaci¶on.
En los u
¶ltimos a~
nos se han realizado grandes progresos en ese sentido: se han
realizado medidas de buena calidad de los par¶ametros cosmol¶ogicos a trav¶es del
examen de la ley de Hubble y del fondo c¶osmico de radiaci¶on.
2
Universos de Robertson-Walker
El principio cosmol¶
ogico conduce a tratar con universos de Robertson-Walker,
caracterizados por la m¶etrica:
ds2 = c2 dt2 ¡ a(t)[dÂ2 + sin2k Â(dµ2 + sin2 µdÁ2 )]
(2)
dP = a(t)Â
(3)
La cantidad a(t) se llama (impropiamente) el \radio del Universo" y se mide
en cent¶³metros. Adem¶
as Â es la \distancia angular", tal que la distancia propia
(distancia f¶³sica) entre el origen y otro punto vale:
H¶ector Vucetich
Finalmente:
115
8
>
< sin Â
se k = 1
sink Â =
Â
se k = 0
>
: sinh Â se k = ¡1
(4)
en donde k es el \¶³ndice de curvatura" del espacio.
Las ecuaciones de Einstein toman la forma:
µ ¶
a_
kc2
8¼G
+ 2 =
²
a
a
3c2
(5)
a
Ä
4¼G
= ¡ 2 (² + 3p)
(6)
a
3c
en donde ² es la densidad total de energ¶³a. Adem¶as, como consecuencia de las
anteriores, vale la condici¶
on de adiabaticidad:
3
a_
²_
=¡
a
²+p
(7)
p = w² = w½c2
(8)
3
y ¯nalmente, es necesario especi¯car la ecuaci¶on de estado del sistema p = p(²). Por
lo general, ¶estas tienen una estructura sencilla:
en donde el par¶
ametro w caracteriza la ecuaci¶on de estado:
8
>
< 0
Materia no relativista
w=
1=3 Radiaci¶on
>
: ¡1 Constante cosmol¶
ogica
(9)
En los u
¶ltimos a~
nos se ha tratado a w como un par¶ametro libre que caracteriza
una forma de materia desconocida en la tierra y que (por analog¶³a con Arist¶oteles)
se suele llamar la \quintaesencia".
Es conveniente introducir una forma adimensional de las ecuaciones anteriores.
Sea a0 el radio del Universo actual; desconocemos su valor, pero podemos adimensionalizar todas las ecuaciones us¶
andolo. Sea R(t):
a(t) = a0 R(t)
el \factor de escala" y tambi¶en:
a_
a
la \constante de Hubble". Llamemos \densidad cr¶³tica" a la cantidad:
H0 =
½0 =
3H02
8¼G
(10)
(11)
(12)
116
introduzcamos las \densidades adimensionales":
8¼G ½
-0 =
3 H02
-¤ =
1 ¤
3 H02
-k = ¡
y el \tiempo adimensional":
(13)
(14)
kc2
a20 H02
(15)
¿ = H0 t
(16)
la ecuaci¶on de Einstein (llamada en este caso, de Friedmann-Lema^³tre)se escribe:
µ 0 ¶2
R
R
=
-k
-0
+
+ -¤
R2 R3
(17)
Obviamente, se satisfacen las condiciones:
R(¿0 ) = 1
(18)
-k + -0 + -¤ = 1
(20)
R0 (¿0 ) = 1
(19)
La ecuaci¶
on (17) es la de una part¶³cula de energ¶³a -k que se mueve en el potencial
efectivo:
-0
Vef = ¡
¡ -¤ R2
(21)
R
que se muestra en la ¯gura 1.
1
0.5
0
f
-0.5
-1
-1.5
-2
-2.5
-3
0
0.5
1
R
1.5
2
Figura 1. Potencial efectivo para la ecuaci¶
on de Friedmann-Lema^³tre.
H¶ector Vucetich
117
El comportamiento del Universo queda determinado por los valores de los par¶ametros de densidad -¤ y -0 . La ¯gura 2 muestra los distintos tipos de comportamiento,
en el plano (-0 ; -¤ ). En particular,
² El Universo es abierto o cerrado, dependiendo del signo de -K = 1 ¡ -0 ¡ -¤ .
