 Bueno, buenos días a todos. Gracias por venir después del día tan intenso de ayer. La tarea de hoy que tengo es intentar contar una visión, qué descripción tenemos en la actualidad de la cosmología. Y, claro, también entiendo que el interés que tendrán ustedes es cómo se puede intentar trasladar algunos de estos conceptos al currículum de secundaria. No es una tarea sencilla, porque el lenguaje que utilizamos para poder describir nuestro modelo cosmológico es un lenguaje que no se ve hasta la universidad, hasta el grado, que es el lenguaje de la relatividad general. Hay muchos conceptos que aparecen en cosmología, que seguro que vamos a hablar durante la charla y seguro que me van a preguntar el concepto de materia oscura, que, por ejemplo, el concepto de energía oscura no tiene equivalente sencillo, imaginable, clásico, de forma que uno puede hacerse una imagen sencilla de ello. Entonces, el traslado de estos conceptos es muy complicado, pero no obstante, aunque no quería empezar desanimando, sino animando, a pesar de ello, la cuestión de dónde venimos, cómo se formó el universo, es una cuestión que, a pesar de que la herramienta para responder a la mayoría de las preguntas a las cuales tenemos respuesta, apenas tiene un siglo, de hecho, en las relatividades generales del año 16, o sea que apenas tiene un siglo y su confirmación fue precisamente hace 100 años, en el año 1919, con la medida de cómo se desviaba la luz de alguna estrella, durante un eclipse de sol, pues se verificaron las predicciones de Einstein, pues como digo, antes de Einstein, antes de la teoría de la relatividad general, la humanidad se ha cuestionado de dónde venimos, cómo apareció el universo, qué son estas estructuras que somos capaces de observar en el cielo nocturno, que ahora, cuando vamos a lugar oscuro, pues podemos ver, pero que bueno, la humanidad estaba muy acostumbrada a ver el cielo, antes de que empezáramos a tener tanta contaminación lumínica. Entonces, yo quería empezar con dos o tres conceptos que no requieren, o sea, que son preguntas que cualquier alumno se puede plantear a esa edad, o cualquiera de nosotros se puede plantear a esa edad, sin la necesidad de tener un conocimiento profundo de física. Entonces, el primer ejercicio que les voy a proponer es lo que llamaríamos, o lo que llamaba un profesor mío de la Universidad, conmología de ventana, o sea, observando ese cielo nocturno, pues qué podemos plantearnos acerca del origen del universo. Y la primera propuesta que les traigo es lo que se llama la paradoja de Olbers, y viene a intentar dar respuesta a esta pregunta. ¿Por qué el cielo nocturno es oscuro? Esto no puede parecer una obviedad, pero si uno reflexiona un momento sobre ello, pues hay bastante sustancia detrás de esta pregunta. ¿Por qué? Imaginemos, por ejemplo, que el universo fuese infinito y que estuviese lleno de estrella, de forma que esas estrellas estuviesen distribuidas uniformemente en todo el cielo. Bueno, pues, si uno hace esa hipótesis, un universo que siempre ha sido igual, estático e infinito, el cielo nocturno debería ser tan brillante como la luz del día. ¿Y eso por qué? Pues, bastante sencillo ver que si el universo estuviese uniformemente lleno de estrella, conforme nos va moviendo más lejos, cada vez que incrementamos un poquito más una capa más lejana, el número de estrellas nos va a ir creciendo como la distancia al cuadrado, pero la luz de las estrellas también se pierde como la distancia al cuadrado. De forma que el brillo de cada una de esas capas cada vez más alejadas contribuiría de manera constante. Digamos que si integramos el brillo de una capa esférica alrededor de nosotros y comparamos ese brillo con el de una capa que estuviese al doble de distancia, ese brillo sería igual. De forma que si el universo era infinito, sumamos todas las capas, tendríamos pues luz infinita, tendríamos que el cielo nocturno debería ser tan brillante como el... Digamos que en cualquier dirección de cielo nos podríamos encontrar una estrella. Pero eso no es así, el cielo nocturno es oscuro. Bueno, pues, esto se conoce como paradoja de Olbers, formalmente está asociada a Olbers, año 1823, pero en física apareció antes. Apareció antes, fue mencionada de manera indirecta por Kepler en 1610. Halley, el descubridor del cometa, también la planteó en otros términos. Si el número de estrellas fija fuera infinito, la totalidad de la esfera celeste debería ser luminosa, entonces en 1720. Incluso Edgar Allan Poe en uno de sus relatos, que se llama Eureka, que tiene que ver con... es un relato bastante científico, pues lo planteaba de una manera similar. Si la situación de estrellas fuera limitada, el fondo de cielo presentaría una luminosidad uniforme. Bueno, de la observación que hicimos anoche, el cielo nocturno es oscuro, podemos llegar a la conclusión de que este punto de partida no es correcto. Es decir, que de la simple observación del cielo nocturno, podemos llegar a la conclusión de que, o bien el universo es finito en el tiempo, tuvo un principio, porque si fuese infinito y estuviese lleno de estrellas, deberíamos ver el cielo nocturno luminoso. Y en conmología moderna, vemos que la solución a este problema, porque el cielo nocturno oscuro no solamente viene de esto, nuestro universo es finito en el tiempo, tuvo un origen, sino que además el hecho de que el universo se esté expandiendo ayuda a que el cielo nocturno sea oscuro, en el sentido de que objetos más alejados, su luz se nos va a ir moviendo hacia el rojo, y entonces vamos a dejar de verla en el visible. Vale, pues una observación muy sencilla y una reflexión que podemos hacer creo bastante interesante y que enlaza con lo que conocemos sobre el universo. Bueno, no solamente podemos plantearnos este tipo de cuestiones, o sea, podemos hacernos otro tipo de cuestiones para las que a priori no necesitaríamos tener un conocimiento profundo de relatividad general. Entonces, a modo de diversión, de divertimiento, les voy a proponer un pequeño juego, que es que voy a formular cuatro preguntas con una especie de tipo test, y al final de la charla las vamos a responder. Estas preguntas son preguntas con respuesta, para las que la conmología moderna tiene respuesta, pero son preguntas que yo creo que a priori podría plantearse cualquier alumno de esta edad. Son preguntas para las cuales uno a priori no necesita un conocimiento previo de relatividad general. Primera pregunta, o sea, siempre estamos hablando del universo, tiene 13.800 millones de años. ¿Cómo mide un conmólogo la edad del universo? Les doy cuatro respuestas, con un reloj, con relojes, con termómetros, con telescopios, o con todas las anteriores. Siempre se pone eso en todos los tipos test. ¿De qué color es el universo? ¿Es negro? ¿Es transparente? ¿No tiene color? ¿Es blanco? ¿Es un milímetro? ¿Cuántas galaxias hay en el universo observable? 10 millones, 1.000 millones, 100.000 millones, o 10 billones de galaxias. ¿De qué está hecho el universo? ¿De materia ordinaria, materia oscura y energía oscura, en esa proporción? ¿Mita materia y mitad radiación? 99,9% radiación, todas las anteriores. Bueno, pues como diversión intenten pensar cuál que respuesta darían estas preguntas, y al final de la charla, vamos a tener la respuesta a todas. Bueno, estos son cuestiones y todo esto tenemos respuesta. Pero yo sé que ustedes me van a preguntar las cuestiones para las cuales no tenemos respuesta a la actualidad. Entonces, me voy a anticipar y las vamos a formular. Estos son preguntas abiertas sobre el universo. Estos, digamos, son las preguntas fronteras en la astrofísica moderna, en la conmología moderna. ¿De dónde proviene la simetría materia-antimateria, o dicho de otra forma, por qué nuestro universo está dominado por materia? No vemos nuestro universo a gran escala que contenga antimateria. ¿Cuál es la naturaleza última de la materia oscura? ¿Qué es la energía oscura? ¿Cómo ocurrió la inflación? ¿Qué es el mecanismo del que ayer le hablaba cuando veíamos Quixote que dio lugar a esa expansión descomunal del universo, una fracción de segundo después del Big Bang? Y sobre todo, se basa la conmología en los principios físicos correctos. Es decir, las herramientas que tenemos hoy día, la relatividad general, es una herramienta legítima para poder describir el universo. Bueno, pues experimentos como Quixote o como otro experimento que se hace en la conmología moderna intentan responder estas preguntas. Para esas preguntas, para todas ellas no tenemos respuestas completas. En algunos casos tenemos respuestas parciales. Pero bueno, es importante darse cuenta de que en ciencia siempre hay cuestiones para las cuales o no tenemos respuestas, tenemos respuestas parciales. Porque al fin y al cabo en eso consiste la ciencia. Siempre la frontera de la ciencia es aquellas cuestiones para las cuales todavía no tenemos una respuesta o para las que con las aproximaciones que tenemos somos capaces de dar una visión parcial. O sea que no debe incomodarnos tener respuestas parciales para preguntas en ciencia porque al fin y al cabo la ciencia avanza de esa manera. Muy bien, pues entonces, después de esta breve introducción vamos a hablar un poquito sobre la conmología moderna. Entonces, paso brevemente sobre los ingredientes que necesitamos para hacer una descripción de la conmología. Como en cualquier parte de la ciencia lo primero que tenemos que hacer es definir nuestro objeto de estudio el objeto de estudio del universo. El universo observable, al cual podemos acceder con observaciones con telescopio. Y bueno, esta primera cuestión tiene su importancia. Para que tengan el contexto piensen que el hecho de saber que existen otras galaxias es un concepto relativamente reciente. Eso es un concepto del año 1925. De hace menos de un siglo sabemos que existen otras galaxias. Hasta este año todo el universo observable eran las estrellas asociadas a nuestra galaxia. Se veían nebulosidades anteriores a esta época pero no se tenía una manera de terminar la distancia y digamos que el tamaño accesible o imaginable por los físicos del universo era bastante más pequeño de lo que somos capaces de imaginar hoy en día o de lo que somos capaces de medir hoy día. Y como les digo, para hacer una descripción de la conmología hay una herramienta fundamental que es una teoría que describa la gravedad. ¿Por qué? Porque la gravedad es la fuerza que va a dar forma y que va a estructurar el universo a grande