Todo lo que siempre quiso saber del Universo pero la mala divulgación científica no le contó (II) – Jot Down

Viene de la Parte I.

Parte II, El Universo en expansión y la energía oscura

En la primera parte de esta serie nos referíamos a un reciente artículo publicado en El Confidencial:

https://www.elconfidencial.com/tecnologia/novaceno/2024-03-18/materia-oscura-espacio-big-bang-expansion-estudio_3850861/

Cuyo titular reza: La materia oscura no existe y el universo es el doble de viejo de lo que pensábamos.

Dedicamos la entrega anterior a repasar la historia del universo tal como nos la cuenta el modelo cosmológico standard, llamado ΛCDM[1].  También presentamos una de las muchas observaciones cosmológicas que demuestran que la materia oscura, a diferencia de la osada afirmación del artículo de El Confidencial, sí existe.

Examinemos ahora la segunda parte del gancho publicitario. El universo es el doble de viejo de lo que pensábamos.

Curiosamente, el concepto de «edad del universo» es relativamente nuevo. A principios del siglo XX, se pensaba todavía que el universo era «infinito», no sólo en extensión espacial, sino temporal, es decir, lo ocupaba “todo” y no tenía principio ni final. Hace exactamente cien años, el físico matemático ruso Alexander Friedmann mostró que las ecuaciones de la Relatividad General dan lugar de manera natural a un Universo dinámico, consolidando la posibilidad de la expansión universal que había introducido un par de años antes. Poco después, el célebre astrónomo norteamericano Edwin Hubble confirmó esa predicción, con la observación de que todas las galaxias que están suficientemente alejadas de nosotros (es decir, aquellas que no están danzando gravitatoriamente con la nuestra gracias a su relativa cercanía, como es el caso de Andrómeda) se están alejando, y que lo hacen a mayor velocidad cuanto mayor es la distancia que nos separa. Sólo hacía diez años que el mismo Hubble había convencido a la comunidad científica de que el Universo no se circunscribía a la Vía Láctea, sino que muchas “nebulosas” eran en realidad otras galaxias como la nuestra: tiempos vertiginosos…

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Figura 1. Podemos imaginarnos el universo como un globo en expansión, en el que las galaxias están en la superficie del globo. (Naturalmente, en realidad el «globo» es cuadridimensional, y su superficie tridimensional). Credit: TAKE 27 LTD/SPL

La figura 1 ilustra la noción del Universo en expansión. En el universo temprano los cúmulos de galaxias (o, más bien, las acumulaciones de materia que constituyen sus semillas) están muy cercanos; a medida que el espacio-tiempo se expande, los cúmulos se van alejando entre sí, a velocidades aproximadamente proporcionales a las distancias que los separan; la «constante» de proporcionalidad (que como veremos enseguida no es realmente constante) es la famosa constante de Hubble, H0, cuyo valor es aproximadamente 70 (km/s)/Mpc.[2]

El método de Hubble para determinar esta relación cuantitativa está ilustrado en las figuras 2 y 3. La primera ilustra la relación de proporcionalidad directa, mientras que la segunda describe el concepto de redshift, o desplazamiento al rojo, que permite medir la velocidad a la que un objeto se desplaza respecto a nosotros. El desplazamiento se refiere a la longitud de onda de la luz que nos llega desde ese objeto, cuyo valor puede aumentar o disminuir debido al clásico efecto Doppler: de la misma manera que el sonido de una sirena cambia a medida que una ambulancia pasa de largo (la longitud de onda del sonido se encoge cuando la ambulancia se acerca y se estira cuando se aleja, haciendo el sonido, respectivamente, más agudo y más grave), el color de la luz hace lo mismo, volviéndose más azul («agudo») o rojo («grave»). El efecto se vuelve mensurable cuando la velocidad relativa entre los objetos es comparable a la de la luz (300.000 km/s).

