Mi universo

T.E.L: 3 min. 51 seg.

Un programa que simula la búsqueda de un tipo de supernova y mide el brillo y el corrimiento al rojo para determinar el contenido del universo.
Mi Universo

Mi Universo es una simulación interactiva de SciVi, el laboratorio de visualización científica de la Universidad de California, Los Angeles.

Dentro del sitio podemos encontrar, además, dos animaciones, sobre las islas universos y las Cefeidas. Y cuentan que están produciendo un juego sobre la dilatación del tiempo y otra animación sobre la estructura del universo.

Mi universo
Primero descargamos el programa.
Los requerimientos son:
Hardware:
Procesador Pentium II o superior
RAM: 64 MB o más
Software:
Explorador web (IE, FF, Safari)
Java 1.5+JDK/JRE instalado en Windows, Linux o Mac.

El archivo a descargar es de extensión .jnpl y saldrá un error en la instalación si no contamos con JDK.

La idea del programa es:
Encontramos supernovas y medimos su magnitud y corrimiento al rojo. Con estos datos creamos un gráfico, asumiendo que el universo está prácticamente vacío. Los cosmólogos indican que el cosmos estaría compuesto por 73% de energía oscura, 23% de materia oscura y apenas 4% de materia normal (átomos).
Además señalan que el universo se expande aceleradamente. Con los datos obtenidos intentaremos ver qué modelo de universo encaja con las mediciones. De acuerdo a la composición del universo (sus parámetros de densidad) el cosmos podría expandirse indefinidamente, más rápido o más lento, o bien detener esa expansión y contraerse.
Con Mi Universo, tendremos un cosmos en nuestras manos al que será posible cambiar sus parámetros y darle diferentes formas.

El juego de las diferencias
Al iniciarse la aplicación veremos distintos niveles (levels). Si directamente vamos al nivel 1 nos saldrá una ventana preguntándonos si queremos pasar por alto el proceso de búsqueda de supernovas. Si es la primera vez que ejecutamos el programa, elegimos que "NO". Inmediatamente se simulará un escaneo de una región del cielo.
Mi Universo 2

A continuación veremos tres paneles:
Imagen de archivo, nuestra imagen, y debajo, un mapa. En el mapa habrá círculos rojos marcando "candidatas a supernovas", cambios entre una imagen y otra. Con el mouse podemos correr el rectángulo que aparece en la esquina izquierda del mapa. Así iremos "navegando" por el mapa entre los círculos rojos y al hacerlo, se mostrarán las dos imágenes (de archivo y la nueva) en las ventanas superiores.

Si notamos un nuevo objeto entre las dos imágenes, posiblemente estemos ante una supernova. Si creemos que hay una diferencia, un objeto más brilloso en nuestra imagen que en la del archivo, marcamos el objeto con el mouse sobre nuestra imagen. Si hacemos eso, el círculo rojo en el mapa se volverá verde. La idea es verificar todos los círculos rojos. Todos ellos tendrían que ser verdes al final de todo el proceso. Es como el juego de las diferencias, ni más ni menos. Buscamos algo nuevo, o un aumento considerable de brillo en algún objeto.
Si centramos cada círculo en el rectángulo, la posición del círculo debería coincidir con la posición de nuestra imagen, justo en el centro. Eso facilita la búsqueda.

A cambiar parámetros
Cada vez que pulsamos un nuevo objeto o uno más brillante en nuestra imagen, además de cambiar el color del círculo, veremos que se agregará un punto a un diagrama, en una ventana posterior. Ese punto en el diagrama corresponde a dos parámetros que se miden en el momento de pulsar un objeto: la magnitud, como medida del brillo de la supernova. Y el espectro, que nos brindará el corrimiento al rojo. Estos dos valores se grafican automáticamente en una ventana posterior.

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Veremos dos gráficos: Comparación de magnitud en el universo vacío como función del corrimiento al rojo y otro con la distancia relativa vs. el tiempo.
En el primer gráfico, el eje X corresponde al corrimiento al rojo y el eje Y es la magnitud medida menos la magnitud de la supernova con el mismo corrimiento pero en un hipotético universo vacío que se expande a la velocidad de la luz.
Es por eso que en el primer gráfico se indica que la radiación, la materia, la materia oscura, la constante cosmológica, etc, son todos parámetros iguales a cero.

Como se supone que estamos midiendo supernovas que son todas del mismo tipo, entonces podemos decir que todas tienen la misma energía. Ergo, las que lucen más brillantes están más cerca y tienen corrimientos al rojo menores.

Notemos que en relación con la línea de referencia para el universo vacío, algunas supernovas son más brillantes (tienen una posición más baja), mientras otras son más débiles (tienen una posición más alta).
Si todos los puntos de datos yacen casi en la misma línea de referencia, tendremos un universo casi vacío que se expande a la velocidad de la luz.

Mi universo 4

Sin embargo, si nuestros datos se desvían de la línea base, luego nuestro universo no está vacío! La tendencia de los datos indican la naturaleza de los fluidos que dominan el contenido de nuestro universo.

¿Cómo se compone nuestro universo?
La respuesta está codificada en los parámetros de densidad, los parámetros Omega. Cada parámetro refleja la densidad de ese componente dividido por la densidad crítica del universo.
Originalmente, estos parámetros están establecidos para reflejar un universo vacío.
Estos parámetros incluyen:
Límite de corrimiento al rojo; radiación, materia, materia oscura, cuerdas cósmicas, paredes de dominio y constante cosmológica.

Intentemos usar los valores Omega para crear un gráfico que encaje con el tipo de universo que tenemos. ¿Será abierto, cerrado o plano?

En el mismo sitio tenemos varios archivos pdf con explicaciones sobre el uso del software.

Si la suma de Omegas es menor a 1, el universo será abierto. Tendrá una curvatura negativa y se expandirá para siempre.

Si la suma de Omegas es igual a 1, el universo será plano, sin curvatura, que se expandirá lentamente.

Si la suma de Omegas es mayor a 1, el universo será cerrado, con una curvatura positiva, que se expandirá durante un tiempo finito, tendrá un radio máximo y finalizará con un "Big Crunch".

Cada vez que realizamos un gráfico se indicará qué tipo de universo es el nuestro y cuál es su edad.

Lo que propone Mike Ríos en su pdf explicativo es cambiar los parámetros de a uno, sin modificar los demás. Es decir, que cada uno de los parámetros domine:

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Si la materia está presente, el gráfico de magnitud relativa descenderá y se incrementará el corrimiento al rojo. Cuanta más materia, más grande el efecto.

Si la radiación domina, el gráfico será similar, pero con mayor diferencia.

Si las cuerdas cósmicas están presentes, el gráfico lucirá parecido también, pero con menor diferencia.

Si los muros de dominio prevalecen el gráfico irá hacia arriba con el incremento del corrimiento al rojo.

Si la constante cosmológica está presente, el gráfico también ascenderá con el corrimiento, con mayor diferencia que con los muros.

Créditos
La siguiente guía se basa en los archivos creados por Rone Kwei Lim, Sonia Levitin y Mike Ríos, de SciVi Lab.

Los participantes de este proyecto, y a quienes les debemos esta maravilla, son:
Diseño de software y ciencia:
Derek Wells, Frank Wong, Rone Kwei Lim y Eugene Shvarts.
Desarrollo de software:
Zhenghui Hu, Rone Kwei Lim, Spencer Perreault
Arte gráfico:
Dallim Park y Jennifer Oh
Supervisado por:
Prof. Eun Young Kang, Prof. Tony Longson, Prof. Milan Mijic.

Fuentes y links relacionados