Cosmología observacional: "tests" y problemas del modelo estándar (página 2)
"Es posible que los desplazamientos al rojo no sean debidos a la expansión del Universo, y puede requerirse un reanálisis de mucha de la especulación sobre la estructura del Universo." (Hubble 1947)
Hubble no estaba del todo convencido, pero las siguientes generaciones sí proclamarían sin dudarlo que el descubrimiento de Hubble es una prueba de la expansión del Universo. Hubo desde los tiempos de Hubble teorías alternativas para explicar el desplazamiento al rojo, pero no estaban respaldadas por una teoría ortodoxa bien conocida. La relatividad general proveía una explicación a la expansión cosmológica, y por lo tanto este escenario fue preferido y los demás olvidados. Esta manera de proceder sería la correcta si nuestra física representara todos los fenómenos del Universo pero, desde un punto de vista empirista-deductivo, debiéramos deducir teorías de las observaciones y no viceversa.
Fritz Zwicky (1898-1974) propuso la hipótesis fenomenológica del "fotón cansado" (Zwicky 1929). Debido a la interacción del fotón con la materia u otros fotones (Zwicky no explica por qué se produce esta interacción, por eso es fenomenológico su enfoque), éste pierde energía (E) a lo largo de trayectoria (de longitud r), proporcional al tamaño del espacio recorrido (dE a -Edr) y pierde por tanto frecuencia (?); es decir, se produce un desplazamiento al rojo:
E(r)=h ?(r) =h ?emisión e-K r,
con K=H0/c, y H0 la constante de Hubble para igualarlo a la ley de Hubble localmente. El problema que se le planteó a esta opción era que la interacción del fotón debería producir variaciones de la trayectoria rectilínea ("scattering"), emborronando consecuentemente las imágenes, y dependería el desplazamiento espectral al rojo en principio de la frecuencia. Ninguna de las dos cosas se observan. Saldrían (y siguen saliendo) no obstante muchas hipótesis de "fotón cansado", algunas de ellas capaces de solucionar esos problemas que se les achacaban.
Un ejemplo de propuesta son las interacciones en "scattering" coherente "Raman" con átomos de H en estado 2s o 2p (Moret-Bailly 2006); o con electrones (propuesto por Marmet & Greber; ver Lerner 1991, appendix). Ambas propuestas no se ven afectadas significativamente por emborronamiento o dependencia de la frecuencia. También dentro de una física conocida, está el desplazamiento al rojo producido por el "scattering" al atravesar un plasma inhomogéneo y turbulento (Wolf 1986; Roy et al. 2000), pero en este caso sí se da en principio emborronamiento. Propuestas más exóticas son la interferencia con excitaciones del vacío que se comporta como un éter (Vigier 1988); o interacción gravitatoria con paquetes de onda de la curvatura del espacio-tiempo (Crawford 2006) o con gravitones (Ivanov 2006; van Flandern 1996).
Más soluciones en términos de gravitación son el desplazamiento al rojo gravitatorio ordinario de la relatividad general (Bondi 1947; en un Universo fractal: Baryshev 1981, 1984) entre dos regiones con distinto potencial; o las diferencias de curvatura Weyl del espacio-tiempo entre dos regiones (Krasnov & Shtanov 2007). La inducción inercial machiana en la que la gravedad depende de la velocidad y la aceleración relativa de dos cuerpos (Ghosh 1993, 1997) es otra solución. También se ha apuntado a la cuantización de la gravedad (Broberg 1993) para explicar la periodicidad de los desplazamientos al rojo.
Se han propuesto otras hipótesis con variantes exóticas a la física conocida que no se refieren ni al "scattering" ni a la gravedad. Entre las más conocidas está la hipótesis de masa variable de partículas, creciente con la edad de los objetos, en la que la frecuencia de las líneas espectrales depende de la masa del electrón (Narlikar 1977; Narlikar y Arp 1993). Se ha propuesto también que el fotón pierde su energía emitiendo otros fotones de menor energía, y se ha apuntado que la radiación de fondo de 2,7 K puede ser debida a esos fotones de menor energía (Roscoe 2006; Joos y Lutz 2005). Que el fotón tiene masa (Roscoe 2006) y la masa del fotón crece secularmente (Barber 2002). Están también las propuestas de aceleración del tiempo (Garaimov 2003), cosmocronometría (Segal 1976), encogimiento temporal local del mundo cuántico (Alfonso-Faus 2006), etc.
