 La charla de hoy, como decía Alfred, gracias por la presentación, es un poco motivarle y explicarle un poco cuáles son los conceptos de la comología moderna, cuál es nuestra visión actual del universo, y generalmente son conceptos que muchos de ellos son muy difíciles de trasladar a un currículum de secundaria, porque muchos son conceptos que aparecen en física moderna que tienen una analogía en física clásica. Entonces, cuando yo les muestro esta propuesta de contenidos para hoy, pues aparecen conceptos como el concepto de materia oscura, energía oscura, el concepto de inflación y entrogravitacionales, que son conceptos que son esenciales a la física moderna, y en particular a la comología, a nuestra compresión del universo, pero son difíciles de transmitir. Entonces, el objetivo de la charla de hoy es, sobre todo, que en ese primer bloque que llamo el origen del universo y el modelo de Big Bang, transmitir los conceptos esenciales, que yo creo que sí se pueden transmitir de forma intuitiva, y el resto de la charla es una especie de revisión de cuál es el estado actual del campo de la cosmología, y que sabemos sobre estos conceptos. Cuando hablamos de comología, intentamos responder a la pregunta qué es el universo, cómo se origina el universo, cuál es nuestro lugar en el universo, y este tipo de cuestiones son cuestiones que se ha planteado la humanidad desde el principio de los tiempos. Contemplando el cielo nocturno, en seguida uno se hace preguntas de por qué el cielo nocturno es de esa manera. De hecho, hay un ejercicio, una pregunta, que la humanidad se ha planteado desde hace tiempo, y que es relativamente sencillo de plantearse en base a esa imagen. Este apartado lo llamo conmología de ventana, preguntas que uno se puede hacer simplemente observando el cielo por la noche. Y la cuestión es por qué el cielo nocturno es oscuro. O sea, por qué, en noches en las que no haya luna, por qué hay direcciones de cielo, obviamente vemos ahí la estructura de la vía láctea, pero hay direcciones de cielo en las que observamos, en las que se ve muy oscuro, porque el cielo nocturno no es tan brillante como el cielo de día. Y no es una cuestión trivial, y esta cuestión tiene un nombre, se llama la paradoja de Olbers, que fue planteada por este señor en 1823, y bueno, está conectada intimamente con el concepto de tamaño de universo. Si el universo fuese estático e infinito, y estuviese plagado de estrella distribuida uniformemente en el espacio, el cielo nocturno debería ser brillante. La razón es porque básicamente la luz se pierde con el cuadrado de la distancia, pero también aumenta con el cuadrado de la distancia el número de objetos que hay, si estuviesen uniformemente poblando el universo. Entonces este señor se planteó, bueno, por qué el cielo oscuro es nocturno. Si el cielo oscuro es nocturno y no brillante como el cielo del día, es porque alguna de estas hipótesis falla. El universo, o bien no es estático, o bien no es infinito. Pero vemos que es posible hacerse planteamientos generales sobre cómo es el universo a partir de observaciones que aparentemente sencilla. Esta cuestión de la paradoja de Olbers, aunque la conocemos así en física, es realmente anterior a Olbers. O sea, ya fue mencionada por otros físicos. Kepler también se dio cuenta de ello. Halley, el descubridor del cometa, también se planteó. Incluso en la literatura, no sé si conocen, pero el libro de Kepler, a un libro que escribió Edgar Allan Poe, pues lo planteaba de forma muy elegante de esta manera. Si la sucesión de estrella fuera ilimitada, el fondo del cielo presentaría una luminosidad uniforme como la que muestra nuestra galaxia. Ya que no podría haber absolutamente ningún punto hacia el que pudiéramos mirar en el que no existiera una estrella. Bueno, pues en comología moderna la solución a esta paradoja, que el cielo nocturno es oscuro, corresponde al hecho de que sabemos que el universo es finito en el tiempo. Esto lo vamos a ver enseguida. O dicho de otra forma, el universo es eterno. Es decir, tuvo un comienzo en el tiempo. Sabemos que apareció hace 13.800 millones de años. Y además, la expansión del universo ayuda a este hecho de que el cielo nocturno sea oscuro. Porque básicamente va moviendo de rango en el espectro de frecuencia donde aparece el máximo de emisión. Pero bueno, vemos que de consideraciones relativamente sencillas uno se puede hacer preguntas con interés conmológico. Bueno, esta introducción ha sido un pelín larga. En todos los años que doy este curso empiezo con una propuesta de un pequeño cuestionario de preguntas con respuestas muy bien conocidas en la comología moderna sobre el universo. Y creo que son preguntas que uno podría plantearse prácticamente casi a cualquiera. Entonces, vamos a hacer el ejercicio juntos de leer el cuestionario. Terminaré la charla y al final de la charla vemos si ha cambiado su percepción o si han cambiado de las respuestas que ahora mismo se imaginan. Les planteo esas cuatro cuestiones. ¿Cómo miden los cosmólogos? ¿Cómo medimos en cosmología? La edad del universo. Con relojes, con termómetros, con telescopios o todas las anteriores. Piensen las posibles respuestas y al final de la charla damos la solución. ¿De qué color es el universo? Negro, transparente, no tiene color. Blanco, un milímetro. ¿Cuántas galaxias hay en el universo observable? 10 millones, 1.000 millones, 100.000 millones. Yo sé 10 a las 13, a ver cómo serían, 10 billones en Europa. ¿De qué está hecho el universo? 5% de materia ordinaria, 25% de materia oscura y 70% de energía oscura. 50% de materia, 50% de radiación. 99,9% de radiación o todas las anteriores. Bueno, pues al final de la charla volvemos a estas cuestiones y durante la charla vamos a ir viendo pinceladas de cómo resolver todas ellas. Estas son cuestiones que la cosmología moderna conoce, o sea, tenemos respuesta. Pero creo que la parte quizás más importante de esta charla es motivarles que en la cosmología moderna y como nos pasa en física o en ciencia en general, cuando estamos hablando de ciencia frontera, de los límites del conocimiento, es que existen todavía preguntas abiertas en particular en comología, preguntas abiertas sobre el universo para las cuales no tenemos respuesta. Iremos viéndolas a lo largo de la charla. Hoy día todavía no sabemos de dónde proviene la simetría, materia y antimateria en el universo. Es decir, por qué en el universo conocido estamos dominados por materia. No es una cuestión trivial en física. No sabemos cuál es la naturaleza última de la materia oscura y les voy a hablar un rato de ella. No sabemos cuál es la naturaleza última de la energía oscura. No sabemos cómo ocurrió la inflación y veremos que eso está relacionado con la pregunta cómo nació el universo. Todavía no tenemos una respuesta definitiva para eso, aunque sí tenemos una propuesta que estamos intentando verificar. Y bueno, siempre está esa cuestión general. Se basa la cosmología en los principios físicos correctos o nuestra descripción de la física es correcta para entender el universo, no falta algún elemento. Esas ecuaciones que