escala. Y como digo, la teoría que nos ha permitido hacer una descripción completa de la conmología moderna es la teoría de la relatividad general que también tiene apenas un siglo. Para la descripción de la gravedad seríamos capaces de describir en principio todos los procesos que tiene lugar en todas las escalas del universo desde el movimiento de planeta alrededor de estrellas o cómo se estructura la galaxia o qué es lo que ocurre en un universo a escalas más grandes. Evidentemente, lo ideal sería que nos dedicásemos una clase completa a hablar de la relatividad. Obviamente no tenemos tiempo para ello pero si hay dos elementos clave que yo creo que tienen todos en mente y que son esenciales para visualizar el universo. El primero es el hecho de que la velocidad de la luz es un límite físico de transmisión de información y transmisión de señales. No podemos ir a más de 300.000 kilómetros por segundo en el universo y eso implica necesariamente que mirar lejos es mirar al pasado. Lo han visto formulado de distintas maneras a lo largo del curso que tiene. El hecho de que tengamos una velocidad de referencia hace que sea muy conveniente medir escalas de distancia en el universo en términos de esa velocidad. Medir distancia en términos de velocidad es muy común. Lo hacemos de forma natural. Ir a los observatorios una hora o volar a Madrid y Sondora y media cuando decimos un tiempo implícita hay una velocidad subyacente. En el universo como tenemos una velocidad de referencia podemos decir que el sol está 8 minutos luz. Podemos decir que nuestro sistema solar tiene aproximadamente 6 horas luz y si ya nos vamos a escalas mayores el tamaño de nuestra galaxia o de cualquier otra galaxia son 100.000 años luz. Si empezamos a ver las distancias típicas entre galaxias nos encontramos que son típicamente el orden de millones de años luz. Cuando vemos una imagen como esta la que es capaz de tomar el telescopio espacial Hubble nos encontramos que cada uno de esos puntos luminosos que hay ahí son galaxias que están típicamente separados unos de otros miles de millones de años luz si consideramos toda esa imagen como un todo. Entonces la cosmología moderna lo que intenta describir es la estructura del universo en esta escala grande. La cosmología no va a describir que es lo que ocurre en escalas del sistema solar no va a describir que es lo que ocurre en escalas de una galaxia va a empezar a poder describir el universo nos va a dar una descripción global de cómo evoluciona cuando lo miramos en escalas muy grandes y muy grandes quiere decir en escala grandes comparables con el tamaño de una galaxia. ¿Qué aspecto tiene el universo en esa escala? Podemos intentar acceder a ese universo visible o bien con telescopios ópticos y esto por ejemplo es una imagen preparada a partir de un poco cortada la diapositiva falta una S ahí Sloan Digital Sky Survey es un telescopio que ha estado haciendo un cartografiado de casi todo el cielo en el niferio norte y en este diagrama nosotros estaríamos situados en el centro y básicamente seleccionando una determinada elevación lo que se hace es mirar galaxias en todas las direcciones ir colocando cada puntito ahí es una galaxia que está colocada a una determinada distancia ¿Cómo la colocamos a determinada distancia? Pues utilizando la idea del desplazamiento al rojo que ya salió en otras presentaciones aquella galaxia que está cada vez más alejada pues tiene desplazamiento al rojo mayor Bueno pues cuando distribuimos galaxias en nuestro entorno pues encontramos que la distribución a priori no es aparentemente muy aleatoria parece que tenemos estructuras que forman como paredes hay zonas que contienen grandes vacíos o sea que el universo cuando empezamos a movernos en nuestro entorno pues parece que tiene una cierta estructura Si vamos a escalas cada vez mayores esto se sigue repitiendo o sea sigue siendo así bueno pues resulta que no llega un momento en el que cuando observamos el universo a escala suficientemente grande el universo parece muy uniforme y enseguida le voy a poner una imagen sobre ello pero este hecho que el universo sea muy uniforme a gran escala es la base de toda la descripción que tenemos de la conmología moderna Entonces ¿Cómo se construye esa visión de la conmología moderna? Lo primero que necesitamos es la gravedad que es la relatividad de Einstein esa teoría que nos dice que la materia curva el espacio tiempo la materia que se mueve en camino en ese espacio tiempo curvo esta herramienta nos permite describir el universo como un todo en términos de todas las cosas que son capaces de producir gravedad que en la materia pero también la densidad energía o la presión asociada de esa materia y el segundo ingrediente para construir nuestro modelo es esa observación del hecho de que a muy gran escala el universo es muy uniforme ¿Cómo podemos observar el universo a muy gran escala? Con telescopios ópticos podemos irnos relativamente lejos ¿Qué telescopios podemos utilizar para irnos todavía más lejos? Podemos utilizar radio telescopios ¿Y por qué podemos utilizar radio telescopios? Porque resulta que desde mediados del siglo pasado sabemos que en general la mayor parte de la galaxia son objetos que son muy brillantes en radio ¿Y por qué son muy brillantes en radio? Hoy día sabemos y creo que le han contado que la mayor parte de la galaxia suelen tener agujeros negros muy masivos en su centro y esos agujeros negros emiten en general son muy brillantes producen mecanismos de emisión asociados al material que cae el agujero negro que son visibles en el dominio de radio y comparativamente al brillo en el dominio visible son mucho más brillantes de forma que a mediados del siglo pasado con el desarrollo de la radioastronomía los primeros radiotelescopios empezaron a ser cartografiados del cielo observando galaxias a distancia mucho mayores de las que éramos capaces de acceder con telescopios ópticos y cuando se colocaban en mapas de cielo en la posición de todos sus objetos pues se encontraba que el universo a muy gran escala con esas galaxias que estaban a distancia descomunales pues aparece muy uniforme de hecho, si nos centramos en una de las pequeñas regiones vemos cada uno de esos puntos en una radio galaxia una galaxia que está a distancia descomunales pues vemos que el universo presenta un aspecto muy uniforme hoy día con cartografiados ópticos también se pueden hacer este tipo de observaciones entonces cuando vamos a escalas muy grandes y vamos a ponerle un número escalas muy grandes me refiero a escalas por encima de los 300 millones de años luz si nuestro elemento de resolución fuese eso 300 millones de años luz de distancia piensen que una galaxia son 100.000 años luz la galaxia en esas escalas son puntitos en esos volúmenes tan grandes el universo es muy uniforme bueno pues en cosmología, esta observación la traducimos a casi un nivel de un principio que llamamos el principio cosmológico si dentro de las ecuaciones de la relatividad general imponemos que el universo es muy uniforme a gran escala pues obtenemos una serie de soluciones que son las que habrán escuchado hablar ustedes de un universo en expansión y que básicamente ese tipo de soluciones se pueden clasificar entre grandes grupos modelos que se llamaríamos cerrados en los que hay mucha cantidad de materia dentro del universo de forma que la expansión acabaría frenándose produciéndose un recolapso modelos abiertos en los cuales tenemos poca cantidad de materia como para ser capaces de contrarrestar la expansión y esa expansión continuaría de forma indefinida y un caso de transición entre los dos que es un universo plano en el cual tendríamos la cantidad de materia justa para estar justo en la transición entre si tuviesen un poquito más de materia recolapsar o tener un poquito menos expansión indefinida bueno pues todos estos modelos son modelos dinámicos de universo y se construyen sobre el hecho observacional de que el universo está en expansión párenme cuando quieran desde cuando sabemos que el universo está en expansión pues también es de hace menos de un siglo estamos hablando de principios o mediao de los años 20 del siglo pasado aquí tienen una colección de fotografías de personajes que han sido esenciales en el establecimiento de ese hecho observacional hecho observacional lo llamábamos hasta hace poco la ley de Hubble desde hace muy poco la llamamos ley de Hubble le metre y es esa observación de que galaxias cada vez más alejadas de nosotros a mayores distancias se alejan de nosotros con velocidades mayores o sea todo se aleja de nosotros y lo que está más alejado su velocidad es proporcional a la distancia para poder construir esa relación en astrofísica tenemos que tener una manera de medir distancia, si estamos relacionando velocidad de alejamiento con distancia necesitamos haber medir velocidades necesitamos haber medir distancia ¿Cómo medimos velocidades de alejamiento? bueno, es la parte relativamente fácil pero la tecnología es también de esta época este señor Vesto Slicer fue el que propuso el método que hoy día utilizamos como referencia para medir distancia el método del desplazamiento al rojo tomamos un espectro vemos líneas de absorción o de emisión en un determinado espectro, en un objeto que tomamos como referencia al reposo si el objeto se acercase hacia nosotros esas líneas las veríamos desplazadas hacia el azul si el objeto se alejase de nosotros las veríamos desplazadas al rojo es el equivalente al efecto Doppler pero para la luz siempre que un objeto se alejan de nosotros vemos cómo la frecuencia de los objetos aumenta o sea se nos mueven hacia el rojo esto nos permite establecer un lado de la ecuación como se aleja la velocidad de la galaxia el otro lado de la ecuación es la medida de distancia y para medir distancia vuelvo para atrás fue esencial los trabajos de Henrietta Levy que permitieron utilizar un tipo de estrella muy particular, cefeida como indicadores, como trazadores de distancia absoluta entonces Havel y Lemet fueron capaces de utilizando esta técnica de Henrietta para medir la distancia lado derecho de la ecuación y de Schlieffer para medir la velocidad la izquierda de la ecuación dibujar en un diagrama cómo se relaciona la velocidad de alejamiento con respecto a la distancia y se encuentra una relación encontró una relación lineal más alejado se alejan de nosotros con más velocidad y aquí llegamos es que me propuso un desafío y lo acepté cómo