En fin, que son muchas y muy variadas las propuestas para dar respuesta al fenómeno del desplazamiento al rojo, y no cabe decir que el efecto Doppler o la más esotérica interpretación, hoy adoptada como estándar, de la creación de espacio entre galaxias son la única solución posible. Dado que no podemos excluir estas propuestas alternativas para explicar el desplazamiento al rojo de las galaxias desde un punto de vista estrictamente teórico, resulta necesario hacer "tests" o buscar otras evidencias observacionales, aparte del propio desplazamiento al rojo, para ver si el Universo está en expansión o no.
Propuesto por Hubble y Tolman (1935): relaciona el brillo superficial (flujo por unidad de área angular) de las galaxias con el desplazamiento al rojo (z=??/?). El brillo superficial es proporcional a (1+z)-n. En un Universo en expansión, n=4: un factor (1+z) por la pérdida de energía de cada fotón, un factor (1+z) por la dilatación temporal, es decir, que los pulsos son observados con menor frecuencia que la emitida dado que la fuente se está alejando, y dos factores (1+z) por el incremento de tamaño angular en cada dirección. Sin embargo, en un Universo estático, n=1: sólo un factor (1+z) por la pérdida de energía de cada fotón. Para valores muy altos de z, pueden ser importantes otros factores de aceleración de la expansión y/o la evolución de las galaxias.
Aunque sencillo en un principio, el test tiene sus dificultades relacionadas con la variabilidad intrínseca del brillo superficial de las galaxias dependiendo de los tipos, definición del radio hasta donde integrar el brillo superficial y otros. Hubo que esperar hasta hace relativamente poco para alcanzar algunos resultados. Lubin y Sandage (2001) obtuvieron n=1,6-3,2, dependiendo del filtro considerado, R o I, y de las hipótesis de partida (expansión o estaticidad) hasta z=0,9. Lerner (2006) obtiene n=1,03±0,15, con datos en longitudes de ondas desde ultravioleta hasta visible del telescopio espacial Hubble hasta z~5. Andrews (2006) obtiene n=0,99±0,38, n=1,15±0,34, con dos muestras diferentes de galaxias cD (las más brillantes de cada cúmulo de galaxias).
Lubin & Sandage argumentan que sus datos son compatibles con n=4, pues la diferencia con sus ajustes es debida a la evolución de las galaxias—las galaxias son más brillantes en el pasado, con lo que aumentaría el valor de n—, y por lo tanto proclaman haber encontrado una prueba definitiva de que el Universo está en expansión. Lerner critica de Lubin & Sandage el no utilizar el mismo rango de longitud de onda "en reposo" para galaxias con alto y bajo z, sino correcciones-K que dependen del modelo con muchos parámetros ajustables. Lerner además encuentra que las galaxias no pueden tener una evolución del brillo superficial proporcional a (1+z)3 pues daría galaxias a z~5 con un brillo intrínseco superficial en ultravioleta excesivamente alto/prohibitivo. También podría haber extinción intergaláctica, que se considera en principio despreciable, pero que disminuiría el valor de n. Y los datos de Lerner a alto z pueden estar afectados por otros factores cosmológicos que lo separan de la dependencia proporcional a (1+z)-4 en un Universo en expansión.
Parece por tanto que no hay un acuerdo claro acerca del resultado de este test, y que no se puede hacer independientemente de la evolución de las galaxias, con lo que no es conclusivo acerca de la expansión o no del Universo.
Propuesto por Wilson (1939), no se ha podido realizar hasta la presente década. En un Universo en expansión, debido al movimiento de la fuente, las variaciones de luz emitidas con un período intrínseco T son observadas con período T(1+z) cuando llegan a nosotros. Sin embargo, en un Universo estático no habría dilatación temporal y veríamos el pulso con el mismo período T con el que fue emitido.
