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Gran parte de esta página está basada en http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.htm del magnífico Tutorial de Cosmología de Ned Wright
Hay al menos tres maneras de estimar un límite inferior a la edad del Universo:
La edad de los elementos químicos
puede ser estimada utilizando las propiedades
de la desintegración radiactiva. La edades mejor definidas
que se pueden determinar por este método son las transcurridas
desde la solidificación de una muestra de roca. Cuando una
roca se solidifica, los elementos químicos frecuentemente se
separan en diferentes tipos de fragmentos cristalinos. Por ejemplo,
el sodio y el calcio son elementos bastante comunes, pero su
comportamiento químico es bastante diferente, por lo que uno
los encuentra en diferentes granos de una roca.
El rubidio y el estroncio son elementos más
pesados que se comportan químicamente del mismo modo que el
sodio y el calcio. El Rb-87 se desintegra produciendo Sr-87 con una
vida media de 47 mil millones de
años. Y existe otro isótopo del estroncio, Sr-86 que no
se produce en la desintegración del rubidio. El isótopo
Sr-87 es llamado radiogénico porque puede ser producido
por desintegración radiactiva, mientras que el Sr-86 sería
no-radiogénico. El Sr-86 se usa para determinar la fracción
de Sr-87 producida por desintegración radiactiva. Esto
se consigue representando la fracción Sr-87/Sr-86 frente a la
fracción Rb-87/Sr-86.
Cuando
una roca se forma por primera vez, los diferentes granos que
cristalizan tienen un amplio rango de proporciones Rb-87/Sr-86,
mientras que la proporción Sr-87/Sr-86 es la misma en todos
porque los procesos de diferenciación químicos no
diferencian entre isótopos del mismo elemento. Después
de que la roca se ha mantenido sólida por muchos miles de
millones de años, una fracción de Rb-87 se desintegrará
en Sr-87. Entonces, la proporción Sr-87/Sr-86 será
mayor en granos con una proporción mayor Rb-87/Sr-86. Si
hacemos un ajuste lineal de diferentes medidas obtenidas de
diferentes minerales de la roca de la siguiente manera
Sr-87/Sr-86 = a + b×(Rb-87/Sr-86)
Entonce la pendiente viene dada por
b = 2x - 1
siendo x el número de vidas medias durante las que la roca se ha mantenido sólida. [Ver isochrone FAQ para información más detallada en datación radiactiva]
Cuando este método se aplica a rocas de la superficie terrestre, las más viejas datan de unos 3.8 mil millones de años atrás. Aplicado a meteoritos se obtienen valores tan altos como 4.56 mil millones de años. Esto determina perfectamente la edad del Sistema Solar. [Ver age of the Earth FAQ para más información al respecto]
Cuando se aplica a un sistema en evolución como el gas presente en la Vía Láctea, la precisión del método no es tan buena. Uno de los problemas es que no hay separación en granos con diferente cristalización, por lo que deben usarse los valores absolutos de las proporciones de isótopos en lugar de la pendiente del ajuste lineal. Esto hace que sea necesario conocer la cantidad exacta de cada isótopo que estaba originalmente presente, por lo que se necesita un modelo preciso de la producción de elementos. Un par de isótopos que ha sido usado es el Resnio y el Osmio: en particular, el Re-187 se desintegra en Os-187 con una vida media de 40 mil millones de años. Parece ser que un 15% del Re-187 se ha desintegrado, lo que nos lleva a una edad de 8 a 11 mil millones de años. Pero ésta es sólo la edad media de formación de la materia que forma el Sistema Solar, y ningún Resnio u Osmio se ha producido por al menos 4.56 mil millones de años. Por eso necesitamos un modelos de cuándo fueron producidos los elementos. Si todos los elementos fueron producidos muy pronto después del Big Bang, entonces la edad del universo debería rondar los t0 = 8-11 mil millones de años. Pero si los elementos son producidos continuamente a una tasa constante, entonces la edad media de la materia del Sistema Solar es
(to + tSS)/2 = 8-11 Gaños donde 1 Gyr = 109 años
que puede resolverse despejando la edad del universo
to = 11.5-17.5 Gaños
Un artículo muy interesante de Cowan et al.