describen la física han sido siempre las mismas, cambian con el tiempo. Son cuestiones que están siempre suyacentes para intentar describir el universo. Para esas cuestiones no tenemos respuesta o bien tenemos una respuesta parcial que es la que les voy a contar. Pero a mí me parece interesante y pongo ahí inspiración por ser conscientes que todavía hay cuestiones que no entendemos sobre el universo, que estamos trabajando sobre ellas y probablemente el hecho de ser consciente de que hay cosas por hacer puede ser una fuente de inspiración también para las nuevas generaciones y entender que hay problemas abiertos muy interesantes y que el conocimiento sigue avanzando. Para hablarles de nuestra visión del modelo de universo, que ya les anticipo, que es el modelo de Big Bang, en conmología moderna básicamente necesitamos dos herramientas. Primero necesitamos entender el objeto de estudio, el universo. Y no es una cuestión trivial porque no sé si habrá salido a lo largo del curso que, por ejemplo, entender cuál es el tamaño del universo observable es una cosa que hemos establecido hace relativamente poco tiempo. Hace menos de un siglo no sabíamos cuál era el tamaño real del universo. O sea, de hecho, cuando se observaban lo que se llamaba en aquella época nebulosa, como por ejemplo lo que hoy conocemos como la galaxia de Andrómeda M31, que sabemos que está ahora a millones de años luz, en aquella época no sabíamos todavía si existía un debate sobre si esos objetos eran objetos difusos de nuestra galaxia, de nuestro universo hilda en el lenguaje del principio del siglo, o si realmente eran objetos que estaban a distancias descomunales. Hoy día sabemos que el universo es descomunal y enseguida, en tamaño y enseguida lo vamos a ver. Entonces, como digo, necesitamos entender de lo que vamos a hablar del universo y necesitamos entender la teoría que describe cómo se le da forma al universo y esa es la teoría de la gravedad. Y es una teoría que es relativamente reciente, aunque teníamos una teoría de la gravedad de Newton, pero para entender el universo necesitábamos la relatividad general de Einstein, que nuevamente es una teoría que tiene apenas un siglo de vida. O sea, aunque la humanidad se ha hecho estas preguntas durante muchísimo tiempo, tener una visión, una descripción tan detallada como tenemos ahora mismo, es cuestión de relativamente poco tiempo en la historia de la física. Bueno, pues, sentándome en el primer punto, el universo observable. En este curso ya ha salido muchas veces este concepto, pasa un poquito rápido sobre él de que no existe un límite de velocidad en el universo, que es la velocidad de la luz, no hay nada que puede viajar más rápido que la luz, 300 mil kilómetros por segundo, y de hecho habrán escuchado en charlas de astrofísica que normalmente utilizamos este estándar, la velocidad de la luz, para medir distancia, que es una cosa habitual. Incluso en nuestra vida cotidiana es habitual medir distancia en tiempos. Si digo que Santa Cruz está 10 minutos, me entienden. O sea, ahí está implícito que me estoy desplazando en un coche y que tardo ese tiempo. Bueno, en el universo tenemos ese estándar, 300 mil kilómetros por segundo, y con ese estándar podemos medir tamaño, como el tamaño del sistema solar. Saben que, por ejemplo, la instancia a tierra solar es de 8 minutos luz. Nuestro sistema solar, aquí va saliendo, tiene un tamaño de 6 horas luz. Si vamos a escalar más grande el tamaño de nuestra galaxia, o de una galaxia característica, es del orden de los 100 mil años luz. Creo que ya han tenido charlas sobre galaxia, Alfred. Cuando hablamos del universo como un todo, estas escalas van a ser escalas muy pequeñas. Cuando en cosmología hablamos de propiedades globales del universo, hablamos de escalas en las cuales la galaxia, esencialmente, son como pequeños puntos. Hablamos en escalas de distancia, como esta imagen, que es una imagen profunda del telescopio espacial, donde se observan galaxias que están a distancia de miles de millones de años luz. Es en esa escala, de miles de millones de años luz, donde entramos con nuestras herramientas físicas, la descripción de la gravedad, para entender cómo evoluciona el universo como un todo a esos tamaños, a esa escala. Entonces, cuando hable de propiedades globales del universo, hablaré del universo en esos tamaños, en esos volúmenes tan descomunales. En esas escalas de distancia, sabemos, por cartografiados de telescopios en el óptico, que las galaxias no se distribuyen de forma aleatoria. En esta imagen se intenta representar, nosotros estaríamos en el centro de la imagen, y aquí, radialmente, se intenta representar una medida de distancia. Cada punto en esa imagen es una galaxia. Recuerden, 100.000 años luz. Y fíjense que la distribución no es completamente uniforme. Se observan que hay zonas en las que hay como grandes vacíos, y las galaxias tienden a agruparse formando paredes, filamentos, una determinada serie de estructuras. Si observamos el universo en escalas todavía mucho mayores, nos llevamos la siguiente sorpresa. Y es que, lo primero, ¿cómo podemos observar el universo en escalas suficientemente mayores? Generalmente utilizamos técnicas que no solamente son imágenes profundas en el óptico, sino que también podemos utilizar observaciones del universo en distintas longitudes de onda. En particular, desde mitad del siglo pasado, podemos utilizar este tipo de instrumentos, los de radio-telescopio, para detectar galaxias que están a distancia descomunales en el universo. Esta estructura, la galaxia, generalmente, no sé si ya les habrán contado que suelen tener en su centro agujeros negros supermasivos que son esenciales para regular y dar forma a la estructura propia de la galaxia. Bueno, pues esa estructura produce chorros de emisión que son tremendamente brillantes en radio, con lo cual podemos utilizar radio-telescopios para hacer cartografiado de dónde hay galaxia en el universo a distancia totalmente descomunales. Y cuando uno hace un mapa del cielo distribuyendo esa galaxia que mide con el radio-telescopio, pues encuentra mapas de este estilo. Entonces, apartando zonas en las que hay un exceso de galaxias o un exceso de objetos en radio que están asociados a nuestra propia galaxia, hay regiones del cielo en las que vemos que la distribución es muy uniforme. Bueno, pues ese hecho, el hecho de que en determinadas direcciones del cielo, o sea, la distribución de galaxias es muy uniforme, y ese hecho también se puede observar hoy día con observaciones, observaciones con telescopios en óptico, es el hecho fundamental sobre el que se construye nuestra visión del universo. Y es que el universo a muy gran escala es muy uniforme, es homogéneo, es lo que llamamos un universo homogéneo e incluso decimos más, es isó tropo. Isó tropo es un concepto que indica que independientemente de la dirección de cielo que observamos, vemos esencialmente ese mismo promedio de objetos en cualquier dirección. Bueno, pues ese ingrediente es esencial para meterlo dentro de nuestras ecuaciones que describen la gravedad y obtener nuestra