El test pudo ser realizado con estrellas supernovas tipo Ia de galaxias distantes (Goldhaber et al. 2001): las curvas de luz tras la explosión tienen una anchura temporal proporcional a (1+z)1,07±0,06. Hay algunos puntos débiles de este trabajo que podrían hacer pensar que la variación de la anchura de la curva de luz es debida a otros factores distintos de la expansión y que sólo casualmente coincide con la predicción de la expansión. Cabe considerar que el período de las supernovas no es constante intrínsecamente sino que evoluciona. Brynjolfsson (2004) y Leaning (2006) piensan que en la mayoría de las supernovas Ia se pueden ajustar las curvas de luz sin dilatación temporal si se modifican los puntos "cero" de la calibración dentro de lo permitido por las incertidumbres. Otras hipótesis sin expansión [ej., masa variable (Narlikar y Arp 1997), cosmocronometría (Segal 1997)] predicen también un factor (1+z).
Por otra parte, se ha buscado la dilatación temporal en otro tipo de objetos y no se ha encontrado: en cuásares no hay dilatación temporal (Hawkins 2001), en estallidos de rayos ? hay dilatación pero superior a un factor (1+z) (Chang 2001).
Con todo, en mi opinión, el resultado de Goldhaber et al. me parece el más sólido e impresionante que existe a favor de la expansión.
Se propone medir la variación de la magnitud aparente de galaxias en función de la distancia, yendo a alto z. Varios autores (ej., LaViolette 1986, Schade et al. 1997) han encontrado que los diagramas de Hubble encajan mejor con las predicciones de un Universo estático que en expansión, con cualesquiera valores de los parámetros de la Cosmología. Sin embargo, la compatibilidad de los datos con el Universo en expansión puede darse teniendo en cuenta una evolución de las galaxias en la que éstas eran más brillantes en el pasado, tal y como se espera de hecho en modelos evolutivos. Con lo cual los resultados de este test no sirven para concluir indiscutiblemente si hay expansión o no porque, al igual que sucedía con el test de Tolman, no es independiente de la evolución.
En este test se propone medir la variación de tamaño angular
en función de z. En un Universo estático se espera que
el tamaño angular sea inversamente proporcional a z. En un Universo
en expansión, la dependencia es más compleja y bastante diferente:
el tamaño angular de una estructura con un tamaño físico
determinado disminuye con z de un modo no-lineal y a partir de z=1,5-2
se hace mayor.
El test se ha realizado en múltiples ocasiones y con distintos objetos y se obtiene que la variación del tamaño angular es aproximadamente proporcional a z-1, como se predice en un Universo estático. LaViolette (1986) obtuvo ese resultado para la separación entre las galaxias más brillantes de un cúmulo. Kapahi (1987) del tamaño angular de QSOs y radio galaxias. Kellerman (1993), Andrews (2006) y otros obtuvieron resultados similares con distintas muestras de objetos: la persistente linealidad del tamaño y el desplazamiento al rojo (distancia). Sin embargo, este resultado, aunque bien conocido, no ha desacreditado para nada la hipótesis de la expansión porque de nuevo se puede apelar a la evolución para explicar las diferencias. Una evolución en la que las galaxias de un brillo dado son más pequeñas en el pasado (Trujillo et al. 2006), de modo que compensa— ¡una curiosa coincidencia!, se podría exclamar—las diferencias entre la ley lineal inversa y las predicciones del modelo expansivo.
Test de temperatura del fondo de microondas
Se propone medir la variación de la temperatura del fondo de microondas (CMBR) en función de z. La temperatura se deriva de su relación con la excitación por absorción de radiación en transiciones atómicas/moleculares, algo ya conocido desde la medición local de TCMBR(z=0)Ëo2,3 K por McKellar en 1941. En un Universo en expansión TCMBR(z)=2,73(1+z) K, mientras que en un Universo estático en principio uno no esperaría variaciones de la temperatura.
