Materia y Energia Oscura
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Materia es todo aquello que ocupa un lugar en el espacio, tiene una energía medible y está sujeto a cambios en el tiempo y a interacciones con aparatos de medida. En física y filosofía, materia es el término para referirse a los constituyentes de la realidad material objetiva, entendiendo por objetiva que pueda ser percibida de la misma forma por diversos sujetos. Se considera que es lo que forma la parte sensible de los objetos perceptibles o detectables por medios físicos. Es decir es todo aquello que ocupa un sitio en el espacio, se puede tocar, se puede sentir, se puede medir, etc.
Antimateria Qué es la antimateria? ¿Existe en realidad? ¿Hay masas de antimateria en el Universo? ¿Es posible que el Universo esté formado casi enteramente por materia, con muy poca o ninguna antimateria? Y si así es, ¿Por qué? ¿Podemos estar seguros de que es la observación la que falla? ¿Qué uso se puede dar de la antimateria? ¿Si la materia y la antimateria son exactamente iguales pero opuestas, entonces por qué en el universo hay mucha más materia que antimateria? ¿Por qué la materia "le ganó" a la antimateria? Si somos de los que pensamos que todo lo que existe tiene su lado positivo y su lado negativo, todo se ve como un yin yang, no se hará extraño creer en la antimateria como justamente lo contrario a la materia.
¿Qué es la antimateria? Toda la materia está compuesta por electrones, cargados negativamente y protones cargados positivamente. Así se puede decir que la antimateria es lo mismo que la materia pero con cargas opuestas. Así, en un átomo de antimateria encontramos en lugar de protones (positivos), antiprotones (negativos) y, en lugar de electrones (negativos), antielectrones o positrones (positivos). La antimateria al entrar en contacto con la materia se produciría un efecto llamado de aniquilación, o lo que es lo mismo la transformación de la materia en energía.
Hay varias teorías acerca de la antimateria: La primera dice que la materia y antimateria existían por partes iguales en el origen del Universo pero que
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había un poco más de materia que de antimateria. Por consiguiente, la antimateria habría sido totalmente destruida por la aniquilación y el Universo actual estaría constituido por el residuo de materia superviviente.
Otra teoría dice que en el Universo existen cantidades iguales de materia y de antimateria, obviamente, en lugares muy lejanos entre ellos. Sin embargo, en los puntos de encuentro, se producirían grandes fenómenos de aniquilación. Unos rayos, llamados rayos Gamma, que se suelen observar en el Universo, podrían ser efectos secundarios de estas reacciones. Es muy difícil investigar a través de observaciones astronómicas, ya que materia y antimateria ya
producen emisiones electromagnéticas iguales.
¿Qué usos puede tener la antimateria? La antimateria puede tener diferentes usos:
- El primero como combustible. Para imaginaros lo potente que puede llegar a ser, con sólo 250 gramos de antimateria se podría llegar a Marte en 1 día y a la Luna en 8 minutos.
- El segundo sería como para producir energía. La antimateria es la fuente de energía más poderosa conocida por el hombre. Libera una energía de una eficacia del cien por cien (la fisión nuclear posee una eficacia del uno y medio por cien). La antimateria no genera contaminación ni radiación, y una gota podría proporcionar energía eléctrica a toda Nueva York durante un día.
- El tercer uso que podría tener la antimateria, y desgraciadamente el más peligroso, sería el de armamento. Este proceso de aniquilación materia-antimateria podría ser empleado como el explosivo más potente que pueda imaginarse. Un gramo de antimateria al unirse con un gramo de materia produciría una energía capaz de lanzar 1 millón de toneladas de material a casi 20000 metros de altura. O lo que es lo mismo, la potencia de veinte kilones, es decir, la potencia de la bomba que fue lanzada sobre Hiroshima.
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Pero además de todo esto, la antimateria tiene muchas limitaciones:
- No existe en el mundo conocido antimateria relativamente disponible.
- Hasta ahora, en el proceso de obtener una unidad de energía como antimateria hemos de gastar previamente 100 millones más de energía.
