Para empezar haré un breve repaso de varios conceptos claves de

Para empezar haré un breve repaso de varios
conceptos claves de la cosmología: el desplazamiento al rojo (redshift en inglés), la ley de
Hubble, el principio cosmológico y la geometría
del Universo.
El desplazamiento al rojo
Todo el mundo conoce el famoso efecto
Doppler cuando se produce en el aire: el sonido
de un objeto que se acerca hacia nosotros se vuelve
más agudo y, al contrario, el sonido de un objeto que se aleja se vuelve más
grave debido a que la distancia entre los frentes de las ondas sonoras se acorta
en el sentido del movimiento del emisor y se alarga en el sentido opuesto.
(Figura 1). Con las ondas electromagnéticas (como la luz), también se da
este efecto. En este caso el cambio se produce en el color de los objetos:
cuando los objetos se alejan del observador hay un desplazamiento hacia el
color rojo de su luz, y cuando los objetos se acercan se produce un desplazamiento hacia el azul. De esta manera, viendo como es el color de una galaxia
y comparándolo con el color que debería tener si estuviese en reposo, se
puede saber si se aleja o se acerca de nosotros y a qué velocidad lo hace.
La ley de Hubble
En 1929 el astrónomo Edwin Hubble estudió el espectro de varias
galaxias y descubrió que casi todas ellas presentaban un desplazamiento
al rojo, lo que significaba que se alejaban de nosotros. Además, descubrió
que las galaxias más lejanas tenían un mayor desplazamiento y las más
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Figura 1. Las ondas acortan su longitud procedentes de un objeto que se acerca, y la alargan
cuando el objeto se aleja.
cercanas lo tenían menor. Por lo tanto, cuanto más lejana se encontraba
una galaxia, más rápidamente se alejaba de nosotros. Este descubrimiento
fue muy importante porque presentó la primera prueba observacional de
que el Universo no era estático sino que estaba en expansión.
El principio cosmológico
Otro aspecto importante es el principio cosmológico. Este principio afirma
que el Universo a gran escala es isótropo y homogéneo. La isotropía significa
que las propiedades del Universo son las mismas independientemente de la
dirección en que se observe, y la homogeneidad que el Universo tiene las
mismas propiedades independientemente del punto desde el que se observe.
Se trata de un principio que se adopta normalmente en cosmología.
La geometría del Universo
En 1922, Friedman, Lemaitre y Walker obtuvieron una solución para
las ecuaciones de Einstein que presentaba una descripción del Universo
en expansión. Asumiendo que el Universo era isótropo y homogéneo, y
suponiendo que éste podía describirse como un fluido perfecto, dedujeron
cual debía de ser la geometría del Universo. Esta solución dependía de tres
puntos importantes: el factor de escala, la ecuación de estado del fluido
del Universo y la constante cosmológica.
El factor de escala
El factor de escala es una función que sólo depende del tiempo y explica
como se modifica la escala del Universo debido a su expansión. Imagínese
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que el Universo es un tablero de ajedrez y que las galaxias son las piezas
del mismo. Para determinar la distancia entre dos piezas hay definidas dos
distancias diferentes: la distancia comóvil y la distancia física. La distancia
comóvil es la cantidad de casillas que separan dos piezas, mientras que la
distancia física es la distancia real entre esas dos piezas. Si se aumenta el
tamaño del tablero, las casillas serán mas grandes, y aunque la distancia
real habrá aumentado, la distancia comóvil seguirá siendo la misma. Por
lo tanto, la distancia comóvil no varía con la expansión. En esta analogía,
el factor de escala es la longitud de cada casilla, o dicho de otra manera,
el factor de escala es la relación entre la distancia física y la distancia comóvil.
La ecuación de estado
Para solucionar las ecuaciones de Einstein puede suponerse que el
Universo está formado por un fluido de materia y de radiación. Este fluido
tiene una presión (P) y una densidad (ρ). La ecuación de estado del Universo
es la relación que hay entre estos dos parámetros. De forma sencilla se
puede suponer que es una relación lineal.
P=w·ρ
donde w es una constante.
Para la materia normal w = 0, y para la radiación w = 1/3
En el Universo primitivo dominaba la radiación, mientras que a partir
de unos 380.000 años después del Big Bang, el Universo está dominado
por la materia. Cabe decir además, que no hay ningún tipo de materia
conocida con presión negativa.
La constante cosmológica
La constante cosmológica aparece de forma natural cuando se integran
las ecuaciones de la relatividad general. Se trata de una constante que debe
determinarse con las observaciones. Einstein creía que el Universo era estático
y ajustó la constante con este fin, ya que esta constante (de ser positiva)
representa una fuerza repulsiva entre galaxias que contrarrestaría la fuerza
atractiva debida a la gravedad, produciendo así un Universo estático.
Pero al descubrirse que el Universo se expandía, se suprimió la constante;
se fijó a cero por simplicidad.
El descubrimiento de la expansión acelerada
Hasta 1998 se creía que el Universo estaba en expansión desacelerada.