Las mediciones se han hecho observando líneas de absorción de QSOs. Por ejemplo, Songaila et al. (1994) miden la temperatura de dos componentes de ese tipo de líneas y obtienen TCMBR(z=1,78)=7,4±0,8 K y 10,5±0,5 K [la predicción del modelo en expansión es 7,6 K]. Otro ejemplo entre los múltiples en la literatura existente es el resultado de Molaro et al. (2002), quienes obtienen TCMBR(z=3,02)=14,6±0,2 K [predicción en expansión: 11,0 K]. Los autores atribuyen la diferencia a excitaciones colisionales, dependientes de modelos. Esto hace que las medidas de temperatura no puedan ser interpretadas directamente, sino que corresponden a la suma de varias componentes de excitación de las moléculas, y por lo tanto no puede constituir una prueba de cómo varía TCMBR(z). Favorece al Universo en expansión pero no se descarta que a alto desplazamiento al rojo haya factores que introducen la excitación colisional suficiente en un modelo estático como para hacerlo compatible con los datos.
La temperatura del medio intergaláctico es constante (~ 20000 K; Zaldarriaga et al. 2001) con z, en contra de lo que uno esperaría si hubiese expansión. ¿Acaso una extraña evolución del medio intergaláctico puede compensar el enfriamiento esperable por un aumento de volumen del Universo? Quizá. Parece pues que, una de cal y otra de arena, los tests que tratan de medir alguna variación de alguna variable con z, no son del todo concluyentes y dependen de la evolución o de modelos que pueden favorecer la expansión o no según como se los trate.
z anómalos en cuásares y galaxias
Se puede dudar pues de la realidad de la expansión del Universo, pero incluso si se admite la expansión como un hecho, esto no significa que el desplazamiento espectral al rojo en todas las galaxias sea debido a la expansión. Podría haber excepciones, que se conocen como casos de "desplazamiento al rojo anómalo" (Narlikar 1989; Arp 1987, 1998; Burbidge 2001; López-Corredoira y Gutiérrez 2006): casos de galaxias con distintos desplazamientos al rojo y que aparentemente están conectados o en interacción. Son decenas los ejemplos que hay en la literatura, pero voy a ilustrar esta subsección con sólo cuatro de ellos, para que se vea en qué consiste el problema. Para ver más casos, consultar las referencias señaladas en este párrafo.
Hay algunas evidencias fotográficas de estructuras filamentosas uniendo dos galaxias: filamentos que comienzan en una galaxia y terminan en otra. Ejemplo: la galaxia NGC 7603, de tipo Seyfert 1, con z=0.029 aparece conectada con una galaxia compañera con z=0.056, y a lo largo del fino filamento hay otras dos pequeñas galaxias, de tipo HII, con desplazamientos al rojo 0.245 y 0.394 respectivamente (López-Corredoira y Gutiérrez 2004), lo que hace al sistema aún más improbable como una proyección al azar de cuatro galaxias con distancias distintas. Otro caso interesante es NEQ3 (Gutiérrez y López-Corredoira 2004): una galaxia con z=0.124, y un filamento a lo largo de su eje menor que finaliza en un grupo de tres objetos con separaciones de menos de 3 segundos de arco con respecto al central: un cuásar (z=0.194) y dos galaxias HII con z=0.194 y z=0.223 respectivamente. Demasiada diferencia de velocidad (diferencias de z de 0.03 equivalen a 9000 km/s) para ser un efecto Doppler, y bastante improbable como configuración casual, aunque no imposible.
Es la estadística la que muestra lo anómalo de estos casos. Hay correlaciones estadísticas entre cuásares lejanos y galaxias cercanas (ej., Burbidge 2001; Gaztañaga 2003) que no se entienden, ni el efecto de lente gravitatoria es suficiente. Investigaciones detalladas de varios pares de cuásar-galaxia muestran aparentemente una conexión. Por ejemplo, la conexión por un puente luminoso entre NGC 4319 y Mrk 205 (Sulentic y Arp 1987), que se ve tanto en placas fotográficas como imágenes CCD y no es ningún artefacto de la reducción de datos. O las nubes de hidrógeno neutro que conectan la galaxia NGC 3067 (z=0.005) y el cuásar 3C232 (z=0.530) (Carilli et al. 1989). Casos de probabilidad bastante baja para ser debidos a una configuración casual de objetos con distintas distancias sin relación, aunque no imposible. Las investigaciones están todavía abiertas en busca de una explicación clara a estos fenómenos.