visión, o sea, nuestra visión del cosmos, cómo es el universo. Entonces, hemos visto el objeto de estudio, el universo ente descomunal con distancia entre galaxias de miles de millones de años luz, y la escala empieza a parecer muy uniforme. Cuando metemos un modelo uniforme de universo dentro de las ecuaciones que describen la relatividad general, las ecuaciones de Einstein, encontramos como soluciones, Einstein encontró como soluciones a principio del siglo pasado, que el universo necesariamente tiene que ser dinámico. Es decir, que el universo tiene que estar en expansión o en contracción. Claro, esto para Einstein fue una cosa chocante porque en el año 16, cuando escribió la relatividad general, no se tenía conocimiento de que el universo realmente se está expandiendo. Esto no se suposa una década más tarde. De hecho, Einstein intentó hacer una modificación de sus ecuaciones de la relatividad general para intentar acomodar ese hecho de que el universo realmente no es, o sea, le parecía él que tendría que ser estático. Bueno, pues, en esta transparencia les muestro una serie de fotos de personajes que han sido esenciales para establecer este hecho crucial de la comodología moderna, que el universo está en expansión. Muchos les conocerán, a lo mejor a muchos no. Podríamos hablar muchísimo tiempo de cada uno de ellos, pero simplemente quería pasar previamente por esos nombres. La ley de Hubble se construye, y en seguida hablamos de ella, en base a los trabajos de estas personas. Friedman fue el que resolvió las ecuaciones de Einstein para entender que el universo está necesariamente en expansión. Y bueno, pues, la primera persona que escribió la ley de Hubble no fue Hubble, sino fue este señor, Lemetre. De hecho, hoy en día la ley de Hubble se la llama como ley de Hubble, Lemetre. Y bueno, pues, aquí tenemos otras personas que también jugaron papeles fundamentales en establecer esa teoría de la relatividad general. Cuando llegué hace un ratito, estaban comentando algo sobre espectro. Bueno, de esas personas que he mencionado antes, no sé si conocen a Vesto Schleifer, este señor fue el que proporcionó la herramienta que hoy en día se utiliza para medir distancias en el universo y darse cuenta del hecho, esencialmente lo que es un efecto Doppler, pero para la luz, que los objetos que se están alejando o acercando con respecto a nosotros como observadores, las líneas características de su espectro se desplazan o hacia el azul o hacia el rojo, en función de si el objeto se acerca o se aleja de nosotros. ¿De acuerdo? Bueno, pues, utilizando esa herramienta, se puede construir la ley de Hubble que esencialmente no dice que Hubble le metre, que esencialmente no dice que el universo está en expansión y que en un diagrama velocidad-distancia nos dice que los objetos que están más alejados de nosotros se alejan, todo se alejan, y los que están más alejados se alejan con mayor velocidad. Vale, este probablemente sea uno de los conceptos que se puede intentar transmitir y probablemente habrán visto diagramas de este tipo, la idea de un globo que se infla sobre el que pegamos galaxia. Y bueno, yo creo que es una forma interesante de transmitir este concepto de que el universo está en expansión. Dentro de este concepto aparece de forma natural varios conceptos derivados que son esenciales en cosmología. Lo primero es que todos los observadores ven lo mismo. Si uno se sitúa en cualquier galaxia sobre ese globo que se está inflando, todas las galaxias ven en ese globo y las diagramas se alejan de ella. Da igual donde nos pongamos, el universo es homogéneo, dicho de otra forma. Cualquier observador en el universo va a ver lo mismo. No existe un centro del universo, todo se aleja de todo. El concepto de Big Bang aparece como una extrapolación de esta idea de inflar el globo. O sea, si todo se aleja, el Big Bang sería echar la película el tiempo hacia atrás y irme hacia el instante de tiempo junto. Entonces, el Big Bang es un concepto que aparece como una extrapolación de intentar rebobinar cómo vemos el ritmo de expansión del universo. Estas transparencias, entiendo que se las vamos a dejar, incluí un par de transparencias sobre posibles plásticas de estos conceptos. El del globo, sobre el que se le pueden poner unos objetos, uno va inflando el globo y ve que todos los objetos se van alejando unos de otros. Y para aquellos que estén dando la asignatura de física en el bachillerato y tengan el concepto ya de velocidad, pues esta experiencia del globo matemáticamente se puede representar de forma muy sencilla con esa ecuación, donde X representa esencialmente las coordenadas de los objetos que he pegado sobre el globo antes de que empieza a inflar el globo. Y ADT es una cierta función del tiempo que en mi instante inicial, cuando tengo el globo con los objetos pegados, vale uno, con lo cual las posiciones de los objetos son las posiciones que tienen en el globo. Cuando empieza a pasar el tiempo, yo empiezo a inflar el globo, con lo cual esa función empieza a aumentar, ya no vale uno, se empieza a crecer con el tiempo. Pues esta descripción matemática es el modelo de Big Bang esencialmente. Derivando esta ecuación, por ejemplo, se puede sacar la ley de Hubble. Derivando esta expresión con respecto al tiempo, pues sale de forma natural que la velocidad es proporcional a la distancia con una cierta constante de proporcionalidad que en principio cambia con el tiempo. Así que de forma implícita está el concepto que la ley de Hubble, la constante de Hubble no es una constante, es una cantidad que cambia con el tiempo. Bueno, como les digo, les dejo estas transparencias, no sé si a lo mejor es demasiado, he tenido la experiencia que en otro año algunos profesores les ha sido útil este concepto, así que por eso lo dejo, ¿de acuerdo? Muy bien, pues a modo de resumen, nuestro modelo conmológico en una única diapositiva se resumenía de esta manera. Es un universo finito en el tiempo, sabemos que si echamos la película el tiempo hacia atrás, el origen tuvo que ser hace 13.800 millones de años, sabemos que el universo está en expansión y por eso se representa de esta manera. Este diagrama esencialmente representa un flujo de tiempo, aquí estaría el origen del tiempo y aquí estaríamos observando en el momento actual, muestra un universo que cambia, el universo conforme nos vamos hacia atrás en el tiempo, era cada vez más compacto, más denso y por lo tanto más caliente, con lo cual sabemos que no ha sido igual durante toda su vida. La galaxia existe hoy en día, pero si vamos hacia atrás en el tiempo, dejaríamos de verla y si seguimos yendo hacia atrás en el tiempo, veríamos cuando se encienden las primeras estrellas y si seguimos yendo hacia atrás en el tiempo, habría una época en la que no había estrella y si lleguimos hacia atrás en el tiempo, llegaríamos a una época en la que el universo era tan caliente que estaba en forma de plasma, como puede ser por ejemplo la superficie del sol, y enseguida les voy a hablar un poquito de esa época, apenas 300.000 años después del Big Bang. Este modelo cosmológico es un modelo