2. Vera Florence Cooper nace en Filadelfia
(EEUU) o 23 de xullo de 1928. Tiña dez anos
cando coa familia se trasladou a
Washington e aí empezou o seu interese
pola astronomía: miraba as estrelas dende
a fiestra no seu cuarto.
Hoxe coa contaminación luminosa
dificilmente vería estrelas nunha gran
cidade como esa e así nunca nacería unha
vocación científica que axudou a
transformar a nosa visión do universo.
Daquela a luz artificial non era aínda un
problema tan grande.
3. Estudou no Vassar College e graduouse
como astrónoma en 1948. Por esas datas
casou con Robert Rubin, cuxo apelido
tomou. Quixo proseguir estudos en
Princeton, mais esa universidade non
admitiu mulleres até 1975, así que optou
por Cornell, onde tivo como profesores a
mitos da física como Richard Feynmann e
Hans Bethe.
O seu marido Robert foi un apoio decisivo
para facilitar a conciliación entre a vida
familiar e a vida científica: levouna a diario
ás clases nocturnas durante dous anos e
agardaba a que ela volvese mentres o fillo
quedaba ao coidado dos avós.
Hans Bethe
1906-2005
Premio
Nobel de
Física 1967
Imaxe: Los
Alamos National
Laboratory
Richard P.
Feynmann
1918-1988
Premio
Nobel de
Física 1965
Imaxe: The Nobel
Foundation
4. Doutorouse baixo a dirección doutro xenio
que ademais foi un gran divulgador,
George Gamow. Traballou na universidade
de Georgetown até que ao mediados dos
60 se incorporou ao Carnegie Institute de
Washington, ao que seguiu sempre
vinculada.
Alí coñeceu ao seu gran amigo e
colaborador, Kent Ford. Aí comeza a lenda
Vera Rubin.
George Gamow, 1904-1968
Imaxe: filme “Mr Tompkins Inside Himself”
de Stan Brakhage
5. Na astronomía a miúdo se estiman
datos de obxectos vendo como afectan
aos demais. Dende Isaac Newton temos
unha ferramenta, unha fórmula (a da
gravitación universal) que relaciona a
atracción gravitacional segundo a cal a
forza que os atrae -e sempre os atrae,
isto é, a gravitación nunca é repulsiva- é
proporcional ao produto das súas
masas e inversamente proporcional ao
cadrado da distancia que os separa.
G, constante
gravitacional:
6.674×10−11 N · m2
/kg2
6. Newton estableceu tamén as leis da
mecánica que rexen o movemento dos
corpos. A segunda lei da mecánica
establecer que cando unha forza actúa
sobre un corpo, o efecto desta é
producir unha aceleración sobre o
mesmo. A relación entre a forza
exercida, a masa do corpo e a
aceleración resultante vén dada por
esta fórmula.
7. Imos xogar un pouco coas fórmulas de
Newton.
Por exemplo,
Así, podemos calcular cal é a aceleración
debida á gravidade que experimenta
calquera corpo. Por exemplo, cal é a
aceleración que produce a gravidade da
Terra?
8. Dámoslle os valores que lles corresponden a
esas magnitudes neste caso:
G= constante gravitacional, 6,67·10 ¹¹
⁻
m³kg ¹s ²
⁻ ⁻
M= masa da Terra, 5,97·10²⁴ kg
r= radio da Terra, 6371 km
9. Podemos calcular cal é a velocidade á cal se move
un corpo que orbita arredor doutro debido á forza
da gravidade. Podemos comparar a aceleración que
determinamos antes coa aceleración nun
movemento circular,
Para un movemento circular, esta é a velocidade
(con T período de xiro)
E combinando todo...
10. A relación entre o cubo de
r e o cadrado de T que
encontrou Kepler para os
movementos planetarios
obtémola tamén a partir
das leis de Newton con
sinxelas manipulacións.
Imaxe: Harman Smith e Laura Generosa para NASA's JPL. Dominio público.
11. Tamén podemos obter a velocidade coa que orbita
un corpo arredor doutro. Por exemplo, a que
velocidade dá voltas a Estación Espacial
Internacional, que se move a uns 404 km por riba da
superficie terrestre?