² El Universo se expande para siempre si el valor de -¤ es menor que el indicado
en la ¯gura; en particular si -¤ < 0.
² El Universo se acelera (desacelera) por encima de la recta q0 = 0, en donde
es el par¶
ametro de deceleraci¶
on.
q0 = ¡
Ä
R
H02
(22)
² No hay \big bang" en la regi¶
on superior izquierda del diagrama.
2
Sin BB
1.5
1
Acelerado
ΩΛ
Cerrado
0.5
Desacelerado
Abierto
Expande
0
Colapsa
-0.5
-1
0
0.5
1
1.5
Ω0
2
2.5
3
Figura 2. Comportamientos posibles del Universo.
En las etapas primitivas del Universo, la radiaci¶on jug¶o un papel importante.
En forma an¶
aloga a las ecuaciones (13), (14) y (15), podemos de¯nir:
-R =
8¼G ²R
3c2 H02
(23)
8¼G ½B
3 H02
(24)
Un u
¶ltimo ingrediente del modelo standard es la densidad de bariones (o, lo que
es lo mismo, de \materia normal"), para la que podemos introducir otro par¶ametro:
-B =
118
3
Historia t¶
ermica del Universo
La mayor cantidad de datos observacionales podemos deducirla de los principales
episodios de la historia t¶ermica del Universo. Los m¶as relevantes para este ¯n son
el periodo in°acionario, los tres primeros minutos y la adolescencia del Universo.
3.1
El periodo in°acionario
Durante este periodo, el Universo se expandi¶o exponencialmente, en forma acelerada:
R(t) » eHef t
(25)
en donde Hef , la tasa de in°aci¶
on, depende de los detalles del modelo. Por lo
general, la in°aci¶
on est¶
a originada en un campo escalar, el in°at¶on, cuyo tensor
energ¶³a momento T¹º representa una presi¶on negativa.
Como consecuencia de la expansi¶
on exponencial, toda forma de materia con
w < ¡1 desapareci¶
o, dejando un Universo vac¶³o ² = 0, plano -K = 0 y grande. Las
°uctuaciones cu¶
anticas (energ¶³a de punto cero) del in°at¶on, con un espectro de ruido
blanco, independiente de la escala, originaron las semillas de galaxias posteriores.
Hay, pues, dos predicciones ¯rmes del modelo:
-K = 0
(26)
n=1
(27)
en donde n parametriza el espectro de °uctuaciones de la materia para muy grandes
k en la forma P (k) = Ckn .
3.2
La nucleos¶³ntesis primordial
La formaci¶
on de n¶
ucleos livianos durante los tres primeros minutos es uno de los
fen¶omenos m¶
as conocidos. En particular, la producci¶on de Helio puede entenderse
con sencillez en forma anal¶³tica [1] mientras que el c¶alculo de la producci¶on de otros
elementos requiere m¶etodos num¶ericos so¯sticados [2, 3].
La predicci¶
on m¶
as importante del modelo es la abundancia de bariones, ya que
las abundancias de los nucleidos individuales dependen fuertamente de la misma:
0:006 · -b h2 · 0:016
(28)
donde el rango corresponde a un nivel de con¯anza de 95% [2]. Otro resultado, que
tiene s¶olo importancia hist¶
orica, es el n¶
umero de neutrinos livianos:
2:0 · Nº · 4:1
nuevamente al nivel de con¯anza de 95%.
H¶ector Vucetich
3.3
119
El espectro de °uctuaciones
Durante la adolescencia del Universo (mientras estuvo dominado por la radiaci¶on) ocurrieron una gran cantidad de fen¶omenos interesant¶³simos, que dejaron
su marca como la estructura a gran escala.