que está firmemente establecido desde un punto de vista observacional y básicamente se constituye, hoy en día estamos muy convencidos de que está en la descripción correcta del universo, porque esencialmente tenemos tres pilares fundamentales consistentes con esta visión. El primero ya lo hemos visto, que es la expansión del universo. Los otros dos tienen que ver con la existencia de fósiles del Big Bang. Podemos hacer arqueología cósmica y podemos encontrar restos que provienen de la época del Big Bang. El primero de esos restos tiene que ver con el concepto, han tenido alguna charla sobre física estelar, entienden por ejemplo que en el interior de la estrella ya le han contado, se sintetizan elementos cada vez más complejos a partir de elementos químicos más sencillos. La cuestión es de dónde vienen entonces los elementos químicos sencillos. ¿De dónde vienen el hidrógeno y el helio? Porque dentro de la estrella lo que se hace es quemar hidrógeno y helio para formar el resto de elementos químicos. La respuesta es que es posible generar la abundancia de elementos de hidrógeno y helio que observamos en el universo si hemos tenido un modelo de Big Bang, es decir, un universo en el que en el pasado era caliente, lo suficientemente caliente como para que se dieran las reacciones nucleares que sintetizan los núcleos de hidrógeno y los núcleos de helio. Esa descripción de cómo se sintecitan los elementos ligeros, lo que llamamos núcleosíntesis del Big Bang propuesta por este señor en el año 46 y que ha sido verificada desde un punto de vista teórico y observacionalmente las predicciones de esta teoría son consistentes con nuestras observaciones del universo. Así que esencialmente podemos decir que el hidrógeno y el helio son fósiles que vienen de la época del Big Bang. El otro resto fósil de la existencia de un pasado caliente es lo que se llama el fondo cósmico de microondas. ¿Cuánto de ustedes han escuchado hablar de este concepto antes del fondo cósmico de microondas? El fondo cósmico de microondas es radiación, luz, que viene básicamente del universo recién nacido. En esta idea de universo, en expansión, que al principio era muy denso y muy caliente, en esos estadios iniciales teníamos un universo en el que había muchísima radiación. De hecho, en el universo, hoy día sabemos que por cada partícula de materia existen más de 10 a las 10 que son más de 10 mil millones de partículas de luz, de fotones. Estamos en un universo en el que existe muchísima luz comparada, partículas de luz, fotones comparadas con la cantidad de materia. Esa luz era muy importante cuando nos vamos hacia atrás en el tiempo. Y, de hecho, hemos comentado que el universo en el pasado era muy caliente y muy denso. Bueno, el fondo cósmico de microondas es un resto fósil de esa época. Es básicamente la luz que estaba presente en el universo recién nacido cuando tenía 380 mil años de edad. Previamente a esa época, el universo estaba en forma de plasma, igual que está el interior del sol. Lo que pasa es que, en su proceso de expansión, el universo llega un momento en que se enfría lo suficiente para que ese plasma se vuelva neutro. Ese momento ocurre unos 380 mil años después del Big Bang, cuando la temperatura del universo era comparable a la temperatura que tenemos en la superficie del sol. El sol tenemos unos 6 mil grados. El universo en aquella época tenía unos 3 mil grados. Cuando el universo tenía esa temperatura, el universo se volvió esencialmente neutro. ¿Y por qué es importante esto? Porque un medio neutro es esencialmente transparente a la luz. No podemos ver el interior del sol porque el sol está en forma de plasma. Pero sí podemos ver el medio que hay entre nosotros y el sol, porque es esencialmente un medio neutro. Los medios ionizados, los medios en forma de plasma no permiten propagar la luz. El universo es esencialmente transparente desde aquella época. Tenemos la suerte de que hay luz que estaba presente en aquella época y que todavía ha quedado inalterada desde entonces hasta ahora. Cuando digo inalterada, digo eso entre comillas, porque en un universo en expansión las partículas de luz van perdiendo energía como consecuencia de la expansión. De forma que, aunque esa radiación que había en el universo al principio correspondía a temperatura de unos 3.000 grados y ustedes saben que si ponen un hierro unos 3.000 grados podemos ver la emisión térmica de ese hierro, lo vemos rojo, incantecente. Esa luz se ha enfriado por efecto de la expansión y hoy día ha llegado a una temperatura de unos 3 grados Kelvin. Entonces es una luz que en aquella época estaba en el rango visible, pero por efecto de la expansión se nos ha movido al rango de las microondas. Bueno, es una luz que nos viene del origen del universo, del fondo y que hoy día está en el rango de microondas. Pues eso es el fondo cósmico de microondas. Es una radiación del origen del tiempo. Es una luz esencial para entender el modelo de Big Bang. Es una predicción del modelo de Big Bang. Big Bang explica un universo caliente que en el pasado era caliente. Necesariamente tiene que existir ese resto y ese resto se estuvo buscando durante años hasta que se consiguió detectar en seguida les cuento. Entonces la propia existencia de esa luz implica que el universo ha evolucionado y que en el pasado era caliente. Además es una radiación que nos permite sincronizar relojes en el universo. ¿Qué quiero decir con eso? Básicamente mirando cuál es la temperatura de esa radiación en función del tiempo podemos ver en qué época cósmica estamos. Cuando esa radiación tiene unos tres mil grados estamos al principio, cuando tiene tres grados Kelvin estamos hoy día. Entonces mirando cuál es la temperatura de esa radiación sabemos en qué época estamos en la evolución del universo. Muy bien. Pues esa radiación se fue predicha como consecuencia de esta teoría que hemos mencionado antes del Big Bang. Antes apareció el concepto de GAMF y fue descubierta por estos señores en el año 64 de manera fortuita cuando estaban haciendo pruebas con esa antena de telecomunicaciones. Encontraron un exceso de señal que no sabían explicar muy bien de dónde venía pero que venía de todas direcciones y era compatible con esos tres grados Kelvin que estaba mencionando antes. Por este descubrimiento tuvieron el Premio Nobel de Física en el año 78 y la caracterización de las propiedades de esa radiación su distribución de energía y el hecho de que es muy isotropa que no depende de la dirección de cielo en la que se observa pues mereció otro Premio Nobel de Física en el año 2006 a estos señores que eran los responsables de este satélite, el satélite COVID de la Agencia Espacial Americana de NASA que caracterizó cómo era la distribución de brillo en función, si les pongo frecuencia en longitud de onda creo que estos conceptos ya han salido antes. ¿Cómo era la distribución de brillo de esa luz? Decirles que esa luz en número es la luz más abundante en el universo. En un centímetro cuadrado de cualquier parte del universo ahora mismo hay 400 partículas de luz del fondo comico de microondas. Y esa luz