12. A partir do principio de conservación da enerxía
tamén podemos determinar cal é a velocidade que
debe tomar un corpo para escapar do efecto
gravitacional doutro, a chamada velocidade de
escape.
Na superficie da Terra, a velocidade de escape é
13. Xogando con estas fórmulas podemos
acabar relacionando a velocidade dun
corpo que xira arredor doutro coa masa
deste último e a distancia que os
separa.
14. Podemos, por exemplo, determinar a
masa do Sol coñecendo a velocidade
coa que xira a Terra arredor del e a
distancia que nos separa da estrela. E
iso mesmo vale para calquera outro
obxecto celeste.
15. Dende lonxe podemos inferir moita
información... facendo ciencia. Podemos,
por exemplo, determinar a masa dunha
galaxia enteira estudando as velocidades
dos obxectos (estrelas, neste caso) que
orbitan arredor desa galaxia. Máis aínda,
comparando as velocidades de estrelas a
diferentes distancias do centro da galaxia
poderíamos estimar como se distribúe a
masa dentro dela.
Imaxe: David (Deddy) Dayag, CC BY-SA 4.0 [Wikipedia]
16. Ese foi o empeño nos anos 60 de Kent
Ford e Vera Rubin. Non imos entrar no
procedemento, mais si nas conclusións,
inesperadas. No disco visíbel da galaxia
as estrelas máis afastadas do centro son
máis rápidas que as máis interiores, pois
hai máis materia (estrelas e gas) que tira
delas. Mais lonxe do centro, na periferia,
hai menos estrelas e nubes de gas que
contribúan á masa da galaxia e en
teoría para eses obxectos lonxanos as
velocidades debían empezar a
descender: a “M” varía pouco, mais “r”
vaise facendo máis e máis grande.
Mais non foi así: o que comprobaron
experimentalmente é que a velocidade
era sempre semellante, por máis lonxe
que estiveran.
17.
18. Unha posíbel explicación era que na
galaxia houbese “máis masa”,
moitísima máis masa, de tal maneira
que por lonxe que estivese a estrela
houbese materia abondo que
empurrase nela. Só que esa materia
era invisíbel, non tiña nada que ver coa
materia ordinaria da que estamos
feitos nós e todo o que nos rodea. Non
era detectábel, mais tiña que estar e
en cantidades colosais. Vera Rubin e
Kent Ford estudaron sesenta galaxias
diferentes e sempre atoparon as
mesmas evidencias. Debía haber
moitísima máis materia da que até ese
momento se pensaba.
19. Hoxe estímase que a materia
común representa só un 5% do
universo. Outro 27% está
constituído por esa materia
invisíbel cuxa existencia probou o
traballo de Rubin e Ford, a
chamada materia escura. O que
queda, un colosal 68%, é a
chamada enerxía escura. O que
coñecemos ben é ese 5%. O outro
95% é un terreo de investigación
fascinante e o esforzo de Vera
Rubin foi decisivo.
20. Aínda non sabemos de que está feita a materia
escura, mais hai varios proxectos científicos en
marcha que perseguen a súa detección. O que
si sabemos é...
21. -A materia escura non está feita das partículas
que forman os átomos que coñecemos, en
particular protóns, neutróns e electróns. Se así
fose, fallarían os cálculos que temos sobre
como foi a nucleosíntese primitiva. Os estudos
sobre a radiación de fondo indican que a
materia escura tamén non formou parte do
“plasma primordial” da materia ordinaria.
22. -A materia escura polo de agora só se
manifestou pola súa interacción gravitacional
coa materia ordinaria. Se houbera algún outro
tipo de interacción tería que ser moi feble,
pois de non ser así xa estaría detectada. Nin
sequera debe interaccionar consigo mesma.
23. -A materia escura debe ser moi estábel, isto é,
se se desintegra ten que facelo a un ritmo
extremadamente lento. No universo primitivo
a porcentaxe de materia escura era máis ou
menos a mesma que hai agora, do que se
deduce que a vida dunha partícula escura
debe ser, como mínimo, os 13800 millóns de
anos que leva o universo existindo.