Las °uctuaciones (tal vez originadas por la in°aci¶on) tienen originalmente una
escala l » 1=k mucho mayor que el horizonte de part¶³culas dh = a´ y por lo tanto su
amplitud se mantiene constante. Cuando las °uctuaciones \entran en el horizonte"
l » dh comienzan a sentir fen¶
omenos f¶³sicos que las alteran:
Era radiativa: La amplitud de las °uctuaciones se mantiene constante hasta el
momento de equilibrio, en el que las densidades de radiaci¶on y materia se
hicieron iguales:
-R
Req =
= 4:21 £ 10¡5 =-0
(29)
-0
zeq = 2:37 £ 104 -0
(30)
Era opaca: Cuando la materia pas¶
o a dominar la radiaci¶on, la materia oscura
comenz¶
o a caer bajo la acci¶
on de su propio peso, formando pozos de potencial
cada vez m¶
as profundos. Por otra parte, la materia bari¶onica, fuertementa
acoplada con la radiaci¶
on, oscilaba en dichos pozos de potencial. La combinaci¶on de corrimiento al rojo gravitacional (efecto Sachs-Wolfe), efecto DÄoppler
por oscilaci¶
on y difusi¶
on en un Universo en expansi¶on imprimi¶o sobre el fondo
c¶osmico de radiaci¶
on °uctuaciones de estructura compleja a distintas escalas
[4].
Era material: Al combinarse electrones con n¶
ucleos, el Universo se hizo transparente y la radiaci¶
on pudo viajar libremente. La materia bari¶onica comenz¶o
a caer hacia la materia oscura, formando al ¯n galaxias. Las estructuras a
peque~
na escala est¶
an por lo general altamente virializadas, pero las estructuras
a gran escala (c¶
umulos y superc¶
umulos de galaxias) conservan todav¶³a mucha
informaci¶
on sobre las °uctuaciones primordiales [5].
4
Las cantidades observables
Los par¶
ametros introducidos en la secci¶on 2 est¶an conectados con cantidades
observables en forma m¶
as o menos directa.
4.1
La edad del Universo
La edad del Universo puede medirse usando nucleocosmocron¶ometros y/o la
edad de objetos antiguos, tales como los c¶
umulos globulares:
T0 H0 =
Z 1
0
R
q
-k
R2
dR
+
-0
R3
+ -¤
(31)
120
El m¶etodo de los nucleocosmocron¶
ometros es el m¶as sencillo: las fracciones observadas de los act¶³nidos radiactivos dependen tanto de sus probabilidades relativas
de producci¶
on como de su edad, porque tienen distintas vidas medias. Esto permite
estimar la edad de la Galaxia y con ella la del Universo [6, 7].
La edad de los c¶
umulos globulares se estima, por otra parte, midiendo el brillo de
las estrellas m¶
as antiguas de la secuencia principal, cuyas edades pueden calcularse a
partir de la teor¶³a. La estimaci¶
on de la luminosidad absoluta de esas estrellas no s¶olo
depende de una fotometr¶³a precisa sino tambi¶en del conocimiento de las distancias
a ellos. Las contribuciones astrom¶etricas del sat¶elite Hipparcos [8] y la fotometr¶³a
del Hubble han permitido establecer las edades de los c¶
umulos globulares con buena
certeza [9, 10].
4.2
El corrimiento al rojo
El corrimiento al rojo puede expresarse sencillamente como:
1+z = ³ =
1
R
(32)
en donde R(t) es el factor de escala en el momento de la emisi¶on. Puesto que z es un
observable muy directo, es conveniente usarlo como variable independiente en lugar
del tiempo.
El corrimiento al rojo es un indicador de la distancia, a trav¶es de la generalizaci¶on
de la ecuaci¶
on 1. El valor de H0 , sin embargo, no est¶a bien determinado y ha
resultado ser una de las cantidades m¶as dif¶³ciles de medir. Por ello, es costumbre
de¯nir:
H0 = 100 km=s=Mpc h
(33)
y parametrizar las cantidades cuyo valor depende de la constante de Hubble a trav¶es
de h.
4.3
Luminosidades y di¶
ametros
Cantidades directamente observables son las luminosidades2 l y los di¶ametros
aparentes ±µ de objetos lejanos. Es costumbre de¯nir las distancias de luminosidad
dL y de di¶ametro aparente dA con las ecuaciones:
D
(34)
±µ
p
L
dL =
(35)
4¼l
en donde D es el di¶
ametro f¶³sico del objeto y L su luminosidad absoluta. En
geometr¶³a eucl¶³dea las dos distancias coinciden con la distancia f¶³sica dP , pero esto
dA =
Los astr¶
onomos expresan las luminosidades en magnitudes, cuya de¯nici¶
on puede verse en
cualquier texto [11].