- La eficacia del almacenamiento actual de antiprotones es tan solo del orden del 1%.
- Si toda la capacidad se usara para producir antiprotones, los resultados finales al cabo de un año únicamente servirían para mantener encendida una lámpara de 100 vatios durante 3 segundos.
- Si se acudiera a usar toda la capacidad mundial de antimateria producible la lámpara no podría estar encendida más de 6 minutos.
- Todas las reservas energéticas mundiales existentes de carbón, gas y petróleo, una vez convertidas en antiprotones, con los rendimientos actuales, producirían una energía insuficiente para que un automóvil pudiese dar la vuelta a España haciendo un recorrido costero.
¿Dónde está la antimateria? Las hipótesis científicas aceptadas suponen que en el origen del universo existían materia y antimateria en iguales proporciones, sin embargo el universo que observamos aparentemente está compuesto únicamente por partículas y no por antipartículas. Se desconocen los motivos por los que no se han encontrado grandes estructuras de antimateria en el universo. En física, el proceso por el que la cantidad de materia superó a la de antimateria se denomina bariogénesis, y baraja tres posibilidades:
Pequeño exceso de materia tras el Big Bang: Especula con que la materia que forma actualmente el universo podría ser el resultado de una ligera asimetría en las proporciones iniciales de ambas. Se ha calculado que la diferencia inicial entre materia y antimateria debió ser tan insignificante como de una partícula más de materia por cada diez mil millones de parejas partícula-antipartícula. Asimetría CP: En 1967, Andréi Sájarov postuló por primera vez que las partículas y las antipartículas no tenían propiedades exactamente iguales o simétricas; una discusión denominada la Violación CP. Un reciente experimento en el acelerador KEK de Japón sugiere que esto quizás sea cierto, y que por tanto no es necesario un exceso de materia en el Big Bang: simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorecen la supervivencia de la materia frente a la antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria. Existencia de galaxias de antimateria ligada por antigravedad: Muy pocos científicos confían en esta posibilidad, pero todavía no ha podido ser completamente descartada. Esta tercera opción plantea la hipótesis de que pueda haber regiones del universo compuestas de antimateria. Hasta la fecha no existe forma de distinguir entre materia y antimateria a largas distancias, pues su comportamiento y propiedades son indistinguibles. Existen argumentos para creer que esta tercera opción es muy improbable: la antimateria en forma de antipartículas se crea constantemente en el universo en las
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colisiones de partículas de alta energía, como por ejemplo con los rayos cósmicos. Sin embargo, éstos son sucesos demasiado aislados como para que estas antipartículas puedan llegar a encontrarse y combinarse.
La NASA ha enviado la sonda Alpha Magnetic Spectrometer (Espectrómetro Magnético Alpha) para buscar rastros de antimateria más compleja, que pudiesen indicar que todavía existe antimateria en el universo. Sin embargo los experimentos no han detectado nada hasta la fecha.
El misterio de la materia-antimateria Las simetrías que observamos en la naturaleza provienen de leyes sencillas muy convenientes para simplificar nuestro conocimiento. En ese marco de sencillez, las leyes del microcosmos contemplan una simetría total entre materia y antimateria: al principio de la creación del universo debió haber la misma cantidad de ambas, pero algo ocurrió que permitió crear una leve asimetría entre ellas e inclinó, decisivamente, la balanza por la materia.
En un momento determinado, el universo visible estaba al rojo vivo y no era más grande que la cabeza de un alfiler. Las tremendas condiciones, la elevadísima temperatura, generaban cantidades inmensas de partículas y antipartículas de todo tipo. En el universo había mucha materia y ,exactamente , la misma antimateria. Por cada quark había un antiquark, pero en cierto momento se puso en acción el mecanismo conjeturado por el físico ruso Andrei Sajárov (1967). Por cada mil millones de partículas hubo un par más de quarks y según se iba enfriando el universo, los antiquarks chocaban con los quarks y se aniquilaban entre si. Al final quedaron unos cuantos quarks que se combinaron en tríos para formar los nucleones, protones y neutrones, que es el material más abundante en la materia ordinaria de nuestro universo.