visualizamos un universo en expansión estoy seguro que esta imagen se les viene a la mente a la hora de intentar extender que es un universo en expansión la iglesia del globo inflando toda la galaxia se alejan de todas no hay un centro del universo y todos los observadores ven lo mismo desde un punto del universo por ejemplo nosotros observamos que toda la galaxia se alejan con velocidades proporcionales a la distancia esto es una forma puede estar bien para visualizar la expansión del universo pero creo que suele llevar a confusión y con algunos de ustedes lo hablábamos ayer porque uno tiende a pensar con esta imagen que el Big Bang ocurrió en un punto y que todo viene en un lugar de un único punto y eso no es así porque esta imagen tiene que ir acompañada de esta frase cualquier observador en el universo ve exactamente lo mismo cualquier observador ve que toda la galaxia se alejan o dicho de otra forma más atrevida el Big Bang no ocurre en un punto ocurre en todo el universo a la vez lo dejo unos segundos para reflexionar y voy a ser tan atrevido de poner ecuaciones y por qué pongo ecuaciones porque ayer estuvimos discutiendo y creo que es ilustrativo poner una ecuación complejísima que va a describir cómo se expande el universo no nos imaginemos el Big Bang imaginémonos el universo en cualquier época pasada la que sea un segundo después del Big Bang un año después del Big Bang la que sea en esa época pasada vamos a etiquetar las posiciones de todos los objetos que haya en ese instante de tiempo el universo tendrá un cierto tamaño en el instante de tiempo y yo pongo etiqueta pues que tengo una galaxia aquí y otra aquí y otra pues eso van a ser mis posiciones aquí con la expansión con la evolución temporal del universo lo que ocurre es que la distancia entre galaxia aumenta de esta manera hay un factor de proporcionalidad entre un principio y unas posiciones en un instante de tiempo posterior es decir, que si el universo se expande un factor 2 desde ese instante inicial pues la distancia que hay entre dos galaxias cualquiera se ha multiplicado por un factor 2 esta ecuación si uno la reflexiona un poco se da cuenta de que conduce necesariamente a que cualquier observador va a ver lo mismo desde cualquier punto en clase en sentido de que si ponemos una persona de referencia quieta y ponemos persona separada a distancia a un metro, dos metros, tres metros pongamos que yo como observador para mí yo estudio en reposo una persona que esté a un metro por la ley de Hubble pues se va a estar desplazando, yo que sé a un kilómetro por hora respecto a mí la segunda pues como está al doble distancia se va a estar desplazando a dos kilómetros por hora y así sucesivamente esto es visto desde mí que ve la primera persona que está en esa posición para esta persona esa persona está en reposo lo que ve es que la anterior se está alejando a un kilómetro por hora y el que estaba moviendo a dos kilómetros por hora con respecto a él yo lo estoy viendo alejarse a uno me ponga sobre el que me ponga esto lo podemos extrapolar a tres dimensiones me ponga sobre el observador que me ponga todos van a observar que todo se aleja de todo y la forma de condensar esa expansión en esa ecuación esa ecuación lleva implícita la ley de Hubble si derivamos esa ecuación sale la ley de Hubble la derivada temporal de la distancia en la velocidad la derivada de esta cantidad estos son cantidades fijas tomamos como referencia al principio la derivada de esta cantidad que es lo que llamamos el factor de escala bueno pues aparecería aquí derivada de esa cantidad por x y ahora volvemos a sustituir x que es r partido por a y lo que llamamos el constante de Hubble es el cambio fraccional de la derivada del factor de escala con respecto al factor de escala por qué he querido meter esta ecuación porque luego ustedes si la quieren usar, lo usan y si no pero creo que es una forma sencilla de intentar visualizar el hecho de que no existe un centro del universo cualquier observador ve lo mismo cualquier observador está legitimado a decir que el Big Bang ocurrió en su posición porque para él todo se aleja desde su posición pero eso lo va a ver cualquier otro observador eso nos conduce necesariamente a que el Big Bang no ocurre en un punto ocurre en todo el universo simultáneamente el Big Bang no es un lugar concreto sino que es un instante de tiempo echamos la película el tiempo hacia atrás y en ese instante todo lo que yo veo alejado estaba sobre mí el Big Bang es un instante de tiempo es una extrapolación hacia atrás en el tiempo no es un lugar lo hice muy bien ¿Cómo hemos llegado a validar ese modelo conmológico? el modelo conmológico de Big Bang bueno pues ¿Cómo hemos llegado a validar con muchísimas observaciones de las cuales le voy a hablar ahora brevemente? en una transparencia que podemos resumir que el universo es algo que tuvo un principio nació hace 13.800 millones de años empezó en un estado muy denso muy caliente una fracción de segundo después del inicio tuvo lugar la inflación esa etapa de la que le voy a hablar a continuación el fondo aglómico de microondas se formó unos 380.000 años después del Big Bang y la estrella empezaron a aparecer 400.000 años después y las primeras galaxias poco más tarde la pregunta es ¿Cómo hemos podido llegar a verificar estas observaciones? y la cuestión es que nosotros podíamos plantearnos hay forma de hacer observaciones en conmología que nos permitan ver pruebas fósiles del que el universo en el pasado fue caliente o sea, dicho de otra forma existen restos fósiles del Big Bang podemos hacer arqueología de cómo era el universo en el pasado y la respuesta es que sí podemos hacer arqueología de cómo era el universo en el pasado en parte gracias a utilizar este truco de que mirar lejos mirar al pasado pero es que además creo que han visto durante las clases estos días que creo que tuvieron un curso sobre formación estelar entonces esta idea de que todos los elementos químicos se forman en todos los elementos químicos complejos a partir de pues pensemos el carbono o incluso los elementos químicos complejos se forman dentro de la estrella esto lo conocemos desde mediados del siglo pasado y bueno entiendo que lo han visto durante el curso pero esto es un esquema en el que vale somos capaces de explicar la cantidad de nitrógeno de oxígeno, de carbono oro, no sé cualquier elemento químico en el universo a partir de una materia prima que es el hidrógeno pero de dónde viene el hidrógeno bueno pues la respuesta a esa pregunta es el hidrógeno viene del Big Bang hecho el hidrógeno viene de entre un segundo y tres minutos después del Big Bang esa pregunta y la propuesta de respuesta es del año 1946 este señor Gamov fue el primero que se planteó que para sintetizar núcleos atómicos bueno es obvio que necesitamos reacciones nucleares dentro de la estrella ocurren reacciones nucleares de fusión para formar nucleos atómicos más complejos pero incluso los núcleos atómicos más sencillos el helio o incluso el hidrógeno deberían venir también de procesos nucleares y por lo tanto el universo en nuestro pasado se daba condiciones de temperatura tales que pudiésemos tener de forma espontánea reacciones nucleares bueno pues hoy día dentro de nuestro modelo de Big Bang si extrapolamos hacia el pasado se daban condiciones para que se diesen reacciones nucleares en el universo cuando tenía una edad entre un segundo y tres minutos después del Big Bang en esa escala de tiempo traducido a temperatura o superiores a las que nos encontramos en el interior de la estrella y se pudieron dar reacciones para formar núcleo lo interesante es que hoy día somos capaces de hacer predicciones de cuáles son los núcleos de los elementos que se formarían durante ese proceso del Big Bang y esos núcleos serían básicamente hidrógenos porque antes de esa época tendríamos el libre helio, un poquito de deuterio un poquito de helio 3 y un poquito de litio pero lo interesante es que el modelo de Big Bang predice exactamente cuánto poquito de cada uno deberíamos formar y esas predicciones de la abundancia relativa de esos elementos se han verificado haciendo mediciones de cuánto helio tenemos en el universo cuánto deuterio en objetos muy primitivos entendemos que son objetos que tendrán prácticamente la composición química primordial del universo bueno pues dicho de forma visual para que recordemos la idea el hidrógeno que podemos tener por ejemplo en el agua viene del Big Bang vale viene entre uno y tres minutos después del Big Bang muy bien y cuál es el segundo resto fósil que tenemos y quizá el más importante para establecer este modelo cosmológico pues es el fondo cómico de microondas ayer estuvimos hablando un poquito de él cuando visitamos Quijote pero si lo pensamos es una especie de consecuencia natural de esa idea de que el universo en el pasado era caliente si el universo en el pasado era muy caliente pues si nos vamos a tiempo suficientemente cercano al principio las temperaturas serían, hemos dicho que serían comparable a las que tenemos en el interior de una estrella en el interior del sol por ejemplo en qué forma está la materia en esas condiciones está en forma de plasma, tenemos electrones, protones, todos los constituyentes fundamentales están digregados incluso los fotones, las partículas de luz pues están por allí suelta pero no son capaces de propagarse libremente eso pasa en el interior del sol la luz no puede propagarse de forma libre pues porque el interior del sol está en forma de plasma y de hecho si no hace el cálculo de cuánto tarda en escapar un fotón en promedio que se genera en el centro del sol hasta la superficie pues salen millones de años aproximadamente bueno pues que es lo que ocurre que el universo conforme se va expandiendo se va enfriando y llegará un momento en el que se den las condiciones físicas como para que se formen átomos neutros y ese instante es importante porque lo que evita que los fotones las partículas de luz se propaguen libremente son precisamente los electrones partículas cargadas al libre el momento que esos electrones desaparecen porque pasan a estar ligados a formar átomos neutros, los electrones prácticamente quedan libres y cuando ocurre eso pues por analogía al sol ocurre cuando el universo tenía aproximadamente una temperatura similar a una estrella fría promedio unos 3.000 grados Kelvin la superficie del sol está un poquito mascariente la fotofera alrededor de los 5.000 y pico