hoy día corresponde a una temperatura de 3 grados Kelvin que representa la longitud de onda corresponde a la longitud de onda de alrededor de un milímetro. Entonces la luz más abundante en el universo es una luz que ha estado con nosotros prácticamente desde el principio y que hoy día está en longitud de onda de un milímetro. ¿Cómo detectamos esa luz? Bueno, les voy a enseñar un detector de microondas rudimentario y luego vamos a ver más complicados. ¿Esto es un detector de microondas rudimentario? A ver si llega la... Una antena de televisión saben que castamos radiaciones de satélites de televisión precisamente en frecuencias del orden de los microondas. De hecho, la antena de televisión trabaja cerca de los 10 gigahercios. Cuando hablo de estos conceptos les resultan familiares. Un 1% de la señal que castan las antenas de televisión es esa señal de fondo cómico de microondas, de ruido. Obviamente no tiene información pero si recuerdan las teles antiguas en las que uno podría no sintonizar un canal parte de ese ruido que se veía era del ruido del propio fondo cómico de microondas. Utilizando radio telescopio podemos hacer un mapa de esa radiación. Podemos medir como en la radiación en cualquier dirección ojo que estamos midiendo con un radio telescopio. Por lo tanto, yo haré mapas sintéticos. No hago una imagen como hago con un telescopio óptico lo que hago es captar cuál es la intensidad de la luz en una determinada dirección y asignarle un valor y dibujar en un mapa con una escala de color que yo escoja cuál es la intensidad de esa luz. ¿Cómo representamos normalmente esos mapas? De la misma forma que para la Tierra hacemos este tipo de representación podemos hacer el equivalente para el cielo y habrán visto muchas imágenes de cómo es el cielo visto con telescopios ópticos. Esto sería una imagen de todo el cielo en unas coordenadas especiales que llamamos galásticas en las cuales el pano de la galaxia está horizontal y eso sería la imagen de todo el cielo visto alrededor de nosotros. Obviamente, desde un lugar en la Tierra no se puede ver todo el cielo, vemos solamente una parte. Si estamos mirando esta zona del cielo el otro lado del planeta estará viendo la otra zona. Pero esto representa todo el cielo nocturno todo el cielo que hay alrededor de la Tierra. Bueno, eso es el cielo con telescopios ópticos. Lo que les voy a poner ahora es el cielo en telescopios de microondas y la imagen que les muestro es la imagen que obtuvo el satélite COVID que mencioné antes de la agencia espacial NASA y esta imagen que les voy a poner a continuación es mi Nobel de física. Esperaba esa respuesta. Es una imagen que parece tremendamente sencilla, ¿verdad? Pero tiene una cantidad de física enorme. Reflesionemos un poquito sobre esto. ¿Qué representa esa imagen? Esa es la luz que viene del origen del universo y que estamos viendo como geneidad. Independientemente de la dirección de cielo en la que observamos, el universo es tremendamente uniforme. O sea que en esta imagen es una imagen del universo que tiene una intensidad de 2,7 Kelvin aproximadamente esos tres y esa imagen, bueno, estudiando esta imagen de manera implícita podemos obtener cuál es la edad del universo. Esencialmente el hecho de que el universo está hoy a los 2,7 Kelvin, 3 Kelvin implica dentro de los modelos de Big Bang que han pasado unos 13.800 millones de años. Entonces como digo, es una de las imágenes icónicas de la física del siglo pasado. Es una imagen que muestra que nuestro universo ha evolucionado porque hoy día observamos galaxias pero en el pasado era muy uniforme. Entonces la cuestión es cómo es posible que se hayan formado todo lo que vemos en el universo. Si partimos de eso, si el universo hoy día es así y al principio era así cómo hemos podido pasar de una uniformidad a tener una variedad de objetos, estrellas, galaxias, etc. Bueno pues resulta que la radiación del Big Bang es muy uniforme pero no puede ser perfectamente uniforme. Tiene que tener codificada esencialmente la semilla de todo lo que luego va a formar las estructuras en el universo. Eso es una imagen moderna del fondo cómico de microondas una vez que hemos eliminado ese nivel promedio. Es decir, si aumentamos muchísimo el contraste en ese mapa, vemos que ese valor promedio tiene pequeñas irregularidades. Entonces si yo elimino ese nivel promedio y represento solo las pequeñas irregularidades alrededor de ese nivel promedio obtengo este mapa. Primero, empiezo a ver la emisión de nuestra galaxia y es que nuestra galaxia también es brillante en radio. Los radiotelescopios también se dedican a caracterizar como la emisión de nuestra galaxia. Pero lo que aparece por detrás, esa imagen que hay ahí, son las irregularidades que había en la luz original del fondo cómico de microondas que son las semillas que luego con el tiempo van a dar lugar a la formación de estructuras en el universo. ¿Cómo entendemos? Esas semillas tienen un nombre, las llamamos anisotropias en conmología. Y esencialmente lo que nos dicen es que todas las estructuras que vemos en el universo si dejamos avanzar la película del tiempo a partir de ese mapa pues veremos que primero pasamos por una época oscura y que en algún momento de en esa evolución empiezan a encenderse las primeras estrellas en el universo esas estrellas se van agrupando en estructuras cada vez mayores que son las galaxias y más recientemente las galaxias se van agrupando en estructuras todavía mayores esos filamentos que veíamos en las imágenes posteriores. Como mirar lejos es mirar al pasado utilizando telescopios a distintas lojitudes de onda podemos intentar hacer la reconstrucción de esa película cósmica. Los telescopios de microondas nos dan la imagen del fondo cómico de microondas, lo más lejano, pero toda la galaxia y todo lo que ha ido ocurriendo a lo largo de la vida del universo pues lo podemos reconstruir con telescopios en otras longitudes de onda. Así que una de las ideas que quería transmitirle es que esa luz, el fondo cómico de microondas es la luz más antigua que podemos observar en el universo. Es decir, si hacemos una representación en la cual nos ponemos a nosotros como observadores en el centro y vamos colocando en función de la distancia todos los objetos conocidos en el universo en esta imagen cada punto de ahí corresponde a una galaxia pues vemos que conforme vamos yéndonos hacia atrás en el tiempo vemos que las galaxias en algún momento acaban desapareciendo porque digamos que en esa evolución cósmica primero no había y luego se iban ensamblando y si miramos suficientemente lejos pues utilizando estos telescopios de microondas llegamos a ver el fondo cómico de microondas entonces siempre en astrofísica estamos jugando con esa idea de que mirar lejos es mirar al pasado bueno pues con telescopios de radio podemos ver lo más lejos posible que es esa luz del fondo cómico de microondas desde esa luz hasta nosotros hay un hueco porque una época oscura en la que no hay todavía estrella las estrellas empiezan a encender unos 400 millones de años después del Big Bang después empiezan a ensamblarse la