Según Sajárov, la evolución de la asimetría material del universo dependía de tres propiedades de la naturaleza: la creación del universo en una gran explosión, la violación de la invariancia CP (carga-paridad) y la existencia de una fuerza nueva capaz de crear-aniquilar nucleones. Las dos primeras acababan de comprobarse en 1964, el descubrimiento de la radiación de fondo, vestigio fósil del Big Bang, fue una prueba irrefutable de la hipótesis de la gran explosión, y la detección, por un grupo de físicos de partículas de Princeton, de ciertas modalidades "prohibidas" de desintegración de kaones que sólo podían ocurrir si
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se daba una ligera violación de la simetría CP.
La propiedad que permite la violación de la simetría CP parece depender de la existencia de un mínimo de tres familias fermiónicas. De ahí el papel fundamental que juegan la extrañeza, los quarks t y b, los muones y los leptones tau. Sin ellos, habría habido la misma cantidad de materia que de antimateria, y hace mucho que ambas se habrían aniquilado entre si.
La tercera premisa de Sajárov es más especulativa, porque exige que toda la materia sea radiactiva, aunque a un nivel mínimo. Sin embargo, en 1973 se supo que la inestabilidad de la materia es inevitable en todo intento de fundir la fuerza fuerte y nuclear débil en una teoría unificada. La gran unificación de las interacciones fundamentales confiere de forma natural el origen de la asimetría del universo.
Como curiosidad, he leído hace poco una noticia, sobre un fenómeno singular un extraño baile entre la materia y la antimateria: Unas partículas subatómicas llamadas mesones Bs, que debieron existir en el Universo al principio y que se crean ahora en los aceleradores de partículas, se convierten espontáneamente en lo contrario de sí mismas, en antimateria, en antimesones Bs. A su vez los antimesones Bs, la antimateria, se convierten otra vez en mesones Bs. Un equipo de 700 físicos del acelerador de partículas Tevatron (de Fermilab, en Chicago) ha medido ahora con alta precisión que esa transición de una partícula en su antipartícula se produce 2,8 billones de veces por segundo, con un error del 2%. "Si lo ves como una de danza de materia y antimateria, nosotros hemos medido el increíblemente rápido tempo de esa danza", dice Jacobo Konigsberg, uno de los jefes del equipo. Una decena de físicos españoles, del Instituto de Física de Cantabria (IFCA), ha desempeñado un papel destacado en el experimento (El País, 2006).
Esta extraña danza del mesón Bs ya se conocía, pero ahora se ha medido con una asombrosa precisión que nos ayuda a conocer mejor la misteriosa y trascendente relación entre la materia y la antimateria.
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Energía oscura En cosmología física, la energía oscura es una forma de materia o energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Considerar la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar en expansión acelerada. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.Temas relacionados con la energía oscura son la constante cosmológica, una energía de densidad constante que llena el espacio en forma homogénea, la Teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.
Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del Universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.
Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como "modelo estándar" de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.
No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura, ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del Universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura
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se asocia a un campo que ocupa todo el espacio.
Descubrimiento de la energía oscura En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansión del Universo se estaba acelerando. Desde entonces, esta aceleración se ha confirmado por varias fuentes independientes: medidas de la radiación de fondo de microondas, las lentes gravitacionales, nucleosíntesis primigenia de elementos ligeros y la estructura a gran escala del Universo, así como una mejora en las medidas de las supernovas han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.