Pero… ¿cómo sabemos si el color de una galaxia lejanísima es más rojo o más azul de lo que debería, y cuánto? Pues bien, gracias al estudio de los patrones conocidos como líneas de absorción. Cuando la luz pasa por un gas, sus átomos absorben fotones en longitudes de onda muy concretas, determinadas por los niveles energéticos de sus electrones: de este modo, el arcoíris creado al descomponer newtonianamente la luz con un prisma presenta huecos alrededor de esos valores de las energías, cuya secuencia es una perfecta huella dactilar de cada tipo de átomo (hidrógeno, helio, …). La posición de las líneas se puede medir con mucha precisión en un laboratorio, y al compararla con la del espectro del objeto lejano su desplazamiento nos da inmediatamente la velocidad a que se desplaza respecto a nosotros.

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Figura 2. La constante de Hubble, H0, relaciona la velocidad de recesión de las galaxias (v) con la distancia que las separa (d). Fuente: Universidad de Iowa
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Figura 3. Desplazamiento hacia el rojo de la luz por efecto Doppler. Fuente: Universidad de Iowa

Pero recordemos que la ley de expansión v = H0 d relaciona distancia y velocidad, y las líneas espectrales nos dan sólo esta última. Para determinar H0 necesitamos, además, la distancia de separación d. ¿Cómo podemos medir desde la tierra la distancia que nos separa de otras estrellas de nuestra galaxia, o, lo que es mucho más difícil todavía, la distancia que nos separa de galaxias lejanas?

La receta en ambos casos es la misma. Si conocemos el brillo intrínseco de un objeto (sea una estrella de nuestra galaxia, o en una galaxia distante) y lo comparamos con el brillo aparente visto desde la tierra, podemos estimar la distancia a la que estamos. Para visualizar la idea, basta imaginar que estamos junto a una farola en una calle recta y larguísima, iluminada por farolas situadas a intervalos regulares. Puesto que la primera farola está justo a nuestro lado, podemos medir su «brillo intrínseco» y luego utilizar el brillo aparente (cada vez más tenue) del resto de las farolas para estimar lo lejos que están de nosotros. Así que el problema se reduce a encontrar «farolas estándar» (o más poético, «candelas estándar»: en inglés, standard candles) en el Universo.

En 1912, la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt realizó un descubrimiento crucial. Desde hacía más de un siglo se había descubierto una clase de estrellas, llamadas Cefeidas variables, cuyo brillo variaba periódicamente. Leavitt realizó un catálogo minucioso de las propiedades de miles de Cefeidas en nuestras galaxias satélites, las Nubes de Magallanes, y descubrió que las estrellas con el mismo periodo de variación tienen la misma luminosidad; o, usado al contrario, la medida del periodo de variación de una Cefeida permite deducir su luminosidad absoluta: ¡una candela estándar! Este hallazgo permitió a los astrónomos usar las Cefeidas para medir las distancias entre nosotros y galaxias distantes (y también, claro, con zonas de nuestra propia Vía Láctea). Más adelante se han descubierto otras candelas estándar, como las gigantes rojas y ciertos tipos de supernovas; estas últimas van a tener enseguida un papel protagonista. También se pueden usar lentes gravitacionales (de las que hablamos en la primera entrega), y existe además la tentadora posibilidad de usar las recientemente descubiertas ondas gravitacionales para definir sirenas estándar.

Pero estamos divagando. Como decíamos, una vez que hemos medido v y d, obtenemos H0 (como en la figura 2). Una primera estimación de la edad del Universo es simplemente 1/ H0, y es trivial de calcular sin más que recordar la relación entre Megaparsec (Mpc) y kilómetros (1 Mpc ~ 3.086 x 1019 km).

T = 1/ H0 ~ (1/70) x Mpc/(km/s)  = (1/70) x 3.086 x 1019 km /(km/s) = 3.086 x 1019/70 ~ 4.4 x 1017 s.

Para pasar a años:

T = 4.4 x 1017 /(365 x 24 x 60 x 60) ~14 x 109 años.

Este simple cálculo (que asume que H0 no ha cambiado desde el principio del universo) da en realidad un resultado bastante parecido al que se obtiene aplicando el modelo estándar cosmológico en (ΛCDM) en toda su gloria y con sus pequeños detalles.