galaxia y que ya las podemos empezar a observar con telescopio en otra longitud de onda de acuerdo pues esto es una visión tridimensional de ese esquema que hemos puesto al principio de cómo va evolucionando el universo esa luz la hemos observado desde tierra y de espacio con muchos instrumentos y en particular aquí desde el observatorio del Teide en los años 80 estamos haciendo experimentos para medir las propiedades del fondo cómico de microondas esto ya no existe pero mencionarles que empezamos con el experimento de Nerife en los años 80 y después siguieron muchos otros probablemente la imagen más nítida que tenemos hoy día del fondo cómico de microondas es la que ha proporcionado el satélite Planck que es un satélite de la agencia espacial europea en la que hemos participado también desde el Instituto Astrofísica que nos ha dado la imagen más nítida es la imagen que estoy utilizando todo el tiempo en la transparencia es la imagen que representa el universo recién nacido y Planck nos ha proporcionado esa capacidad de poder estudiar nuevos fenómenos en los primeros instantes del universo que están codificados esencialmente en este mapa ese mapa que vuelvo a representar ahí es la imagen del universo recién nacido obviamente el universo era muy uniforme pero eliminando esa uniformidad viéndose contraste ahí vemos esencialmente las semillas de todas las estructuras que hay en el universo esas semillas codifican la información de cómo la gravedad va a ir formando todas las estructuras que se observan en el universo la forma en la que se codifica es complicada porque tiene que ver con la física de la gravedad si están interesados me voy a saltar la transparencia relacionada con el tema pero si están interesados les puedo contar un poquito más de ello el mensaje importante que quería contarles es que observando esa luz podemos extraer propiedades globales de nuestro universo que tienen que ver o bien con el contenido del universo de que está hecho o bien con qué es lo que pasó al principio la parte del contenido está muy bien establecida es un contenido que es cambiante con el tiempo porque el universo está en expansión y no todas las especias constituyentes del universo se comportan igual cuando el universo se expande pero hoy día sabemos que el universo es esencialmente una materia ordinaria de la cual estamos hecho en nosotros sumada es apenas un 5% del total hay un 26% de lo que llamamos materia oscura y un casi un 70% de lo que llamamos energía oscura y ese contenido cambia con el tiempo muy bien pues digamos que este es el primer bloque largo en el que he intentado motivarle nuestra visión del universo que hay en el universo el modelo de Big Bang y bueno pues este modelo un poco extraño en el que tenemos materia oscura y energía oscura en la última parte de la charla voy a pasar brevemente por esos 3 puntos que mencionaba al principio digamos que esta parte desde ahora en adelante es para transmitirles cuál es la frontera de nuestro conocimiento es lo que sabemos sobre estas cosas digamos que todo lo que le he contado hasta ahora está muy bien establecido el modelo de Big Bang y cual es la de el universo pero por ejemplo materia oscura qué sabemos sobre la materia oscura bueno pues la materia oscura sabemos que es un ingrediente esencial para entender cómo se estructura el universo la evidencia observacional es que existen en astrofísica para asegurar que existe la materia oscura son descomunales no entenderíamos cómo se mueven las galaxias dentro de las grandes agrupaciones de los cúmulos de galaxia si no hubiera materia oscura no seríamos capaces de explicar este tipo de imágenes que probablemente hayan visto algunas veces estos son imágenes de estructuras que se llaman cúmulos de galaxias que son estructuras descumulares que agrupan a miles de galaxias son objetos los objetos más grandes que existen en el universo dominados por gravedad y tienen concentraciones de masa tan enorme que son capaces de incluso desviar la luz de objetos que están detrás de ellos de forma que se forman estos arcos que aparecen aquí esas imágenes deformadas que corresponden a lo que se llama en relatividad general efectolente gravitatoria de deformar el espacio-tiempo alrededor de grandes masas bueno no podemos explicar estas imágenes sin el ingrediente esencial de materia oscura en esa proporción del 26% el propio fondo cómico de microondas no se entiende la estructuración del universo aquí les tengo puesta una película que intenta representar cómo se van formando las estructuras en el universo, es una simulación en la cual partimos de un universo que al principio es muy uniforme como hemos visto y que por efecto de la gravedad pequeñas inhomogenidades que habían al principio se van condensando se van calentando y con el tiempo se van agrupando y formando estructuras cada vez mayores fíjense que en ese proceso de forma natural aparece esa estructura de red de filamento que vemos en las observaciones reales y vemos que los objetos más grandes van a acabar acretando por efecto de la gravedad estructuras más pequeñas bueno, estas simulaciones que podemos hacer hoy día por ordenador son simulaciones cuyo ingrediente es fundamental en la materia oscura sin ese ingrediente somos incapaces de reproducir esa estructuración de filamento y las propiedades estadísticas de cómo se distribuye en las galaxias en el universo es decir si no existe materia oscura no entendemos cómo se estructura el universo ¿Qué es la materia oscura entonces? bueno pues sabemos que tienen que ser partículas que sólo interaccionan por gravedad con el resto de partículas conocemos sus efectos dinámicos dan forma a todas las estructuras que vemos en el universo pero no conocemos una naturaleza última de hecho muchos esfuerzos en los últimos años se van a destinar a intentar entender que son esas partículas o bien el laboratorio desde tierra como los de CEN o bien con telescopio estos son los telescopios MAGIC y pronto CTA en la palma que van a intentar buscar huellas indirectas de que pueden ser esas partículas de materia oscura a mi me gusta terminar este apartado mencionando que la materia oscura es algo que puede sonar exótico pero conocemos partículas de materia oscura esto es el modelo estándar de física de partículas y no se si han escuchado hablar de los neutrinos los neutrinos son materia oscura son partículas que no interaccionan con la luz y que conocemos lo que ocurre es que son materia oscura que denominamos de tipo caliente es decir camasa y se mueven a velocidad de muy alta y para entender la estructura gran escala necesitamos además que haya partículas frías más masivas que se muevan más lentamente sabemos que hay una contribución de materia oscura de neutrino pero nos falta una contribución de materia oscura de otras partículas que desconocemos conocemos parte de la materia oscura no la conocemos toda para explicarle la la estructuración del universo materia oscura es otro tema sea que es frontera en la comología moderna desde hace muy poquito tiempo apenas 20 años sabemos que el universo no solamente está en expansión sino