2
H¶ector Vucetich
121
no es as¶³ en un Universo curvo y en expansi¶on. Por el contrario, valen las relaciones:
dA = (1 + z)
c
sink Â
H0
dL = (1 + z)¡1
(36)
c
sink Â
H0
(37)
Para usar estas de¯niciones, por supuesto, es necesario contar con \l¶amparas
patrones" y \metros patrones" cosmol¶ogicos.
Las supernovas tipo Ia, cuyo espectro carece de l¶³neas de hidr¶ogeno, son excelentes l¶amparas standard [12], especialmente si se corrige el brillo en el m¶aximo por
una correlaci¶
on emp¶³rica con el tiempo de decaimiento. Las observaciones del
Hubble han permitido medir la distancia a supernovas cercanas y calibrar de ese
modo su luminosidad absoluta. A menos de errores sistem¶aticos, el resultado corresponde a un error relativo
¢d
· 0:05
d
La ¯gura 3 muestra la luminosidad de SN Ia en funci¶on de z (Diagrama de
Hubble). El grupo de supernovas a peque~
no z permite determinar H0 con gran
precisi¶on, mientras que las restantes tienen informaci¶on sobre la geometr¶³a.
26
24
22
m
20
18
SCP
CT
HzSl
HzSh
Ω0 = 0.3
Ω0 = 0.0
Ω0 = 1.0
16
14
12
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
z
Figura 3. Diagrama de Hubble para supernovas modernas.
4.4
Distribuci¶
on de materia
La distribuci¶
on actual de materia (estructura en gran escala) depende de la
densidad total del Universo -, de la densidad de materia oscura -0 y, en menor
122
medida, de la densidad bari¶
onica -B . La cantidad medible m¶as interesante es la
funci¶on de correlaci¶
on galaxia-galaxia:
»gg (r) =
µ
r
r0
¶¡°
(38)
r0 = 5:4 § 1 Mpc° = 1:77 § 0:05
(39)
»(r) = b»gg (r)
(40)
Sin embargo, la existencia de materia oscura sugiere que la funci¶on de correlaci¶on
38 no describe correctamente la distribuci¶on de masa. Para corregirla, se introduce
el factor de sesgo b en la forma:
La cantidad ¾8 , la °uctuaci¶
on media cuadr¶atica del contraste de densidad ¢½=½
en una esfera de 8=h Mpc puede, en principio, medirse contando galaxias en un
volumen dado, est¶
a conectada con la funci¶on de correlaci¶on:
¾8 =
4.5
ZZ
V8
µ
dV1 dV2
r0
»(r) = 1:35
V V
r8
¶0:9
(41)
El fondo c¶
osmico de radiaci¶
on
Las °uctuaciones de temperatura del fondo c¶osmico de radiaci¶on es otra de las
cantidades observables:
X
¢T
(µ; Á) =
a(l; m)Ylm (µ; Á)
T
l;m
y el espectro de potencia:
Pl =
2l + 1
Cl
4¼
Cl = hj al;m j2 i
est¶a ligado directamente con la funci¶
on de correlaci¶on:
C(µ) =
X 2l + 1
l
4¼
Cl Pl (cos µ)
(42)
(43)
(44)
(45)
El espectro de las °uctuaciones muestra una estructura compleja, que se origina
en la interacci¶
on entre radiaci¶
on, materia oscura y materia bari¶onica, en el momento
de la recombinaci¶
on (z » 1200):
1. Las grandes longitudes de onda (l · 10), corresponden a °uctuaciones cuyo
tama~
no era mayor que el horizonte en el momento de la recombinaci¶on. La amplitud es constante, re°ejando el espectro de Harrison-Zeldovich, caracter¶³stico
de un Universo in°acionario.