grados Kelvin en el universo cuando se dan las condiciones por la expansión la temperatura ha bajado unos 3.000 grados básicamente la partícula de luz quedan libre ya que haciéndola la analogía con una estrella el fondo cómico de microondas es la luz que podríamos ver que llega de la superficie de la estrella hacia nosotros y intentar acceder al Big Bang sería como intentar acceder al centro de la estrella las condiciones físicas en las que tenemos planmas no sé si esta analogía les valiara o no pero del punto de vista de que condiciones físicas tenemos a lo largo de la evolución del universo es bastante fiel el universo al principio era como un plasma cuando baja su temperatura a los 3.000 Kelvin se vuelve neutro y se vuelve básicamente como el medio que tenemos fuera de la estrella en el espacio intergaláctico esa radiación se forma en ese momento traducida a tiempo esos son unos 380.000 años después del Big Bang y esa radiación al igual que cualquier otra radiación se desplaza al rojo significa en términos físicos que su temperatura equivalente disminuye se enfría observar entonces esa radiación es extremadamente importante porque esa temperatura del fondo de microondas es una medida indirecta de en qué época del universo estamos en vez de medir tiempos con un reloj podría medir tiempo con la temperatura del fondo cómico de microondas y decir cuando el universo tiene 3.000 grados Kelvin pues estoy formando el fondo cómico de microondas cuando el universo tiene 3 grados Kelvin que es la temperatura que tiene hoy pues estamos en el momento actual y el universo traducido a las son 3.800.000 de años pero de manera indirecta el trazador de tiempos es esa temperatura del fondo cómico de microondas es una radiación que llena todo el espacio y si yo en cualquier instante de tiempo mido cuánto es la temperatura de esa radiación pues puedo inferir en qué momento de la expansión estoy y cómo puedo relacionar eso con la expansión pues el prometo que es la última ecuación lo puedo relacionar de esta manera la temperatura del fondo cómico de microondas aquí he puesto R pero en realidad es como el factor A que puse antes disminuye con el factor de escala del universo de forma sencilla si hoy día tenemos una cierta temperatura del fondo cómico de microondas si esperamos que el universo duplique su tamaño entonces la temperatura va a ser la mitad va a ir cayendo como ese factor de escala relativo al tiempo que me damos por ejemplo si el fondo cómico de microondas se formó cuando el universo tenía 3.000 años perdón tenía 3.000 Kelvin y hoy tiene 3 Kelvin cuánto se ha expandido desde entonces pues un factor 1.000 veces más pequeño entonces bueno pues esta relación pues la obtuvo por primera vez este señor que hay aquí Richard Tolman muy bien pues esta radiación se predijo como consecuencia de la teoría de Gamoth a finales a mediados de los años 40 y tardamos un poquito de tiempo hasta los años 60 en descubrirla pero desde entonces hasta ahora pues prácticamente el ritmo de descubrimiento asociado al fondo cómico de microondas pues se ha ido disparando fue descubrierta por estos señores con esta antena que hay aquí detrás en el año 64 por su descubrimiento recibieron el premio Nobel de física en el año 78 primer Nobel para este campo y tiene dos propiedades características la primera es su espectro o sea su distribución de energía en función de la frecuencia un espectro muy característico lo que llamamos un espectro de Planck un espectro de cuerpo negro y ese espectro es característico en física porque enseguida les comentaré que tiene nos da información acerca de las condiciones físicas que había en el universo al principio y luego es una radiación muy sotropa que también lo comentábamos ayer independientemente de la dirección de cielo que observemos tiene la misma temperatura es una radiación que llena todo el universo de forma, miro hacia allá, miro hacia allá siempre tres Kelvin en todas las direcciones estos señores descubrieron utilizando el satélite COVID midieron la forma del espectro y midieron el nivel de inhomogeneidad en esa radiación y por ello recibieron el premio Nobel de física en 2006 su distribución de espectral de energía está representada ahí lo importante es que piensen que esto es una radiación que llena todo el universo en cualquier centímetro cuadrado que yo coloque en cualquier punto del universo esta radiación va a estar presente hay 400 fotones 400 partículas de luz del fondo cósmico de microondas en un centímetro cuadrado en cualquier centímetro cuadrado de hecho en términos de luz es la luz más abundante que hay en el universo si miramos en cualquier dirección de cielo en la que no haya una estrella obviamente y medimos todo el espectro electromagnético y contamos cuántos fotones hay ópticos cuántos hay infrarrojos cuántos hay en microondas cuántos hay en un travioleta y lo dibujamos todo en un eje ponemos la longitud de onda y en el otro eje ponemos la cantidad de fotones que hay en el pico que sobresale siempre es el del fondo cómico de microondas es la radiación más abundante y además es una radiación que es muy uniforme entonces ayer hablaba de estos mapas ahora los vamos a visualizar un poquito recuerdan cuando visitamos Quijote que teníamos el panel les decían coordenadas galácticas la idea era que estábamos intentando representar igual que representamos la tierra en un planiferio pero en esta proyección en vez de hacer un mapa de la tierra podemos hacer un mapa del cielo en esas mismas coordenadas y esto sería el equivalente a un mapa del cielo pero con telescopio óptico en estas coordenadas vemos el plano de la galaxia situado así obviamente cuando observamos de noche no vemos en estas coordenadas vemos el plano de la galaxia con una determinada inclinación dependiendo de la latitud en la que estemos pero esto es una forma de proyectar a todo el cielo la emisión alrededor de nosotros bueno, esto es el cielo visto con telescopios ópticos cómo es el cielo visto en microondas o sea, cómo es la radiación del fondo cómico de microondas bueno, pues Pencias y Wilson apuntaron su radio telescopio en todas las posibles direcciones castaban una intensidad y con ello pues en cada dirección puede asignar un valor obviamente lo que estamos midiendo es una intensidad y los botones no llegan entonces no vamos a poder hacer igual que aquí una imagen como una fotografía vamos a utilizar un falso color pero vamos a colocar en un mapa cuál es la intensidad de brillo relativa pues bueno, el mapa que les voy a poner ahora es el mapa que estuvo el satélite COVID y es el mapa que les he mencionado antes que mereció un premio Nobel de física bueno, pues esto es el fondo cómico de microondas ¿Qué nos dice esta imagen? antes hablábamos de la homogeneidad del universo a gran escala esto es la luz más lejana que nos llega del universo, entonces cuando miramos lo más lejos que podemos vemos que el universo es prácticamente uniforme si obtenemos su distribución de espectral, esto tiene una forma de cuerpo negro y en física un cuerpo negro indica que hay subyacente un proceso de equilibrio vale, el universo estaba en unas condiciones físicas de equilibrio y con una temperatura muy uniforme al principio del tiempo esto contrasta con lo que vemos en la actualidad, la actualidad miramos y vemos galaxias, estrellas el universo parece grumoso pero en el pasado, prácticamente 300 mil años después del inicio era muy uniforme traducido este brillo esta cantidad de fotones de microondas que decidimos, a temperatura pues el número que midió COVID, aproximadamente 3 Kelvin bueno, era 2,726 Kelvin vale, eso es, les decía antes una medida de la edad del universo una medida de cuánto tiempo ha pasado desde el principio porque si el universo cuando tenía 3 mil grados Kelvin es cuando formó el fondo cómico de microondas desde entonces hasta ahora pues ha expandido un factor aproximadamente mil pero piensen que cuando vemos esta temperatura en el fondo estamos infiriendo de manera indirecta la edad del universo el universo tiene 13.800 millones de años es lo mismo que decir el universo tiene ahora 2,7 Kelvin en su radiación dominante que es el fondo cómico de microondas esta radiación es muy uniforme pero no puede ser completamente uniforme y no puede ser completamente uniforme porque si esto es una imagen del universo primitivo y sabemos que tenemos galaxias, estrellas y otras estructuras desde donde vienen todas esas estructuras tenemos que tener al principio irregularidad de grumo punto de partida desde el cual por efecto de la gravedad formemos todas las estructuras bueno pues esta imagen si somos capaces de aumentar el contraste lo suficiente deberíamos empezar a ver que hay pequeñas desviaciones con respecto al nivel promedio y ayer les comentaba que teníamos que aumentar el contraste muchísimo prácticamente una parte en 100.000 por ello, medir ese nivel de inhomogeneidad llevó mucho tiempo si la radiación se descubrió en el año 64 o 65 medir el nivel de homogeneidad no se pudo hacer hasta el año 92 con el satélite COBI y esa fue la segunda razón por la que se les dio el premio Nobel de física después de COBI ha habido otros experimentos que han estado midiendo el fondo del cómico de microondas WMap, Planck yo ahora les voy a poner la imagen de Planck esto es el fondo cómico de microondas también visto por Planck y ahora voy a quitar un nivel promedio de 2,726 Kelvin y voy a dejar el contraste, las variaciones con respecto a ese nivel promedio cualquier dirección de cielo tengo 2,7K pero en aquella dirección voy a tener un poquito más en otra dirección voy a tener un poquito menos pero en promedio tengo ese 2,7 bueno, es decir voy a aumentar el contraste pues cuando hacemos eso aparece esta imagen que recordará un poco a las que les ponía ayer lo que aparece aquí la emisión de nuestra galaxia la misma que hemos visto antes en el óptico nuestra galaxia emite también en radio ya lo comentábamos ayer pero esta estructura estas irregularidades que aparecen aquí esos son las semillas precursoras de todas las estructuras que hay hoy día en el universo esto, esta mancha que parece que tiene un poquito más de temperatura que el promedio pues si la dejamos evolucionar en el tiempo por efecto de la gravedad pues si la creciendo acretando más materia a su alrededor y con el tiempo pues llegar a ser en una galaxia así que recapitulando un poco el fondo cómico de microondas para el vídeo eso lo hacemos lo comentaba