que además el ritmo de expansión se está acelerando con el tiempo cada vez vamos expandiéndonos más rápido eso se empezó a hacer se descubrió con observaciones de supernova, explosiones de estrellas en galaxias muy lejanas y hoy día, no solamente la supernova sino una multiplicidad de observaciones en cosmología confirman que ese ingrediente también es esencial para ver cómo se estructura el universo lo que pasa es que es un ingrediente en el que tenemos todavía mayores interrogantes respecto a la materia oscura porque no entendemos cuál es la naturaleza última aunque conocemos su defecto dinámico pero estamos un poco perdidos sobre qué puede ser ese ingrediente que es esencial hoy día en el universo y por eso hay una batería de misiones y experimentos tanto desde tierra como espacio que en la próxima década se van a dedicar a intentar estudiar las propiedades dinámicas de como esa energía oscura acelera el ritmo de expansión del universo si me preguntan a mí qué es la energía oscura lo más probable es que la energía oscura sea la constante cosmológica de Einstein que fue una modificación que al principio mencioné que Einstein intentó que su modelo universo fuera estático y añadió un elemento, una constante cosmológica para intentar balancear el universo luego lo quitó y dijo que eso había sido el mayor error de su carrera bueno pues parece que hasta cuando Einstein se equivocaba tenía razón porque todo encaja con que esta energía oscura sea ese término de signo contrario a lo que Einstein había utilizado esa no es un término que produce atracción es un término que en cierto modo introduce una fuerza de repulsión hace que el ritmo de expansión sea cada vez mayor algunas conclusiones entonces sobre el universo en base a lo que les he contado de materia oscura y energía oscura sin materia oscura no habría galaxias sabemos que si quitamos ese ingrediente de tiempo entre 1800 millones de años para formar galaxia si la energía oscura fuese mucho mayor de lo que es tampoco se habían formado estructuras en el universo es un ingrediente que parece que es esencial pero si hay demasiada energía oscura el universo se expande tan rápido que tampoco da lugar a que se forme en la galaxia hemos hablado que el universo es sebiterno es finito en el tiempo tiene 1800 millones de años por lo tanto como la velocidad de la luz es finita existe un universo observable o sea no puedo ver algo que esté más lejos de 1800 millones de años viajando a la velocidad de la luz o sea puedo de hecho vemos el luz que nos viene casi del principio del universo pero más allá puede que el universo sea más grande pero no lo vemos tenemos que esperar tiempo hay un límite de universo observable y el tamaño del universo observable es lo más lejos que digamos el tamaño que una partícula de luz la distancia que una partícula de luz ha estado viajando del origen del tiempo si esa partícula nos llegara hasta nosotros eso sería el digamos el radio de ese universo observable a qué tamaño tiene esa esfera ese radio bueno una luz viajando viajando durante 13.800 millones de años en tiempo propio de la luz ha viajado 13.800 millones de años luz lo que ocurre es que el punto desde el que salió no está 13.800 millones de años de nosotros está más distancia porque el universo se ha expandido mientras que la luz ha estado viajando de hecho esa región está a una distancia de unos 46.500 millones de años luz bueno pues en ese volumen teniendo en cuenta que midiendo en nuestro entorno podemos medir cuáles son las distancias características entre galaxias uno puede hacer la cuenta de cuántas galaxias podríamos encajar en ese volumen y sale que en el universo observable si estuviera plagado uniformemente de galaxias pues tendríamos unos 100.000 millones de galaxias repartiéndolas con las distancias características que reconocemos y ahí viene ese número escuchado alguna vez en el universo hay unos 100.000 millones de galaxias en el universo observable muy bien pues en los últimos minutos voy controlando el tiempo Alfred en los últimos minutos quiero terminar con ese concepto de inflación y honda gravitacionales que es probablemente el concepto más abstracto perdón que he estado contando durante la charla de hoy pero que es un concepto fundamental en la conmología moderna porque marca la frontera de qué es lo que conocemos y qué es lo que vamos a poder hacer en los próximos años traducido al lenguaje sencillo lo que estamos intentando explicar es cómo nació el universo vamos a rebobinar la película del tiempo hasta lo más que podamos de cerca del tiempo cero las cuestiones filosóficas que todos nos planteamos cómo nace el universo como se origina, de dónde viene nuestra visión de cómo nace el universo nos permite remontarnos hasta un instante de tiempo que no es el tiempo cero sino es un tiempo un poquito después del tiempo cero que es una muy pequeña fracción de segundo después del tiempo cero enseguida veremos que es una fracción tan pequeña como 0, 0, 0, 0, 32, 0 y 1, 1, segundos después del tiempo cero hasta esa época tenemos una teoría que propone cómo ha sido toda la evolución cósmica desde ese instante hasta ahora y esa es la teoría, es un añadido al modelo de Big Bang que es la teoría, el paradigma de la inflación que no tiene nada que ver con el concepto económico pero que también está relacionado con la evolución comunal entonces, en una transparencia esto es la representación de la evolución cósmica no sabemos qué pasa en el origen del tiempo pensamos que cuando el universo tenía una muy pequeña fracción de segundo se expandió de forma descomunal desde un tamaño minúsculo microscópico mucho menor que el tamaño de un átomo a escala macroscópica después de esa expansión descomunal el universo siguió su ritmo de expansión normal 380.000 años después se formó el fondo cómico de microondas que vemos y hoy día pues vemos toda la estructura y galaxias que hay en el universo ¿Por qué estamos convencidos de que este proceso es así? Bueno pues, estamos convencidos porque si esto es así hay una serie de implicaciones que una época de expansión descomunal tiene sobre cómo se van a formar todas las estructuras y en particular hay implicaciones sobre las propiedades de este mapa. Bueno esas implicaciones han sido verificadas en gran parte por las medidas del satélite Planck esas implicaciones tienen que ver cuáles es el tamaño característico cuáles son las propiedades globales de esas irregularidades que aparecen en los mapas del fondo cómico de microondas y esos conceptos están relacionados y ya empieza a complicar la cosa con procesos del mundo cuántico y es que según pensamos hoy día todas las estructuras que existen en el universo provienen de fluctuaciones cuánticas que se originan en esa época de la inflación cuando el universo tenía el tamaño de una partícula subatómica esta propuesta que fue hecha por estos señores que hay aquí que recibieron el premio Frontero del Conocimiento de 2015 como digo tiene una serie de implicaciones que han sido contrastadas y verificadas por las observaciones del satélite Planck así que bueno estamos