Otros problemas en cuásares derivados de la interpretación cosmológica de su z
Hay además muchos problemas derivados de la interpretación del alto desplazamiento al rojo de los cuásares como muy alta distancia. En primer lugar, está la luminosidad extremadamente alta a alto z y la enorme dispersión de luminosidades en el diagrama de Hubble. La luminosidad decrece fuertemente con el tiempo (Boyle et al. 2000) habiendo una ausencia de cuásares brillantes a bajo z (ej., Figs. 9, 10 de Bell 2006). La periodicidad en el z de los cuásares es otro misterio (Napier 2006). O por qué no presentan dilatación temporal (Hawkins 2001). O el por qué la máxima densidad de cuásares se produce a z=2.5-3 en vez de en épocas más tempranas; algo que se resuelve ad hoc, pero no como una predicción natural del modelo estándar. Las velocidades superlumínicas requieren configuraciones muy improbables (Narlikar y Chitre 1984). Galaxias asociadas ("host") al cuásar que son a veces muy brillantes (Hyvonen et al. 2006) o muy débiles (incluso no observada en cuásares brillantes; Magain et al. 2005). Galaxias asociadas al cuásar que no son distorsionadas o ionizadas por la inmensa radiación del cuásar (Bahcall et al. 1996; Jahnke et al. 2007). Rotación de Faraday que no es proporcional a z (Arp 1998). Metalicidad a alto z igual o superior a bajo z (ver secc. 5.5). Etc.
En fin, muchos problemas por resolver. Sin embargo, a pesar de todos estos problemas, hay un buen argumento a favor de un z cosmológico para los cuásares: el tamaño de las galaxias asociadas es en general mayor para menores valores de z. El modelo de eyección de Arp-Burbidge-Narlikar (Arp 1998) puede explicar esto en términos de la evolución temporal de cuásares a galaxias por la que van cambiando de tamaño, pero ad hoc.
El fondo cósmico de microondas
Otro de los pilares fundamentales sobre los que se sostiene la idea de que vivimos en Universo tal y como la teoría del "Big Bang" lo describe es la existencia de una radiación de fondo en microondas tal y como había sido predicha por uno de los padres de la teoría: George Gamow. Sin embargo, habría que matizar qué puntos de las predicciones fueron correctos y cuáles no.
Fue una predicción correcta la existencia una radiación cuasi-isótropa de fondo, y un gran éxito predictivo el hecho de que tal radiación continua tenga un espectro de cuerpo negro. Sin embargo, lo que muchas veces no se cuenta son los puntos incorrectos. Se predijo una temperatura de 5-50 K (Gamow 1961 dio la predicción de 50 K) cuando en realidad es 2,7 K, lo que supone un error de varios órdenes de magnitud en la energía de la radiación, pues ésta es proporcional a T4. También se predijo que debería haber anisotropías, ?T/T, del orden de 10-2 o 10-3 (Sachs & Wolfe 1967), aparte del término dipolar debido al movimiento de la Tierra con respecto al sistema de referencia de la radiación cosmológica, y resultó ser cuando se midió del orden de 10-5. Craso error predictivo que se amañaría a posteriori con la introducción de lo que se conoce hoy en día como materia oscura. Y hay otras predicciones fallidas. Por ejemplo, no deberían detectarse partículas con más de 6×1019 eV de energía provenientes de largas distancias, porque deberían tener un recorrido menor de 20-50 Mpc antes de interactuar con los fotones de la radiación de 2,7 K (Greisen 1966; Zatsepin y Kuz"min 1966); sin embargo, sí se ha observado una distribución isótropa de estos rayos cósmicos ultraenergéticos, lo que indica que deben provenir de distancias mayores de 50 Mpc (Navia et al. 2007); un problema que todavía está sin resolver.
Otras interpretaciones de la radiación de cuerpo negro con T=2,7 K
Tampoco es cierto que el "Big Bang" sea la única teoría capaz de explicar la existencia de una radiación de fondo isótropa. Muchos autores la predijeron como una temperatura del espacio intergaláctico de 1-6 K debida a la absorción de la radiación de las estrellas y/o la energía de rayos cósmicos: Eddington (1926) [3 K]; Regener (1933); Nernst (1937) [2,8 K]; Finley-Freundlich (1954); Born (1954); Bondi et al. (1955); G. R. Burbidge (1958) [¡2,76 K!, muy cerca del observado 2,73 K].