Las supernovas de tipo 1a proporcionan la principal prueba directa de la existencia de la energía oscura. Según a la Ley de Hubble, todas las galaxias lejanas se alejan aparentemente de la Vía Láctea, mostrando un desplazamiento al rojo en el espectro luminoso debido al efecto Doppler. La medición del factor de escala en el momento que la luz fue emitida desde un objeto es obtenida fácilmente midiendo el corrimiento al rojo del objeto en recesión. Este desplazamiento indica la edad de un objeto lejano de forma proporcional, pero no absoluta. Por ejemplo, estudiando el espectro de un quasar se puede saber si se formó cuando el Universo tenía un 20% o un 30% de la edad actual, pero no se puede saber la edad absoluta del Universo. Para ello es necesario medir con precisión la expansión cosmológica. El valor que representa esta expansión en la actualidad se denomina Constante de Hubble. Para calcular esta constante se utilizan en cosmología las candelas estándar, que son determinados objetos astronómicos con la misma magnitud absoluta, que es conocida, de tal manera que es posible relacionar el brillo observado, o magnitud aparente, con la distancia. Sin las candelas estándar, es imposible medir la relación corrimiento al rojo-distancia de la ley de Hubble. Las supernovas tipo 1a son una de esas candelas estándar, debido a su gran magnitud absoluta, lo que posibilita que se puedan observar incluso en las galaxias más lejanas. En 1998 varias observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas (y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de Hubble no es tal, sino que su valor varía con el tiempo. Hasta ese momento se pensaba que la expansión del Universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria; sin embargo, se descubrió que se estaba acelerando, por lo que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el Universo.
La consistencia en magnitud absoluta para supernovas tipo 1a se ve favorecida por el modelo de una estrella enana blanca vieja que gana masa de una estrella compañera y crece hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar definido de manera precisa. Con esta masa, la enana blanca es inestable ante fugas termonucleares y explota como una supernova tipo 1a con un brillo característico. El brillo observado de la supernova se pinta frente a su corrimiento al rojo y esto se utiliza para medir la historia de la expansión del Universo. Estas observaciones indican que la expansión del Universo no se está desacelerando, como sería de esperar para un Universo dominado por materia, sino más bien acelerándose. Estas observaciones se explican suponiendo que existe un nuevo tipo de energía con presión negativa.
La existencia de la energía oscura, de cualquier forma, es necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio con la suma total de materia en el Universo. Las medidas de la radiación de fondo de microondas más recientes, realizadas por el satélite WMAP, indican que el Universo está muy cerca de ser plano. Para que la forma del Universo sea plana, la densidad de masa/energía del Universo tiene que ser igual a una cierta densidad crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondo de microondas y de la proporción de elementos formados en el Big Bang han puesto un límite a la cantidad de materia
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bariónica y materia oscura que puede existir en el Universo, que cuenta sólo el 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma de energía adicional que cuenta el 70% de la masa energía restante. Estos estudios indican que el 73% de la masa del Universo está formado por la energía oscura, un 23% es materia oscura (materia oscura fría y materia oscura caliente) y un 4% materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del Universo, que determina la formación de estructuras en el Universo (estrellas, quásares, galaxias y agrupaciones galácticas), también sugiere que la densidad de materia en el Universo es sólo el 30% de la densidad crítica.
La energía oscura y el destino del Universo La consecuencia más directa de la existencia de la energía oscura y la aceleración del Universo es que éste es más antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del Universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable. Los cosmólogos estiman que la aceleración empezó hace unos 9.000 millones de años. Antes de eso, se pensaba que la expansión estaba ralentizándose, debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los bariones. La densidad de materia oscura en un Universo en expansión desaparece más rápidamente que la energía oscura y finalmente domina la energía oscura. Especificamente, cuando el volumen del Universo se dobla, la densidad de materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de energía oscura casi permanece sin cambios (exactamente es constante en el caso de una constante cosmológica). Teniendo en cuenta la energía oscura, la edad del Universo es de unos 13.700 millones de años (de acuerdo con los datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoja de la edad de las estrellas más antiguas.