convencidos de que todas las estructuras que vemos en el universo y en particular nosotros o la galaxia provienen de física relacionada con procesos cuánticos de la origen del tiempo esta teoría de la inflación fue establecida por estos señores Guthling de Istarowinsky a principios de los años 80 como les digo esencialmente describe una expansión descomunal del universo esta fracción de segundo después del Big Bang y si uno intenta entender cuál es la física que está relacionada con esos procesos que ocurren al origen del tiempo tan cerca del origen del tiempo pues se da cuenta que este proceso de la inflación probablemente está conectado con procesos de física fundamental y es que si echamos la película del tiempo hacia atrás la inflación debió ocurrir probablemente en escalas de tiempo en las que el universo tenía 10 a las 27 grados se están imaginando un 1 y 27 ceros esas escalas de energía son escalas de energía absolutamente descomunales son un millón de millones de veces más altas que las escalas de energía que se pueden alcanzar en laboratorios de tierra en esas escalas de energía pensamos que probablemente las fuerzas fundamentales de la naturaleza quitando la gravedad se unifiquen esto es una hipótesis de la física teórica que no ha sido contrastada así que estudiar el universo en esos instantes iniciales nos puede dar información sobre física fundamental y nuestra comprensión última de las formas de energía y de los procesos físicos que ocurren en esas escalas de energía descomunales ¿Cómo podemos acceder a esa escalas de energía? pensamos que durante ese proceso de la inflación de expansión descomunal en el universo se generaron ondas gravitacionales ¿Qué son las ondas gravitacionales? pues son una predicción de la teoría de la relatividad general de Einstein que nos dice que siempre que tenemos grandes masas moviéndose enormes masas distorsionan en el espacio-tiempo y en particular esa distorsión pueden producir ondas que se pueden propagar por ese mismo espacio-tiempo esa idea ha sido contrastada experimentalmente y de hecho en el año 2017 se ha dado el premio Nobel de Física por medir ondas gravitacionales no las generadas en el Big Bang sino la generada en procesos relativamente locales fusiones de agujeros negros o estrellas de neutrones con agujeros negros pero como les digo esa predicción de inflación es que probablemente en su ocurriosa expansión descomunal hubo unas distorsiones del espacio-tiempo que generaron ondas gravitacionales que distorsionaron ese espacio-tiempo y que en particular habrían dejado de alguna manera una huella en el fondo cónmico de microondas bueno pues de lo que se trata es de intentar buscar esa huella con experimentos que midan el fondo cónmico de microondas intentando trazar esa huella y esa huella caracteriza o la propiedad esencial de esa huella es que lo que hace una onda gravitacional es alterar las propiedades de polarización del fondo cónmico de microondas entonces sé que estoy añadiendo un montón de conceptos en fila pero como creo que el concepto de polarización es un concepto relativamente familiar porque todo el mundo sabe lo que son unas gafas polarizadas pues el hecho de saber estudiando esas propiedades de polarización de esa luz que nos viene en microondas uno puede acceder a qué es lo que ocurrió una fracción de segundo después del Big Bang pues es esencialmente un resumen de qué es lo que está intentando hacer la Cormología Observacional Moderna intentar medir esos patrones de polarización y intentar buscar esa huella del Big Bang ¿Cómo lo hacemos? Hay unos escopios que sean capaces de medir polarización en microondas y ya han visto uno de ellos ayer estuvieron no llegaron a pasar por Quijote estábamos trabajando en ello pero bueno, hay un experimento en la observatoria del Tey dedicado a esto y junto a Quijote va a haber otro experimento uno de ellos ya está instalado Grumbert y otro se instalará a finales del año que viene para intentar medir esta luz entonces ya llegó la hora y cuatro minutos entonces termino con dos diapositivas, la primera es que en relación a esta segunda parte de la charla estos conceptos de qué es la materia oscura qué es la energía oscura y cómo nació el universo que está relacionado con este concepto la inflación transmitirles que estos son problemas abiertos, son apasionantes es la frontera de nuestro conocimiento pero son cuestiones abiertas y que esperamos en los próximos años con experimentos como los que se hacen aquí con estudios de objetos muy lijanos o estudiando cómo evoluciona la estructura en función del tiempo pues esperamos aprender sobre ello y entender mejor las leyes de la física y la última transparencia es volvemos un segundo al tipotés del principio y damos la respuesta ¿Cómo miden los cosmólogos la edad del universo? bueno pues esencialmente les he comentado en algún momento que lo que utilizamos para establecer una edad cósmica es esencialmente la temperatura de la radiación del fondo cósmico es decir que utilizando termómetros medidos con radio telescopio podemos ver cuál es la época cósmica en la que estamos obviamente también podemos utilizar relojes para sincronizar así que estrictamente podemos utilizar termómetros termómetros para medir en qué época estamos en la evolución del universo ¿De qué color es el universo? el color es una apreciación subjetiva del ojo como respuesta a la longitud de onda de la luz que nos llega de acuerdo cuando decimos esto tiene un color rojo o un color azul en física esto lo escribimos porque ese color rojo corresponde a una determinada longitud de onda ¿Cuál es la longitud de onda de la luz más abundante del universo? pues es la longitud de onda de los fotones del fondo cósmico de micro-ondas y hoy día esa longitud de onda es un milímetro así que el color del universo es un milímetro ¿Cuánta galaxia hay en el universo observable? eso lo hemos puesto explícitamente 100 mil millones ¿De qué está hecho el universo? pues hoy día he puesto el diagrama de 5% de materia ordinaria 25% oscura y 70% energía oscura esa es la constitución hoy día del universo pero esa constitución cambia con el tiempo muy al principio cuando se forman los elementos químicos los núcleos de hidrógeno y helio básicamente estaba dominado por radiación la radiación se diluye mucho más rápido que la materia con la expansión porque la materia esencialmente cuando aumentas el volumen se diluye como el volumen es decir, si yo tengo tres partículas dentro de un litro y ahora ese volumen lo expando hasta 10 litros pues me quedan tres partículas pero dentro de 10 litros o sea, me estoy diluyendo como el volumen la radiación no solamente se diluye como el volumen sino que además se desplaza el rojo lo hemos visto, se enfría por lo tanto la radiación en el pasado era mucho más importante de lo que es hoy día entonces el universo un segundo después del Big Bang un 9% radiación el universo 200.000 años de Big Bang materia y radiación estaban al mismo nivel y hoy día tiene esta constitución así que dependiendo de la época todas esas respuestas son correctas bueno, nada más, muchas gracias