Lo que no se predijo, y en eso sí que hay ventaja en la teoría del Big Bang, es el espectro de cuerpo negro. No obstante, se han hecho propuestas heterodoxas ad hoc para explicar la termalización (espectro de cuerpo negro) en términos de absorción/reemisión por partículas de polvo en forma de agujas/pelos ("whiskers") o por electrones en campos magnéticos (ver seccs. 1.1 y 2.2 sobre el modelo del Estado Cuasi-estacionario y el Universo de plasma en "Ideas alternativas sobre Cosmología en la Ciencia actual" en monografias.com). Otras propuestas más exóticas son por ejemplo las de un éter que emite el fondo termalizado de microondas (Clube 1980).
Anisotropías del fondo de microondas
Los rasgos del espectro de potencias de la autocorrelación estadística de las anisotropías del fondo de microondas, interpretados en la teoría estándar como picos Doppler de ondas acústicas en el plasma primordial que emitió la radiación en la época de desacoplo materia-radiación, son también explicables en términos de otras teorías: MOND, gravedad modificada sin materia oscura (McGaugh 2004); cúmulos de galaxias (Narlikar et al. 2003). Por lo tanto, uno ha de ser cauto a la hora de proclamar que la huella del Big Bang está presente en estas anisotropías y que la información de los parámetros cosmológicos sale de ajustar éstos al espectro de potencias. Lo único que estamos viendo es un fondo de microondas con un espectro de cuerpo negro bastante perfecto y unas pequeñas fluctuaciones añadidas que se "interpretan" de un cierto modo, pero de ningún modo se puede decir, salvo abuso del lenguaje, que estamos contemplando el Universo cuando tenía 300 mil años. No, lo único que nuestros detectores "ven" es una cierta radiación que nuestros cosmólogos interpretan de una manera pero que bien pudiera ser otra su interpretación. No es lo mismo que la contemplación de una galaxia o un planeta, en cuyo caso lo que vemos es lo que es sin más.
Además de existir distintas hipótesis para el origen de la radiación y/o sus fluctuaciones, también hay que considerar la contaminación por la radiación emitida o absorbida del sistema solar, de nuestra Galaxia, del medio intergaláctico, de galaxias y cúmulos de galaxias (López-Corredoira 2007). Y persisten diversos problemas en el análisis de estas anisotropías cuando se quieren interpretar de modo cosmológico. No se entiende por qué el cuadrupolo y el octopolo de su descomposición en armónicos esféricos están alineados y correlacionados con la eclíptica del sistema solar (ej. Copi et al. 2006). O por qué no tiene suficientes huellas de efecto-lente por haber atravesado cúmulos de galaxias (Lieu et al. 2006). Y la distribución de anisotropías no es gaussiana (ej. Raeth et al. 2007), en contra de lo que indicaban las predicciones del modelo. También, el ya mencionado problema de la existencia de una radiación isótropa de rayos cósmicos con energías mayores de 6×1019 eV (Navia et al. 2007), que no debería existir por no poder estos rayos viajar distancias mayores de 50 Mpc sin colisionar con los fotones de la radiación cósmica.