ayer eso lo hacemos mirando a distintos colores a distintas longitudes de onda si nosotros cambiamos el color en la longitud de onda a la que observamos el cielo la galaxia no va a cambiar va a ser más brillante o menos brillante en función del color del que miremos el fondo cómico de microondas es idéntico en todas las longitudes de onda la propiedad que tiene el cuerpo negro el traducido a temperatura el cuerpo negro es algo que tiene la misma temperatura sea cual sea la longitud de onda a la que observa entonces lo que hacemos para separar esa componente es mirar a distintas longitudes de onda a distintos colores y combinar los mapas extrayendo la señal común de hecho en intensidad prácticamente no hay que hacer nada porque en intensidad todas las estructuras que vemos aquí ya son un fondo cómico de microondas en polarización la situación es bastante más complicada ayer les contaba que tenemos que mapear muy bien nuestra galaxia en polarización para poder descontaminarla pero en intensidad esto que están viendo aquí eso es una estructura de cuando el universo tenía 380.000 años ese es el universo con 380.000 años enseguida les pongo una imagen quitando la galaxia haciendo esa descontaminación les quería poner este vídeo poco por asentar esa idea de que mirar lejos es mirar al pasado nosotros estaríamos situados en el centro de esa imagen y en esa imagen pues vamos colocando las galaxias que conocemos en nuestro entorno ¿de acuerdo? galaxias que salen del cartografiado que mencioné antes ¿de dónde viene la luz del fondo de cómico de microondas? para nosotros como observadores viene de bastante más lejos viene de si el universo tiene 13.800 millones de años pues viene de hace de esas distancias de 13.800 millones de años luz esta es la posición de la galaxia y tenemos todavía que irnos fíjense que con la distancia las galaxias se van perdiendo llega un momento en que no hay galaxia en el universo tenemos que seguir yéndonos hacia atrás para ver ese fondo cómico de microondas eso lo vería cualquier observador del universo cualquier observador del universo si mira suficientemente con telescopios de radio verá su fondo cómico de microondas su esfera alrededor de él de radio 13.800 millones de años luz y esa esfera evidentemente crece con el tiempo si esperamos un día más pues era un poquito más grande dos días más era un poquito más grande pero es esa idea visual de que lo que nos está llegando es la luz más lejana para el universo no podemos ver más allá porque básicamente el universo se vuelve opaco es como intentar mirar dentro de una estrella no podemos ver el centro del sol podemos ver cuando la superficie porque desde la superficie hacia nosotros los fotones pueden viajar libremente pero dentro de la superficie del sol hacia adentro no pueden viajar libremente en el universo es equivalente de manera directa no podemos ver antes que esto el tope al que somos capaces de observar en estos momentos si el ecuador de esa forma plana representa el plano de nuestra galaxia esta imagen no tiene el plano de la galaxia esta imagen en escalas descomunales pero alrededor nuestro nosotros estamos dentro de la galaxia y vemos alrededor nuestro de la galaxia en proyección en el mapa que mostraba antes vemos el plano de nuestra galaxia tenemos esa señal cortamos esa esfera y la abrimos como un mapa en lo que estaba mostrando antes todas esas manchitas que se ven por ahí vienen del origen del universo y sobre impresa en ella está la emisión de la galaxia que es la que tenemos que intentar descontaminar eso viene de aquí al lado estamos metidos dentro de una galaxia todas las galaxias emiten en radio si da igual, a ver estrictamente lo más sencillo es hacer una esfera lo que pasa es que para hacer plano igual que el plano terrestre que puso al principio hay muchas formas de hacer proyecciones de la esfera en el plano ninguna de ellas ideal porque todas acaban deformando como se distribuye lo ideal sería una esfera para representarlo pero imaginémonlo así el cielo estrellado es como una esfera alrededor nuestra y eso tú lo puedes proyectar en un plano igual que tienes una bola del mundo pues puedes tener una bola de cómo sería el cielo alrededor visto hacia afuera bueno pues en el observatorio del tey de ayer estuvimos hablando de algunos de los experimentos que han estado midiendo esta radiación aquí en Tenerife desde los años 80 mediados de los años 80 y esta imagen que aparece aquí es la imagen que obtuvo el satélite Planck ahora ya sí descontaminando esa emisión de la galaxia, ¿de acuerdo? esto sería el equivalente puesto en una esfera que está a 3.800 millones de años de luz alrededor de nosotros visto como observador ¿por qué podemos hacer este mapa? porque Planck tenía nueve bandas en frecuencia nueve bandas de longitud de onda tenía mucha resolución espacial y mucha sensibilidad que permite separar que parte galaxia y que parte viene de detrás y como ven en esta imagen prácticamente estas estructuras que marcaba antes se podían ver de forma directa prácticamente en intensidad solamente en la zona del plano es donde galáctico es donde no estorba observamos el cielo en los turnos y vemos la vía láctea observar a través de ella en radio para ver el fondo con microondas es complicado es mejor irse a apuntar a sitios que estén alejados del centro de la galaxia muy bien pues como digo eso es el universo con 380.000 años de edad una vez que hemos quitado ese valor uniforme y ¿por qué es importante tener este mapa? pues es importante porque estudiando las propiedades estadísticas de San Mancha podemos inferir cosas sobre propiedades locales de nuestro universo en el fondo de San Mancha digo que son las precursores de todas las estructuras que vemos hoy en día o sea que San Manchas tienen que codificar de alguna manera pues ¿cuánta materia hay en el universo? ¿cuánta energía hay en el universo? ¿cómo se distribuyen? porque al fin y al cabo estamos hablando todo el tiempo de que esto se puede explicar con las ecuaciones de la relatividad general y esas ecuaciones de la relatividad general básicamente nos describen cómo la gravedad va dando forma a la estructura a partir de la cantidad de materia y energía que hay en el universo entonces estudiando esta distribución podemos extraer información de qué es lo que hay en el universo ¿cómo lo hacemos? lo que hacemos es básicamente clasificar el tipo de manchas que se ven en este mapa lo que hacemos es representar en un eje el tamaño característico de las manchas y en el otro eje por la abundancia manchas del tamaño de una uña las contabilizamos manchas del tamaño del dedo pulgar manchas del tamaño de un puño y clasificando distintos tamaños eso en matemáticas es como hacer una transformada de furier nota decirla paréntesis pero en el fondo lo que hacemos es descomponer en escala característica la imagen y cuando se hace eso se obtiene esta curva en función del tamaño característico por ejemplo un grado sobre el cielo 18 grados sobre el cielo 90 grados sobre el cielo veo cuál es la amplitud de las variaciones o sea cuál es el tamaño característico de las manchas y obtenemos los puntos rojos que nos dicen que hay un tamaño característico de un grado que son las manchas más abundantes en este mapa a sin prevista se ve que las manchas más abundantes son manchas de este tamaño son las que vemos con más frecuencia es decir esa tengo los naranjas bueno esas manchas tienen un grado o sea el tamaño aparente sobre el cielo para que tengan la referencia la luna llena es aproximadamente medio grado así que imagírense que las manchas más abundantes del fondo cómico y microondas tienen el tamaño aparente como 4 luna llenas puesta un al lado de otro es el tamaño característico de las manchas y bueno pues estos son observaciones con los rojos son las medidas observacionales la curva que hay debajo es la predicción del modelo teórico dentro de la relatividad general de un universo que contiene materia oscura y energía oscura en la proporción actual del 70% y 30% vale ese modelo básicamente tiene 5 parámetros libres básicamente cuanta materia oscura cuanta energía oscura cuanta materia ordinaria cuál es el ritmo de expansión dentro de un parámetro adicional y bueno pues básicamente con esos 5 parámetros libres pues somos capaces de explicar una curva que tiene más de 2.000 puntos traducido a cantidades de materia en el momento actual esta sería la composición del universo vale casi 70% energía oscura 26% materia oscura y el resto pues materia ordinaria elementos pesados como los que forman la tierra 0,03 algo de neutrinos y en estrellas y en gas libre pues tenemos prácticamente el 4,5% esta distribución cambia con el tiempo no es igual en todo instante de tiempo en la edad del universo yo creo que es muy sencillo de entender y vamos a hacer un ejemplo por ejemplo hay unas 50 personas si yo calculo la densidad de personas por unidad de volumen en esta sala pues divido 50 personas entre el volumen no sé cuántos metros cúbicos tendrá divido entre el número que sea y tengo pues tantas personas por unidad de volumen si el número de personas no cambia o sea traducido al universo si la materia que hay dentro del universo no cambia pero el volumen del universo cambia porque se va expandiendo con el tiempo si yo ahora calculo 50 personas pero no entre el volumen de esta sala sino en el volumen que tendría una vez que se haya expandido al doble del tamaño la densidad va a ir cayendo con el tiempo pues eso es lo que le ocurre a la materia la materia se va diluyendo con el tiempo de forma que su densidad relativa en lo que se representa así aquí son cantidades de densidades cambia con el tiempo y eso le pasa a la materia lo que pasa también a la radiación lo que pasa es que la radiación se diluye más rápido que la materia y se diluye más rápido que la materia porque es que la radiación además de tener el efecto de que tengo 10 fotones no es lo mismo tenerlo en un metro cúbico que en 10 metros cúbicos la densidad es menor pero es que además por la expansión los fotones se me desplazan al rojo pierden energía desplazarse al rojo es equivalente a que pierdan energía que de manera neta los fotones se me diluyen en el volumen mucho más rápidamente que la materia es decir que si me voy hacia el pasado comparada con la materia la radiación, los fotones son cada vez más importante de hecho si nos vamos a un segundo les comentaba que entre un segundo y tres minutos se formaron los núcleos