De manera simplificada, la receta del ΛCDM para estimar la edad del Universo es la siguiente: los satélites WMAP y Planck han medido con exquisita precisión el fondo residual de microondas (CMB), del que hablamos en la primera entrega de la serie, produciendo un mapa detallado de sus fluctuaciones de temperatura. El siguiente paso es comparar ese mapa con los mapas que predice el ΛCDM, variando los ingredientes que lo forman (por ejemplo, la cantidad de materia oscura que asumimos). El resultado final se obtiene a partir del mapa teórico que mejor compara con el experimental. La receta del ΛCDM establece que la materia visible (también llamada “ordinaria”) es el 4 % de toda la materia y energía del Universo, y la materia oscura el 27 %. El 68 %, o sea la mayoría del Universo, es energía asociada a una fuerza misteriosa, que llamamos energía oscura.  La edad del Universo que estima ΛCDM es 13.820 x 109 años, 59 millones de años arriba o abajo.

Pero ¿qué diantres es la energía oscura? ¿Tiene algo que ver con la materia oscura?

Para contestar a esta pregunta, empecemos por revisar lo que acabamos de aprender sobre el Universo. Sabemos que empezó con una gran explosión y que se ha estado expandiendo desde entonces. Pero, ¿cómo ha sido esa expansión? Sería razonable suponer que la expansión se ha ido desacelerando con el tiempo (es decir que el universo se expande a una velocidad cada vez menor), ya que sabemos que la fuerza de gravedad es atractiva, de manera que, en ausencia de otros ingredientes, tendería a frenar la expansión inicial lanzada por el Big Bang. Sin embargo, en 1998, un grupo de astrónomos liderados por Riess, Perlmutter y Schmidt[3] encontraron una incoherencia entre el desplazamiento al rojo de ciertas supernovas muy lejanas y su brillo (como hemos apuntado antes, ciertas supernovas se comportan como candelas estándar; en concreto, las supernovas de tipo Ia brillan con una luminosidad absoluta conocida). A partir de su brillo, los científicos estimaron que estas supernovas estaban mucho más lejos de nosotros de lo que podía esperarse a partir de su desplazamiento al rojo. En otras palabras, descubrieron que la relación entre distancia y velocidad de retroceso no ajustaba bien a la constante de Hubble. Pero si las supernovas estaban más lejos de lo que esperábamos, eso significa que la velocidad de expansión del Universo no ha sido constante en el tiempo, ni tampoco estaba desacelerando como se podía esperar, sino todo lo contario: la expansión del Universo, de acuerdo a esta observación y muchas otras que se han realizado posteriormente, está acelerando.

Pero, si esto es efectivamente así, ¿qué causa esa aceleración?

La respuesta es casi una tautología. Si está acelerando es que existe «algo» (una fuerza) responsable de esa aceleración. Una forma sencilla de visualizarla es imaginarla como una especie de anti-gravedad, ya que se opone al efecto de esta. A esta misteriosa fuerza (o, más bien, a la densidad de energía que lleva asociada) la llamamos «energía oscura». Por si fuera poco misteriosa, no ha estado siempre ahí: de acuerdo a nuestras observaciones, su contribución al total de energía-materia del Universo era muy modesta en el Universo primitivo, y empezó a ser significativa en tiempos cosmológicamente «recientes», cuando el Universo tenía unos diez mil millones de años.

¿Y qué tiene que ver con la materia oscura?

Nada. Al menos, nada que sepamos: se trata de dos fenómenos físicos distintos, y entre los que por ahora no hemos encontrado ninguna relación. La materia oscura está (creemos) compuesta por objetos con masa que no interactúan electromagnéticamente, quizás partículas masivas que apenas interaccionan (una especie de neutrinos pesados), o agujeros negros que se formaron antes de la aparición de las primeras estrellas. La energía oscura es una especie de fuerza anti-gravitatoria que hace que la expansión del universo acelere y de la que sabemos bastante poco.