Si la aceleración continúa indefinidamente, el resultado final será que las galaxias exteriores al Supercúmulo de Virgo se moverán más allá del horizonte de sucesos: no volverán a ser visibles, porque su velocidad radial será mayor que la velocidad de la luz. Esta no es una violación de la relatividad especial y el efecto no puede utilizarse para enviar una señal entre ellos. Realmente no hay ninguna manera de definir la "velocidad relativa" en un espacio-tiempo curvado. La velocidad relativa y la velocidad sólo pueden ser definidas con significado pleno en un espacio-tiempo plano o en regiones suficientemente pequeñas (infinitesimales) de espacio-tiempo curvado. A su vez, previene cualquier comunicación entre ellos y el objeto pase sin contactar. La Tierra, la Vía Láctea y el Supercúmulo de Virgo, sin embargo, permanecería virtualmente sin perturbaciones mientras el resto del Universo retrocede. En este escenario, el supercúmulo local finalmente sufriría la muerte caliente, justo como se pensaba para un Universo plano y dominado por la materia, antes de las medidas de la aceleración cósmica.
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El fondo de microondas indica que la geometría del Universo es plana, es decir, el Universo tiene la masa justa para que la expansión continúe indeterminadamente. Si el Universo, en vez de plano fuese cerrado, significaría que la atracción gravitatoria de la masa que forma el Universo es mayor que la expansión del Universo, por lo que éste se volvería a contraer (Big Crunch). Sin embargo, al estudiar la masa del Universo se detectó muy pronto que faltaba materia para que el Universo fuese plano. Esta "materia perdida" se denominó materia oscura. Con el descubrimiento de la energía oscura hoy se sabe que el destino del Universo ya no depende de la geometría del mismo, es decir, de la cantidad de masa que hay en él. En un principio la expansión del Universo se frenó debido a la gravedad, pero hace unos 4.000 millones de años la energía oscura sobrepasó al efecto de la fuerza gravitatoria de la materia y comenzó la aceleración de la expansión.
El futuro último del Universo depende de la naturaleza exacta de la energía oscura. Si ésta es una constante cosmológica, el futuro del Universo será muy parecido al de un Universo plano. Sin embargo, en algunos modelos de quintaesencia, denominados energía fantasma, la densidad de la energía oscura aumenta con el tiempo, provocando una aceleración exponencial. En algunos modelos extremos la aceleración sería tan rápida que superaría las fuerzas de atracción nucleares y destruiría el Universo en unos 20.000 millones de años, en el llamado Gran Desgarro (Big Rip).
Hay algunas ideas muy especulativas sobre el futuro del Universo. Una sugiere que la energía fantasma causa una expansión divergente, que implicaría que la fuerza efectiva de la energía oscura continúa creciendo hasta que domine al resto de las fuerzas del Universo. Bajo este escenario, la energía oscura finalmente destrozaría todas las estructuras gravitacionalmente acotadas, incluyendo galaxias y sistemas solares y finalmente superaría a las fuerzas eléctrica y nuclear para destrozar a los propios átomos, terminando el Universo en un Big Rip. Por otro lado, la energía oscura puede disiparse con el tiempo o incluso llegar a ser atractiva. Tales incertidumbres abren la posibilidad de que la gravedad todavía pueda conducir al Universo que se contrae a sí mismo en un "Big Crunch". Algunos escenarios, como el modelo cíclico, sugieren que este podía ser el caso. Mientras que estas ideas no están soportadas por las observaciones, no pueden ser excluidas. Las medidas de aceleración son cruciales para determinar el destino final del Universo en la Teoría del Big Bang.
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Conclusión No sabemos si en realidad existe la antimateria, pero de hecho, en caso de que se descubra, no estamos preparados para recibirla. De hecho se han estado haciendo varios experimentos en busca de antimateria que satisficiese nuestra curiosidad, y sólo se ha conseguido crear unos pocos átomos de antimateria. Todas las expediciones han sido fallidas, ya que en total, se han buscado 450 Km. de la superficie terrestre, mediante análisis de radiaciones cósmicas, y sólo se ha hallado materia. La distancia analizada sin encontrar antimateria ha sido de 309 trillones de kilómetros. Mientras tanto, sólo nos queda intentar avanzar en la ciencia y tecnología para que llegue un día en que podamos producir cantidades de antimateria para todos, claro que sólo para buenos fines.
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