en aquella época la radiación era muchísimo más importante que la materia que el universo estaba prácticamente dominado por fotones y cuando se formó el fondo cómico de microondas prácticamente estaban en equilibria si cogíamos cualquier elemento de volumen en aquel universo primitivo básicamente teníamos la misma cantidad de materia que de radiación hoy día prácticamente la radiación es despreciable ni siquiera está puesta aquí porque en porcentaje sería un 0,0002% una contribución totalmente despreciable para que tenerla en cuenta si nos queremos mover hacia atrás en el tiempo vale pues de todo estos ingredientes el raro es la energía oscúrica la energía oscura porque es el único ingrediente y les contaré ahora enseguida por qué es el único ingrediente que si aumenta el volumen no se diluye o sea la densidad de energía oscura siempre es constante de forma que si nos vamos hacia el pasado la materia la radiación es cada vez más importante porque teniendo volumen es más pequeño la energía oscura siempre está al mismo nivel esto es una cosa que es impensable, no tiene un equivalente en la física convencional es una cosa muy rara entonces como es una cosa muy rara le voy a dedicar unos minutos ahora a continuación pero quiero cerrar el bloque principal de la charla en este punto el objetivo era tener una visión de cuál es el modelo cosmológico y como lo hemos establecido sobre todo con observaciones del fondo cómico de microondas de qué está hecho el universo y bueno pues quiero cerrar este bloque aquí a continuación tengo uno apartado como sé que me van a querer preguntar sobre materia oscura energía oscura pues tengo algunas transparencias para aclarar esos conceptos lo que más le interese podemos hablar de unos u otros pero cerramos este bloque general aquí con algunas conclusiones sobre el universo esos ingredientes que hemos mencionado antes son esenciales para entender cómo se estructura el universo hoy de hecho si no hubiese materia oscura no habría galaxias formadas hoy día somos capaces con simulaciones numéricas reproducir cómo se forman las estructuras en el universo cómo hacemos eso cogemos la imagen del fondo cómico de microondas le metemos las ecuaciones de la gravedad la relatividad de Einstein y la dejamos evolucionar y eso nos da que empiezan a formarse galaxias y estrellas en una determinada época para que ese proceso de formación de galaxias tenga lugar en el tiempo de vida que sabemos que tiene el universo es un ingrediente fundamental si no existieran esa proporción de un 30, 26% no habría tiempo para que se formen galaxias la energía oscura es también un componente un poco exótico de hecho una reflexión les dejo aquí si la energía oscura fuese mucho mayor de lo que medimos hoy día no se habrían formado estructura en el universo la energía oscura es algo que produce que el universo se expanda cada vez más rápido si hay demasiada energía oscura el universo se expande tan descomunalmente que no le da tiempo la gravedad a formar estructura es un componente que existe pero en una proporción tal que si hubiese demasiado de él no podríamos formar estructura parece que hay un cierto equilibrio entre estas cantidades el universo es esbiterno esbiterno significa que tuvo un principio en el tiempo es como la semi recta infinita tienes un principio pero no tienes un final nació podemos extrapolar hacia atrás la película del tiempo hasta hace 3.800 millones de años el fondo comico de microondas viene casi del principio apenas 380 mil años después de ese tiempo cero pero sabemos que el universo proviene se genera una época de hace 3.800 millones de años todo lo que hablamos en cosmología tiene que ver con el concepto de universo observable como la velocidad de la luz es finita existe un universo observable si el universo tiene sólo 3.800 millones de años y no hay nada que se mueva más rápido de la luz yo no puedo tener información de cosas que estén a más de un mes de año en luz necesito esperar más tiempo para que yo sea capaz de ver esas cosas entonces hay una distancia máxima a la que podemos observar la mayor parte de las paradojas o las preguntas que me suelen plantear cuando uno intenta visualizar el universo tienen que ver con el hecho de confundir el concepto de universo como un todo con el concepto de universo observable en cosmología casi siempre hacemos implícidamente referencia a universo observable todo lo que podemos observar está en una esfera de 13.800 millones de años de luz alrededor de nosotros más allá hay universo sí pero tenemos que esperar para verlo de acuerdo hay que tener paciencia lo más lejos que podemos observar entonces está 13.800 millones de años de luz si utilizamos la traducción de años luz a kilómetros pues son del orden de 10 a 23 kilómetros o si utilizamos la unidad de megaparces que se utiliza mucho en astrofísica pues es 4.200 megaparces el universo es más grande que el universo observable sí y bueno si tenemos este volumen y sabemos que la distancia característica entre galaxias del orden de 3 millones de años luz aproximadamente entonces podemos hacer una cuenta muy sencilla de forma que su distancia por medio de 3 millones de años de luz yo tengo un volumen tengo su distancia característica hago el cociente y puedo sacar el número de galaxias que hay en ese volumen ese número es 100.000 millones de galaxias en un universo observable hay 100.000 millones de galaxias es un conteo como cuando se cuentan las personas en las manifestaciones igual es exactamente igual tenemos una a una individualmente muy bien pues teníamos hasta ahí media empezamos un poquito tarde entonces es lo que queda de charlas digamos el concepto general que yo quería darle era hasta aquí pero sé que me van a preguntar sobre materia oscura sobre energía oscura sobre inflación y onda gravitacional la diferencia sobre cada uno de estos temas por intentar aclararle podemos ir ligerito sobre todo o podemos pararnos en los que más le interese entonces me van diciendo y lo voy pasando y voy soltando algunos conceptos de acuerdo por ejemplo sobre materia oscura la idea de materia oscura es tiene también aproximadamente poco menos de un siglo viene de los años 30 este señor Fritz Wickey observando cómo se movían las galaxias dentro de un cúmulo de galaxias los cúmulos de galaxias son agrupaciones de galaxias encontró que la galaxia se movían demasiado rápido generalmente para explicar la velocidad a la que se mueve algo en el universo necesitamos echar mano de la gravedad viendo cómo se mueve la galaxia y saber cuánta materia hay dentro de esa estructura bueno pues en esa época él era capaz de medir la galaxia traducir su luminosidad a masa y estimar cuánta masa debería ver dentro de un cúmulo pero luego medía la velocidad a la que se movían como medimos velocidades de desplazamiento al rojo y salían velocidades descomunales del orden de 1000 km por segundo la galaxia se movían a 1000 km por segundo dentro de esa estructura y eso implicaba que dentro de los cúmulos tendría que haber muchísima más masa de la que aparentemente tendría que haber en base a la luz que emitían la galaxia entonces fue el primero en proponer la existencia de materia oscura hoy día tenemos muchísimas evidencias indirectas de la existencia de materia oscura en el universo la dinámica en cúmulos de galaxia es la precursora la de Zwicky seguramente habrán escuchado hablar de los trabajos de medidas de curva de rotación de ver a Rubin estos son de los años 60-70 no se puede explicar cómo giran las galaxias sin echar mano de ese ingrediente adicional y hoy yo les he contado que el fondo cómico de microondas viendo esa estructura podemos inferir que hay un 26% de materia oscura bueno, pero eso son tres herramientas pero hay más herramientas en cosmología hay una muy bonita que tiene que ver con efecto lente gravitatoria en cúmulos de galaxia una predicción de la relatividad general es que la luz cuando pasa cerca de estructuras masivas se curva entonces esa curvatura depende de cuánta masa está afectando a la luz trazando cuánto se desvía la luz podemos medir cuánta masa hay en el interior bueno pues en el universo y en las redes comunales como los cúmulos de galaxia a veces observamos estos arquitos que aparecen aquí que son imágenes de galaxias que están detrás del cúmulo que por efecto lente gravitatoria por efecto de la gravedad esa gravedad distorsiona la imagen con la que nos llega y pues aparecen así como estriadas a partir de la medida de esas estructuras podemos inferir cuánta masa hay en los cúmulos de galaxia y encontramos que también se necesita ese ingrediente la materia oscura en la misma proporción que Suiki necesitaba para los cúmulos la misma proporción que necesitamos para explicar la galaxia o la misma proporción que medimos en el fondo cómico de microondas siempre hace falta que la materia oscura en relación a la materia ordinaria sea unas seis veces más abundante quizá la explicación más bonita que tenemos hoy día de la materia oscura en la que les comentaba antes sin materia oscura no hay estructura hoy día podemos hacer simulaciones por ordenador partiendo del estado inicial de ese fondo cómico de microondas y dejando evolucionar la gravedad de cómo se forman las estructuras en el universo y esas estructuras pues aquí está pasando muy rápido el tiempo obviamente pero son estructuras que aparecen como filamentos se van produciendo esas condensaciones pues van cayendo cada vez hacia las estructuras mayores estas simulaciones cuando se hacen pues llevan como ingrediente una descripción de la gravedad la relatividad general y llevan como ingrediente cuánta materia ponemos cuánta materia ordinaria y cuánta materia oscura lo bonito de esto es que cuando hacemos esas simulaciones podemos comparar con lo que observamos en la realidad y la única forma de reproducir la distribución de estructuras que vemos en el universo es cuando ponemos materia oscura en esa proporción de 6 a 1 si no ponemos materia oscura no hay tiempo físico para que se formen galaxias y en función de la cantidad de materia oscura que hay con respecto a la materia ordinaria pues ya alteramos la cantidad y número de galaxias que se forman para explicar la abundancia de galaxias que vemos en el universo actual hay que meter materia oscura en esa proporción de 6 a 1 que me ha adelantado 5 segundos pero es una buena definición toda la evidencia que tenemos de materia oscura es una evidencia indirecta a través de medidas