H¶ector Vucetich
123
2. Para longitudes de onda intermedias 100 · l · 1000), aparece un n¶
umero
variable de picos. Estas °uctuaciones re°ejan el comportamiento del °uido de
acoplado de bariones y radiaci¶
on, que durante la ¶epoca dominada por la materia oscila en los pozos de potencial creados por la materia oscura. La posici¶on
del primer pico corresponde a la escala de °uctuaciones que subtend¶³an el
horizonte en la ¶epoca de la recombinaci¶on, y puede demostrarse que:
p
lpico ' 220= 1 ¡ -k
(46)
Su amplitud, por otra parte, es sensible a la composici¶on del plasma, es decir,
los valores de -0 ; -B ; -¤ y adem¶as H0 .
3. Longitudes de onda menores se amortiguan por difusi¶on de fotones, cuyo
camino libre medio en el plasma es de ese orden de magnitud.
La ¯gura 4 [13] muestra un conjunto de datos obtenidos por medici¶on del espectro
del fondo c¶osmico de radiaci¶
on a distintas escalas angulares ¢µ, en funci¶on del ¶³ndice
del polinomio de Legendre:
¼
l»
¢µ
Los datos con l · 50 corresponden a escalas mucho mayores que el horizonte de
part¶³culas cuando la recombinaci¶
on y muestran un espectro de Harrison-Zel'dovich
n » 0. Las escalas l > 100 muestran la compleja estructura desarrollada por las
primeras etapas de formaci¶
on de estructura.
6000
5000
∆T (µ K
4000
3000
2000
1000
0
-1000
0
200
400
600
800
1000
1200
leff
Figura 4. Datos observacionales del espectro CMB.
1400
124
4.6
Las abundancias primordiales
Las abundancias relativas de los nucle¶³dos primordiales (2 D, 3 He, 4 He y 7 Li)
dependen esencialmente de un u
¶nico par¶ametro cosmol¶ogico: la abundancia c¶osmica
de bariones -B . La cantidad que se determina habitualmente es -B h2 .
5
Resultados
La tabla 1 muestra algunos de los resultados observacionales obtenidos en los
u
¶ltimos a~
nos.
Tipo
H0
H0
H0
T0
T0
T0
-0
-0
-0
-0
-0 + -¤
0:8-0 ¡ 0:6-¤
-0 + 0:2-¤
Dato
60 § 10
71 § 7.6
66.3§ 5.2
14.0§ 2.0
13.8§ 1.0
14.0§ 4.0
0.3 § 0.1
0.17§0.07
0.26§0.06
0.25§ 0.1
1.05§ 0.2
-0.2 § 0.1
0.46§0.10
Ref.
[12]
[10]
[14]
[6]
[9]
[15]
[16]
[17, 18, 19]
[20, 21, 22]
[23]
[24, 25]
[21]
[27]
Tabla 1. Algunos datos observacionales modernos.
La tabla 2 muestra algunos resultados t¶³picos que pueden obtenerse con estos
datos observacionales, usando un ajuste lineal.
Inc¶
ognita
h0
-0
-¤
T0
n
Valor
0.67 §0.02
0.25 §0.02
0.76 §0.06
13.80§0.36
1.0 § 0.1
Dim
y ¡1
Tabla 2. Resultados de un ajuste t¶³pico.
La ¯gura 5 muestra c¶
omo contribuyen los distintos datos experimentales para
dar este resultado: el conjunto que existe actualmente es redundante.
H¶ector Vucetich
125
1
CMB
SNIa
LSS
Planos
No Acel
0.8
0.6
ΩΛ
0.4
0.2
00
0.2
0.4
Ω0
0.6
0.8
1
Figura 5. Esquema de redundancia de un ajuste t¶³pico.
1
0.8
0.6
ΩΛ
0.4
0.2
0
0
0.2
0.4
Ω0
0.6
0.8
1
Figura 6. Ajuste t¶³pico con datos de SN Ia y CMB.
La ¯gura 6 muestra un ajuste t¶³pico, usando datos de SN Ia y CMB [28]. Se
observa claramente que la regi¶
on de con¯anza del 68% implica tanto un universo
in°acionario -T = 1 como un Universo acelerado q0 < 0.