Precisamente por eso, el campo de la cosmología es un hervidero de artículos más o menos especulativos tratando de explicar la naturaleza de la energía oscura. El artículo al que se refiere la noticia de El Confidencial, es uno más de los muchos que se publican cada año al respecto. Antes de pasar a analizarlo (en la entrega III de esta serie), anotamos algunas de las ideas más importantes que tratan de explicar la naturaleza de la energía oscura.

Una posibilidad sería que la energía oscura pudiera atribuirse a algo llamado «energía de vacío».

La frase parece casi un oxímoron. ¿Cómo puede tener energía el vacío? ¿No es lo mismo que pretender que el vacío está lleno de algo?

Pues sí. De acuerdo a la mecánica cuántica, el vacío nunca está vacío del todo, sino lleno de pares de partículas y antipartículas que se crean y se aniquilan en tiempos pequeñísimos, dejando un rastro de energía que participa en los fenómenos físicos. Una posibilidad es que esa energía latente sea la que llena el Cosmos y lo empuja a acelerarse. No es una mala solución, pero las cuentas no acaban de cuadrar: cuando calculamos la energía de vacío necesaria para expandir el universo al ritmo acelerado que observamos, obtenemos que esa misma energía de vacío, al principio del universo lo habría acelerado tanto que no habría dado tiempo a que se formaran estrellas o galaxias.

Otra de las alternativas es todo un clásico. Quizás se trate de una reencarnación del éter, al que invocamos cada vez que no sabemos explicar un fenómeno.

¿Qué es el éter? Pues un fluido que llena el espacio y cuya distribución puede cambiar en el tiempo y espacio según nos convenga (de tal manera que podamos explicar por qué la energía oscura se activa cuando el universo tiene 2/3 de su edad actual). Además, le damos la propiedad que nos hace falta (el éter se opone, en este caso, a la gravedad). En otras palabras, el éter no es realmente una explicación (lo hemos introducido con calzador) sino la formulación de lo que no entendemos. Muchas de las “teorías” especulativas recientes sobre el origen de la energía oscura pecan de este mismo pecado.

Es importante recalcar que la explicación de la materia oscura como partículas masivas e inertes, o como agujeros negros primordiales, es mucho más satisfactoria que la del éter para la energía oscura (aunque no está ni mucho menos garantizada que sean ciertas). En primer lugar, no se trata de un fluido misterioso, sino de objetos similares a otros que conocemos. En segundo lugar, tenemos hipótesis teóricas bien formuladas y estudiadas sobre cuál podría ser su origen. Pero lo cierto es que todavía no hemos detectado la materia oscura directamente, y por eso los experimentos que intentan hacerlo son tan importantes.

Entonces, ¿a qué viene la segunda parte del titular del artículo de El Confidencial? Lo explicaremos en última entrega de esta serie.


[1] Las siglas ΛCDM (Lambda-CDM) se refieren al modelo cosmológico estándar que describe el origen y la evolución del Universo basándose en la teoría del Big Bang. En dicho modelo, Λ (Lambda) representa la constante cosmológica asociada con la energía oscura, una misteriosa fuerza a la que se atribuya la sorprendente observación de que el universo parece estar acelerando a medida que se expande. CDM son las siglas de Cold Dark Matter, (materia oscura fría). El modelo cosmológico estándar proporciona un marco para entender la estructura a gran escala del Universo y ofrece una explicación muy elaborada de la formación de galaxias, la distribución de la materia visible y oscura, y la estructura a gran escala del Universo. El modelo es compatible con observaciones cruciales como la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), la distribución de las galaxias, y la expansión del Universo, entre otras.

[2] Es decir: la velocidad aumenta 70 kilómetros por segundo por cada Megapársec (Mpc) de separación; el Mpc es la unidad de distancia natural en Cosmología, y 1 pársec (pc) = 3.26 años-luz = 30.9 billones de km. Y no, el pársec no es una unidad de tiempo, como cree Han Solo.

[3] El trío obtuvo el Premio Nobel de Física en 2011.

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