en cosmología deben ser partículas a las que le afecta gravedad, partículas masivas y que solamente en principio interaccionan con gravedad y quizá a lo mejor con otra interacción pero no interaccionan con la luz y la luz conocemos sus efectos dinámicos con gran precisión vemos que afectan como rota la galaxia afecta como se curva la luz en los cúmulos afecta como se estructura la galaxia en el universo no sabemos su naturaleza última entonces como podríamos detectarlas podemos aproximarnos a ellas o bien con experimentos de tierra aceleradores o bien intentar acceder a ellas modelando observaciones en astrofísicas como son sus efectos y restriciendo sus propiedades una reflexión que les quiero hacer para que quede claro una partícula que no interaccione con la luz no es una cosa exótica esto es el modelo estándar de física de partículas todas estas partículas son conocidas son partículas que están medidas estos son los quarks que son los constituyentes fundamentales de la materia agrupado entre ellos forman los protones, los neutrones estos son los transmisores de fuerza el fotón el que transmite la radiación electromagnética y estos son los otros transmisores de otras fuerzas luego hay una parte de la tabla que no sé si les suena el electrón sí pero han escuchado hablar de los neutrinos ¿verdad? bueno los neutrinos son materia oscura de acuerdo a mi definición son partículas que no interaccionan con la luz pero que sí sienten efecto de gravedad si tienen masa entonces la pregunta es solamente con los neutrinos somos capaces de explicar todo lo que vemos en el universo pues la respuesta es que no son suficientes o sea contribuyen a la materia oscura pero en una pequeña proporción entonces para explicar toda la variedad de procesos hace falta algo más aparte de los neutrinos pero si la pregunta es existe la materia oscura pues sí aquí tienen un ejemplo el neutrino pero a la pregunta cuál es el agente que produce la estructuración del universo pues el neutrino no es el agente tiene que ser algo más dentro de un agujero negro hay materia de fuera sentimos la gravedad y una posibilidad es que la materia oscura sea un agujero negro es lo más restrictivo efecto práctico es algo que no puede emitir luz en relación a la materia ordinaria mantiene su proporción porque las dos tanto la ordinaria como la oscura se diluyen de la misma manera entonces la proporción relativa de materia oscura y materia ordinaria se mantiene en toda la evolución del universo para entender cómo se estructura la galaxia las primeras que se forman eso era 10 veces más pequeño que ahora allí prácticamente la energía oscura era irrelevante entonces en los modelos al principio la energía oscura casi no juega ningún papel empieza a jugarlo cuando llegamos al momento actual porque empieza a ser dominante en el momento actual un 70% y produce la expansión en dos transparencias muestro la imagen simplemente comentar que hay posibles formas de detectar materia oscura de manera indirecta con telescopio y no se si han llegado a tener alguna charla sobre este tema Alfred sobre magic o cta o astropartícula existen telescopios en la isla de la palma por ejemplo que están intentando buscar evidencias de aniquilación de partícula de materia oscura utilizando una tecnología que se denomina Cherenkov les dejo el concepto para que quede por aquí respondiendo a la pregunta sobre la energía oscura la energía oscura es algo que está produciendo cual sería su definición es algo que produce que el universo se expanda de forma acelerada se descubrió en el año 98 por estos señores recibieron el premio Nobel de fisica hace poquito por ello y bueno básicamente la idea es fácil de explicar en un universo en el que tuviésemos solamente gravedad la gravedad es una fuerza de atracción entonces nosotros esperaremos que la gravedad lo que haga es que con el tiempo frenen el ritmo de expansión bueno pues estos señores midiendo un supernova estrellas muy brillantes explosiones muy brillantes desplazamiento al rojo alto encontraron que el ritmo de expansión no se está frenando entonces necesitamos un ingrediente que contrarreste de alguna manera la gravedad algo que produce que en vez de frenar el ritmo de expansión lo vamos a acelerar vale cuál es la explicación bueno a ese ingrediente lo llamamos energía oscura y en términos de dinámica pues la energía oscura el comportamiento que aparece aquí en esta línea roja esto es un diagrama en el que situamos hoy aquí tenemos tiempo 10 millones de años 20 millones de años en el futuro entonces son 10 millones de años hacia el pasado y en este instante de tiempo nosotros tenemos el universo el tamaño que se llama vamos a llamarle tamaño 1 referimos a él cómo va a evolucionar de aquí hacia el futuro el universo el 100% dominado por materia pues tendría un ritmo de expansión continuo asintóticamente frenándose era lo que llamábamos ante universo plano si tenemos menos que ese 100% que es pues tendríamos un universo abierto que es un ritmo de expansión pues algo mayor digamos que la expansión vencia la gravedad la gravedad no es tan importante si tenemos demasiada materia utilizando a uno como el valor crítico para separar entre modelos abierto y cerrado si tenemos demasiada materia pues la gravedad acaba venciendo y el universo recolapsa bueno pues la energía oscura es un componente que hace que el ritmo de expansión se acelere cada vez más y esta curva pues se vuelva asintóticamente prácticamente vertical entonces qué ingrediente es capaz de hacer eso pues la verdad es que no lo sabemos la verdad es que no lo sabemos porque tiene que ser algo que desde el punto de vista dinámico no cambia su densidad con el tiempo por lo tanto es algo que hace cada vez más importante conforme pasa más tiempo porque el resto de componentes se diluyen en el volumen y pongo esta transparencia pero es un ingrediente que es esencial para entender cómo se estructura el universo yo les he hablado de la supernova pero a partir del fondo cómico de microondas a partir de cómo se distribuye la galaxia tenemos mucha evidencia hoy día independiente de que ese componente tiene que existir lo que ocurre es que aquí tenemos todavía más interrogantes que en el caso anterior porque mientras que en el caso anterior tenemos partículas candidatas podrían ser los neutrinos pero el modelo estándar de partículas nos dice que podemos esperar más allá del modelo estándar que serían candidatas a materia oscura aquí pues no tenemos ni siquiera sugerencias razonables no sabemos lo que es sabemos que produce que el universo se expanda cada vez más rápido conocemos su efecto dinámico hace que el universo se expanda cada vez más rápido y necesitamos hacer mejores medidas para ver cómo son sus propiedades dinámicas y entender qué puede ser ese componente hay un montón de experimentos algunos ya están funcionando otros van a estar funcionando en un futuro próximo euclido en un satélite que va a lanzar la agencia espacial europea dentro de un par de años para caracterizar la energía oscura las propiedades dinámicas de la energía oscura ¿cuál es la explicación más plausible que tenemos hoy día de que es la energía oscura? bueno pues la explicación más razonable es un gazapo que tuvo Einstein al principio cuando desarrolló su teoría de la relatividad que era lo que llamaba la constante cosmológica bueno, él intentó modificar sus ecuaciones para conseguir modelos de universo estático o sea cuando Einstein hizo su teoría todavía no se sabía que el universo estaba en expansión de la relatividad en 10 años anterior a saber que el universo está en expansión entonces bueno, él pensaba que el universo podría ser estático y introdujo una modificación un término constante en sus ecuaciones que se llamaba constante cosmológica y que luego bueno se arrepentiría diciendo que ha sido el mayor error de mi carrera bueno pues resulta que esa constante cosmológica actúa de forma efectiva como una interacción de repulsión y todas las medidas que tenemos hoy día en cosmología concuerdan con que la energía oscura probablemente sea la constante cosmológica de Einstein pero para hacer la verificación pues necesitamos trazar muy bien como es el ritmo de expansión del universo en función del tiempo para trazar esas características dinámicas de la energía oscura termino ya con inflación y onda gravitacional aquí puedo ir un poquito más deprisa porque ya hablamos ayer en Quijote de estos temas así que simplemente decirles que Quijote intenta responder a esa pregunta de cómo nació el universo inflación es esa etapa que ocurrió una pequeña fracción de segundo después del Big Bang y que bueno que básicamente viene a dar origen a todas las estructuras que conocemos que las vemos luego más tarde en el fondo cómico de microondas y en la actualidad forman todas las estructuras que observamos esta teoría aunque parece un poco exótica está verificada con los mapas del fondo cómico de microondas porque esa teoría tiene predicciones la primera de esas predicciones es de dónde viene la semilla de todas las estructuras de dónde viene esa rubosidad que vemos en el fondo cómico de microondas esa semilla viene según propusieron estos señores a Stephen Hawking si le conocerán a Mujanov no sé si le conocerán es un profesor de la Universidad de Múnich esa semilla ellos propusieron que tenían que venir de fluctuaciones cuánticas en el momento de la inflación tienen que ver con procesos cuánticos cuando el universo observable tenía en el pasado un tamaño comparable al tamaño de un átomo esto puede sonar muy exótico pero si esta teoría es correcta esto tiene una serie de implicaciones sobre cómo tienen que ser la distribución estadística de esas estructuras que veíamos en el fondo cómico de microondas y todas esas predicciones se han verificado midiendo por ejemplo los mapas del satélite Planck de forma que hoy día nuestro modelo más aceptado del inflación ocurrió en una fracción de segundos muy pequeña detrás del Big Bang 0,331 segundos tras el Big Bang estos señores fueron los que la propusieron y básicamente durante ese proceso de inflación el universo se expande de manera descomunal y después de ese instante de expansión descomunal ya continuamos con nuestro ritmo de expansión normal que vemos en la actualidad bueno pues por qué es importante estudiar inflación pues porque si echamos hacia atrás la película del tiempo el pasado universo era cada vez más caliente y más denso ¿Qué temperatura tenía el