Un examen m¶
as general de la \quintaesencia" muestra que el conjunto de datos
observacionales sugiere w = ¡1 (la constante cosmol¶ogica) como el valor preferido
de la ecuaci¶
on de estado [29]. (V¶ease tambi¶en [28, 30]).
126
6
Advertencias
Los resultados que hemos expuesto muestran una admirable consistencia. Sin
embargo, es necesario tomar en cuenta varios factores importantes antes de sacar
conclusiones de¯nitivas:
² Los resultados basados sobre Supernovas Ia est¶an calibrados sobre la base de
eventos locales: explosiones cercanas y recientes. Las supernovas lejanas z » 1
corresponden a eventos en regiones con una metalicidad menor a la actual y
eso podr¶³a alterar la estimaci¶
on de distancias cosmol¶ogicas [31].
² El modelo cosmol¶
ogico standard est¶a basado sobre la Relatividad General como
teor¶³a de la gravitaci¶
on. El uso de una teor¶³a tipo Brans-Dicke (que origina una
constante de gravitaci¶
on variable) altera profundamente la evoluci¶on estelar y
altera la escala de distancias [32].
² Las medidas de las anisotrop¶³as del FCR son todav¶³a preliminares. La conclusi¶on -T = 1, basada sobre estos resultados, es a¶
un preliminar.
² Las estimaciones din¶
amicas de -0 se basan sobre peque~
nos apartamientos de la
homogeneidad del Universo. La existencia hoy de un grado de inhomogeneidad
importante introduce muchas di¯cultades en el an¶alisis.
7
Conclusiones
Los resultados observacionales de los u
¶ltimos a~
nos han cambiado un poco nuestra
imagen del Universo: muestran que vivimos en un Universo acelerado, in°acionario,
dominado por misteriosas constante cosmol¶ogica y materia oscura. Esto plantea
varios grandes problemas te¶
oricos:
1. >De qu¶e est¶
a hecha la materia oscura fr¶³a? En el zool¶ogico actual de la f¶³sica
de part¶³culas elementales, existen muchos candidatos a formar parte de la
materia oscura fr¶³a, pero ninguno ha sido detectado observacionalmente. El
axi¶on invisible, compa~
neros supersim¶etricos de part¶³culas (fotinos, neutralinos,
etc.), neutrinos supermasivos, han sido convocados sin ¶exito para explicarlo.
2. El valor de la constante cosmol¶ogica sigue siendo un problema te¶orico sin
soluci¶on. Es muy f¶
acil producir una constante cosmol¶ogica: las °uctuaciones
de vac¶³o de cualquier campo cu¶
antico provee la materia prima, pero el valor
predicho
(T )
(O)
-¤ » 10120 -¤
(47)
origina la discrepancia entre teor¶³a y experimento m¶as espectacular de toda la
ciencia. Por otra parte, es tambi¶en f¶acil originar una constante cosmol¶ogica
nula: una simetr¶³a adecuada (tal como la supersimetr¶³a) lo garantiza. Lo que
no ha sido posible hasta el momento es generar una constante cosmol¶ogica
peque~
na pero no nula, compatible con el Universo en que vivimos.
H¶ector Vucetich
127
3. La quintaesencia parece algo m¶
as comprensible en t¶ermino de campos escalares;
pero >cu¶
ales son esos campos y c¶omo se los trata cu¶anticamente? >Tienen algo
que ver con el in°at¶
on?
4. Finalmente, >qu¶e conexi¶
on (si es que hay alguna) existe entre la quintaesencia,
la materia oscura y el resto de la f¶³sica? >C¶omo podemos medir en condiciones
controladas, independientes de las observaciones cosmol¶ogicas, sus propiedades?
Como toda ciencia que °orece, la cosmolog¶³a resuelve problemas viejos mientras
plantea nuevos. Lo sorprendente de los u
¶ltimos a~
nos es la rapidez con que el tema
ha evolucionado y las perspectivas que las nuevas t¶ecnicas experimentales abren:
Lo admirable no es que el Universo sea tan grande sino que el hombre
haya sido capaz de medirlo.
Anatole France El jard¶³n de Epicuro
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El modelo cosmol¶ogico actual 1 Introducci¶on

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