(1997, ApJ, 480, 246 ó Cowan
et al. 1998) discute la abundancia de Torio en una
estrella vieja del halo. Normalmente no es posible medir las
abundancias de isótopos radiactivos en otras estrellas porque
las líneas espectrales son
demasiado débiles. Pero en la estrella CS 22892-052, pueden
verse las líneas del Torio debido a que las del hierro son muy
débiles. La fracción Th/Eu en esta estrella es 0.219,
comparado con el 0.369 que se mide en el Sistema Solar hoy en día.
El Torio se desintegra con una vida media de 14.05 Gyr, por lo que el
Sistema Solar se formó con una fracción Th/Eu =
24.6/14.05 × 0.369 = 0.463. Si la estrella CS
22892-052 se formó con la misma fracción Th/Eu, la edad
estimada de la estrella es de 15.2±3.5 Gyr. En realidad, la
estrella debería se ligeramente más vieja debido a que
alguna cantidad de Torio que podría haber formado parte del
Sistema Solar se desintegró antes de que el Sol se formara, y
esta corrección dependerá de la historia de
nucleosíntesis en la Vía
Láctea. Sin embargo, ésta es una mediada
interesante porque es independiente de métodos basados en la
evolución de la Secuencia
Principal.
Un análisis crítico
reciente de los métodos de datación en Arnould
& Goriely 2001.
Mientras las estrellas convierten hidrógeno en helio en sus núcleos, éstas caen en una misma banda en el diagrama H-R: la Secuencia Principal. Puesto que la luminosidad de una estrella varía con su masa M como M3 ó M4, la vida de una estrella en la secuencia principal varía como t = const×M/L = k×L-0.7. Así, si uno mide la luminosidad de las estrellas más luminosas de la secuencia principal, uno consigue un límite superior para la edad del cúmulo:
Edad < k×Lmax-0.7
Éste es un límite superior porque la ausencia de estrellas más brillantes que las observadas (Lmax) podría deberse a que ninguna estrella se ha formado en el rango apropiado de masas. Pero en cúmulos con miles de estrellas, tal salto en la función de masa es bastante improbable, y una buena estimación de la edad estará dada por la relación anterior. Chaboyer, Demarque, Kernan and Krauss (1996, Science, 271, 957) han aplicado esta técnica a cúmulos globulares y han encontrado que la edad del Universo es mayor que 12.07 Gyr con un 95% de confianza. Estos investigadores dicen que la edad es proporcional a uno entre la luminosidad de las estrellas RR Lyrae que son usadas para determinar la distancia al cúmulo globular. Chaboyer (1997) da una mejor estimación de 14.6±1.3 Gyr para la edad de los cúmulos globulares. Pero recientemente, los resultados de Hipparcos muestran que los cúmulos globulares están más lejos de lo que previamente se pensaba, por lo que sus estrellas son más luminosas. Gratton et al. calculan edades entre 11 y 13 Gyr, y Chaboyer et al. deducen 11.5±1.7 Gyr para la edad media de los cúmulos globulares más viejos (ver medidas actualizadas).
Una enana blanca es un objeto
estelar que es tan pesado como el Sol pero que tiene un radio como el
de la Tierra. La densidad media de una enana blanca es un millón
de veces mayor que la del agua. Estas estrellas moribundas se forman
en el centro de las gigantes rojas, pero no son visibles hasta que la
envoltura de la gigante es expulsada al espacio. Cuando esto ocurre,
la radiación ultravioleta que proviene del núcleo
estelar ioniza el gas circundante y produce una nebulosa
planetaria. La envoltura de la estrella continúa
alejándose del núcleo central hasta que se hace
invisible, abandonando el núcleo residual caliente que se
conoce como enana blanca. Las enanas
blancas brillan sólo de su calor residual. Las enanas
blancas más viejas serán también más
frías y así brillarán de forma más débil.
Observando por tanto enanas blancas poco brillantes, se puede estimar
el periodo por el que la estrella se ha estado enfriando. Oswalt,
Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382, 692) han utilizado este
método para estimar la edad del disco de la Vía Láctea
en 9.5+1.1-0.8 Gyr. La edad del Universo es al menos 2 Gyr mayor que
este valor, unos 11.5 Gyr.
Una medida
actualizada.
Es importante observar que aunque los intervalos de error son considerables, es bastante impresionante que métodos tan diferentes sean consistentes entre sí, situando la edad del universo entre los 10 y los 18.7 Gyr.
Más referencias actualizadas de medidas de la edad del Universo aquí
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