universo en inflación en 10 a la menos 33 segundos? bueno pues tenía temperatura descomunales tenía temperatura del orden de 10 a la 27 Kelvin dentro del Sol hay 10 a la 9 es a 10.000 grados Kelvin aquí estamos hablando de 1 y 27 ceros esas energía son impensables alcanzar desde tierra el LHC es capaz de alcanzar energía del orden de 10 a la 15 Kelvin esas energía son especiales en física porque son las energía en las cuales se unifica la interacción electromagnética con la interacción débil y la consecuencia de esa unificación son de Higgs que descubrió el CERN hace poquitos hace unos años inflación pensamos que ocurrió cuando la otra fuerza fundamental de la naturaleza, la interacción fuerte se unificó a las otras dos a la estelón magnética y la débil a estas escalas de energía cuando esperamos que tenga lugar la inflación pero esa escala de energía como digo es más abarcable desde el punto de vista con experimentos de tierra por eso hay que hacer experimentos de observatorio entonces para ello utilizamos la idea de que durante ese proceso de la inflación se pudieron generar hondas gravitacionales esas hondas gravitacionales son una predicción de la relatividad general de Einstein que ya se ha medido en fusión de agujeros negros pero que si se generaron al principio del universo pues dejarían su huella en lo que teníamos allí y en particular dejarían su huella de manera indirecta en los mapas del fondo comico de microondas entonces ya conectamos con lo que hablábamos ayer Quijote es un experimento que intenta buscar la huella de esas hondas gravitacionales del Big Bang buscando patrones muy específicos en la polarización que son unos patrones como rotacionales como molinitos y buscando ese tipo de patrones pues seríamos en principio capaces de inferir a qué escalas de energía ocurrió la inflación y si realmente inflación tuvo lugar como pensamos es el ingrediente que nos queda por cerrar de forma que no es un experimento sino que es un experimento que es un experimento de forma que pues con experimentos como Quijote y lo que estuvimos viendo ayer pues intentamos buscar esa confirmación final creo que vamos a terminar ya entonces recuerdan que al principio de la charla empecé con un pequeño juego que era un tipo test así que vamos a ir directamente a las soluciones era un juego pero yo creo que a lo largo de la charla hemos ido respondiendo a esas preguntas más o menos de forma indirecta ¿Cómo miden los conmólogos la edad del universo? pues utilizamos todas las herramientas utilizamos relojes por ejemplo en experimentos que sirven para medir el ritmo de expansión por ejemplo con observaciones del telescopio espacial utilizamos telescopio porque a ello acoplamos nuestros detectores pero sobre todo utilizamos termómetros porque el fondo cómico de microondas es el trazador de en qué época estamos del universo una forma de sincronizar relojes en el universo es decir en qué instante estás pues estoy en un instante en el que veo el universo el fondo cómico de microondas con dos con siete esa es la forma de sincronizar entonces los conmólogos medimos de todas esas formas la edad del universo de qué color es el universo les va a sorprender un poquito pero se la he mencionado que es el color el color es la impresión que nos da nosotros en nuestro ojo de forma general es la impresión que nos dan las distintas longitudes de onda cuando uno habla de color rojo color azul estamos en el fondo hablando de una longitud de onda el rojo son no sé cuánto nanómetro el azul son no sé cuánto lo que sea entonces cuando hablamos de color tenemos que pensar en cuál es la radiación elestromagnética cuáles son las partículas de luz más abundantes que hay en el universo y cuáles son las partículas de luz más abundantes lo hemos visto todo el rato las partículas de luz del fondo cómico de microondas o sea los fotones más abundantes en el universo son los del fondo cómico de microondas el fondo cómico de microondas tiene una emisión en el dominio de las microondas y su pico de emisión está aproximadamente alrededor de un milímetro el universo es de color un milímetro cuánta galaxia hay en el universo observable puse puse antes el número 100 mil millones dividíamos el volumen de universo observable por el tamaño por la distancia característica y la última de qué está hecho el universo pues estrictamente la respuesta correcta es todas las anteriores porque les decía en el momento actual 5% material ordinario 25% material oscura y 70% energía oscura pero si nos vamos hacia el pasado eso cambia en el momento en que se formó el fondo cómico de microondas era la 2 más o menos en equilibrio cuando se formó los núcleos de hidrógeno y helio un segundo después del Big Bang que es la distancia todas valen en función de qué instantes de tiempo estemos pues muchas gracias comparábamos con WMAP es coincidencia estamos utilizando el valor central realmente cuando decimos 11 estamos observando entre 10 y 12 GHz y damos el valor central es coincidencia le pasa que estamos muy cerca por ejemplo de la banda de televisión el de 11 y el de 23 son bandas es coincidencia no me lo había planteado es buena observación están los polarizadores aquí esto es un ejercicio que se puede hacer en clase y les recomiendo que lo planten ya saben lo que son estos son filtros polarizadores el mismo material que se utiliza para las gafas de sol polarizada que se utilizan para esquiar o para evitar los reflejos la luz es una onda transversal eso significa que el campo eléctrico que es la gente que vibra oscila en la dirección perpendicular a la dirección de propagación si la luz está en esa dirección el campo eléctrico oscila en la dirección transversal toda onda transversal tiene polarización la polarización es ese plano de oscilación el sonido no tiene polarización porque es una onda longitudinal pero cualquier onda transversal que oscila perpendicularmente a la dirección de propagación el plano en el que se produce esa oscilación es la polarización ese plano lo podemos seleccionar con dispositivos como polarizadores lineales esto es un dispositivo que selecciona la luz que oscila en un determinado plano y bueno si tengo dos de esos dispositivos y los pongo alineados pierdo algo de luz pero si me ve la cara ¿Qué pasa cuando pongo un rotado 90 grados? el primero está seleccionando esta polarización y el siguiente es un ejercicio muy sencillo de hacer y la polarización es un fenómeno totalmente común en la naturaleza por ejemplo la luz reflejada los reflejos sobre la luz del mar la luz que se refleja en la superficie del mar sale polarizada por eso sale polarizada horizontalmente por eso las casas polarizadas seleccionan la vertical o sea hagan el experimento no sé si ahora desde la laguna se ve muy bien porque cuando está saliendo el sol se ve la luz reflejada en el mar y utilizando un polarizador girando se puede eliminar ese reflejo un ejercicio muy bonito el arco iris el arco iris está polarizado 26% la polarización va a lo largo del arco paralela al arco coja una gafa polarizada un día que haya arco iris un polarizador urineal y poniendo el polarizador perpendicular eliminan el arco iris se deja de verse en función de cómo observen el arco iris hay muchas experiencias que se pueden hacer lo que pasa es que la atmósfera se genera por la refracción en los gran es mejor ver luz reflejada la luz reflejada está polarizada la que se refleja en la nieve por ejemplo por eso también la gafa de esqueadores también están polarizadas la primera pregunta realmente puedo decir muy poquito es una propiedad de la luz que han descubierto recientemente es prematuro todavía para ver implicaciones que pueda tener eso en conmología pero parece ser que hay una propiedad adicional que tiene que ver con el giro de la luz entendida entiendo como paquete de luz no le puedo dar más detalles lo puedo mirar y lo podemos comentar luego sobre el campo magnético la cuestión es que en general en astrofísica les comentaba ayer no sé si coincidió en su grupo el campo magnético es un ingrediente prácticamente esencial en todo el universo lo encontramos en estrellas el campo magnético es un ingrediente prácticamente esencial en todo el universo lo encontramos en estrellas lo encontramos en la tierra lo encontramos en galaxias entonces la pregunta es de dónde se viene ese campo magnético ese campo magnético puede venir o bien del principio del universo que a lo mejor en inflación haya habido un mecanismo que genere campo magnético y hay teoría sobre ello y de hecho es una de las cosas que intentamos medir con quijote pero también puede venir puede generarse por mecanismos físicos si tienes un pequeño campo semilla siempre que tengas cargas libres en movimiento un plasma y esas condiciones las teníamos al principio siempre que tengas plasma en movimiento cargas en movimiento eso es una corriente eso genera un pequeño campo magnético ese campo magnético se puede amplificar cómo se amplifica en una galaxia se amplifica por lo que llamamos efecto dinamo en la rotación de la galaxia se puede amplificar la cantidad de campo como comprimiendo la línea de forma visual comprimiendo la línea de campo magnético son cantidades de campo magnético ridícula comparadas con por ejemplo el campo magnético terrestre el campo magnético de la galaxia está al nivel de los microgaus el campo magnético terrestre es del orden de los miligaus son mil veces mayor el terrestre y ya no digamos el que te encuentra en estrella que puede tener valores descomunales pero bueno ese mecanismo de rotación de la galaxia amplifica una posible existencia de campo magnético previo entonces la pregunta es muy pertinente porque tenemos que explicar por qué en el universo vemos campo magnético por todos sitios la mayor parte de la galaxia la observamos en radio vemos en crotron que tienen campo magnético está prácticamente en todos sitios y de hecho recientemente se ha encontrado campo magnético en filamento entre galaxias en el medio intergaláctico o sea que cuando vamos a escalar grandes parece que el campo magnético juega un cierto papel y está presente y la forma de generación es que no tenemos una respuesta ahora muy plausible que sea por estos mecanismos de dinamos pero necesitan un campo magnético previo y no sabemos si ese campo magnético previo viene de esos movimientos de carga al principio o si incluso podría haber un inflación nos puede generar un campo magnético semilla que se pueda amplificar con el tiempo