Abundancia de elementos ligeros
Cuando la metalicidad de una galaxia es nula o tendiendo a cero, casos en los que las estrellas no tuvieron tiempo de sintetizar elementos más pesados que el hidrógeno, se observa un 24% de helio, que se interpreta como el helio primordial creado en los comienzos de la vida del Universo. Esto ha sido proclamado como un éxito explicativo de la teoría del Big Bang. Hay galaxias con abundancias de sólo 21% de helio (Terlevich et al. 1992), difíciles de entender con este escenario estándar, pero en el caso más general sí se ajusta el 24%. La producción o destrucción de Deuterio en mecanismos diferentes de la nucleosíntesis primordial no se entiende bien. En cuanto a la existencia de otros elementos, fallan las predicciones de abundancia de Berilio, Litio, etc. (Casuso y Beckman 1997; Ryan et al. 2000). En la cosmología estándar se resuelve esto diciendo que las medidas no dan las abundancias primordiales (metalicidad cero) si no que hay contaminación por elementos producidos/destruidos en épocas más recientes (ej., Casuso y Beckman 1997). Con lo cual me parece bien pobre la capacidad del modelo estándar para dar cuenta de las observaciones. Básicamente, se ajustan dos o tres números (He3, He4 y el Deuterio contaminado; ver contribución de Trujillo y Sanromà en este libro) con un modelo que tiene cuatro parámetros libres: la densidad bariónica, el tiempo de desintegración del neutrón, el número de especies de neutrinos, el cociente entre el número de bariones y fotones. Lo cierto es que el cálculo que hace compatible las observaciones con la teoría se ha hecho ad hoc y ajustando varios parámetros convenientemente para que las cosas cuadren, con lo que no se trata de una predicción exitosa, como era el caso del espectro de cuerpo negro en el fondo de microondas. Como critica Kurucz (1992), en vez de hacerse predicciones que se puedan comprobar, los cosmólogos determinan las abundancias primordiales de las observaciones y ajustan un determinado modelo con ciertos parámetros libres a éste. Se dan cuenta después de que la densidad bariónica es demasiado baja para dar cuenta de la formación de estructuras a gran escala y por ello se añade ad hoc la materia oscura fría y no-bariónica.
Hay además explicaciones alternativas al Big Bang: ej., población vieja (III) de estrellas que sintetizaron el Helio y eyectaron el Helio por eyección de las capas externas (sin C, O, etc.) [ver en monografias.com el capítulo "Ideas alternativas sobre Cosmología en la Ciencia actual", secc. 1.1 sobre el modelo del estado cuasi-estacionario].
Estructura a gran escala
Con el modelo estándar se puede explicar la formación de estructuras a gran escala (escalas de 1-1000 Mpc): cúmulos de galaxias, filamentos de galaxias, huecos de baja densidad, etc. Como suele suceder, esto envuelve una serie de parámetros libres a añadir al modelo y unas condiciones iniciales muy precisas, con lo cual tampoco es tanta la potencia predictiva del modelo. Es, sí, la evolución de las fluctuaciones de densidad del Universo temprano por medio de la gravedad, una hipótesis posible para explicar aproximadamente la existencia de las actuales galaxias y sus agrupaciones, aunque no la única.
Entre los escenarios diferentes al estándar que también explican de un modo aproximado la formación de estas estructuras está la teoría del Estado Cuasi-Estacionario (Nayeri et al. 1999), los campos magnéticos (Battaner y Florido 1998) o la Cosmología de Plasma en general (ver sección 1.2 del capítulo "Ideas alternativas sobre Cosmología en la Ciencia actual" en monografias.com), la radiación emitida por galaxias primordiales (Kurucz 1992), o la idea de que las galaxias pueden engendrar nuevas galaxias al crearse nueva materia dentro de las mismas (Arp 1998; Burbidge 2001).
Entre los problemas que se le señalan al modelo estándar está la no-homogeneidad de la densidad de galaxias en escalas por encima de 200 Mpc (Best 2000), lo que apunta probablemente a una estructura fractal; hay estructuras de hasta 500 Mpc (observadas con el mapa tridimensional de galaxias 2dF; Qin et al. 2007); y las velocidades del movimiento de esas grandes estructuras resulta demasiado alta. Está también la periodicidad de estructuras y desplazamientos al rojo por encima de lo esperado (Napier 2006).
Materia oscura
La materia oscura, y en particular la materia oscura fría no-bariónica, es un parche que se le ha puesto a la teoría del Big Bang para que aguante unas cuantas décadas más antes de derrumbarse por inconsistencia y contraste con las observaciones. Se la ha comparado con los epiciclos del modelo de Ptolomeo o con el éter que los físicos del s. XIX postulaban para salvar la física de Newton antes de la aparición de la relatividad especial. Las cosas no funcionaban en cosmología a finales de los años 70, y no hubo más remedio que introducir este esoterismo en la sencilla idea del Big Bang. La formación de estructuras a gran escala precisa este tipo de materia, es esencial.
Con todo, y a pesar de los múltiples esfuerzos durante varias décadas por afinar más y más el modelo, todavía persisten ciertos problemas, sobre todo a escalas galácticas (
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