Esta expansión cada vez tenía que ser más lenta debido a la fuerza de la
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Figura 2. Las supernovas de tipo Ia son enanas blancas que explosionan tras haber absorbido
suficiente materia de una gigante roja.
gravedad atractiva entre las propias galaxias. Sin embargo, las observaciones
mostraron que actualmente el Universo estaba en plena aceleración.
La imagen global que se tiene es que el Universo pasó de una fase de
expansión desacelerada que duró los primeros seis mil millones de años,
a una fase de expansión acelerada que ha durado desde entonces hasta
ahora.
Hoy en día se tienen varias pruebas independientes sobre esta expansión
acelerada: las supernovas distantes, las anisotropías de la radiación de fondo
de microondas y las oscilaciones acústicas de bariones.
Las supernovas distantes
Las supernovas distantes proporcionaron la primera prueba de la
aceleración del Universo. Se trata de supernovas de tipo Ia, las cuales tienen
su origen en un sistema doble de estrellas: una enana blanca y una gigante
roja. (Figura 2). La enana blanca absorbe materia de la estrella gigante
hasta que su masa alcanza un valor crítico, la llamada masa de Chandrasekhar
(1,4 masas solares) y explota.
Por un lado se conoce su distancia gracias al desplazamiento al rojo;
y por otro lado se conoce el brillo intrínseco de estas explosiones porque
las enanas blancas siempre explotan en las mismas condiciones físicas (al
llegar a la masa de Chandrasekhar). Comparando el brillo que se observa
con el que debería observarse a la distancia a la que se encuentran, se deduce
que estas supernovas brillan menos de lo que deberían. Esto significa que
su luz ha recorrido una distancia mayor que la esperada, lo que induce a
pensar que el Universo se ha estado acelerando.
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Figura 3. Anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Es una imagen de como era el
Universo en el momento que se hizo transparente, cuando tenía una edad de 380.000 años.
Las anisotropías de la radiación de fondo de microondas
La radiación de fondo de microondas (RFM) es la imagen más antigua
que se puede tener del Universo a partir de fotones. En su primera época
el Universo no era transparente a la radiación porque estaba lleno de
electrones libres que interaccionaban continuamente con los fotones. Sin
embargo, a partir de unos 380.000 años después del Big Bang, el Universo
se enfrió lo suficiente como para que los electrones fueran capturados por
los protones, formando los primeros átomos de hidrógeno y helio. Sin
apenas electrones libres, a partir de ese momento los fotones pudieron
circular libremente. Desde entonces, estos fotones han viajado hasta nuestros
días, y actualmente podemos verlos, mucho menos energéticos (debido
precisamente a la expansión y enfriamiento del Universo), en la región de
las microondas del espectro electromagnético.
Se observa que la radiación de fondo de microondas es muy uniforme,
aunque presenta unas variaciones de temperatura muy pequeñas, de tan
sólo una parte entre cien mil. (Figura 3). Por una parte, esto confirma la
hipótesis inicial de que vivimos en un Universo altamente isótropo a gran
escala. Por otra parte, estudiando sus pequeñas anisotropías se puede deducir
el contenido total del Universo. Las más recientes observaciones muestran
que un 25% del contenido total del Universo debe estar formado por
materia, y que un 75% debe estar formado de energía oscura, de la que no
se tiene ni la más remota idea de qué puede ser. Además, a partir de las
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observaciones de las galaxias puede determinarse que la materia luminosa
es tan sólo un 4% del contenido total del Universo. Puesto que según la
radiación de fondo el 25% es materia, hay un 21% de materia desconocida;
tampoco se sabe qué es, y se la conoce como materia oscura. Se supone
que está formada por neutrinos de gran masa o por algún tipo de materia
exótica que todavía no se ha descubierto.
Oscilaciones acústicas de bariones
La tercera evidencia observacional que se tiene de la aceleración del
Universo son las oscilaciones acústicas de bariones (BAO). La imagen de
la RFM representa el momento en que los fotones ya pueden viajar libremente. Con anterioridad el Universo estaba formado por un plasma de
protones, electrones, fotones y materia oscura donde los protones y los
fotones estaban acoplados electromagnéticamente. En ciertas regiones del
Universo había más materia oscura, donde los protones, por atracción
gravitatoria, tendían a concentrarse en ellas. Los fotones, al estar acoplados
con los protones, también caían hacia estas regiones, pero en su caso la
presión de radiación les impedía agruparse tanto como los protones. De
esta manera, llegado a un punto, los fotones se alejaban de los protones
hasta que la presión de radiación disminuía lo suficiente como para que
volvieran a acercarse hacia los protones para volver a empezar el ciclo.
Este movimiento de vaivén produjo ondas de presión que viajaban por
este plasma, formando así burbujas. Cuando los fotones se desacoplaron de
los protones (a los 380.000 años con la formación de la radiación de fondo
de microondas) el plasma desapareció y las burbujas quedaron congeladas.
En el centro de estas burbujas, donde había una gran cantidad de
protones, se formaron muchas galaxias, pero también a una cierta distancia
de su centro (a unos 100 Mpc), donde se encontraba la cresta de la onda
de presión (el límite de la burbuja). Observando cómo son estas burbujas
de materia en la radiación de fondo de microondas, puede determinarse
como ha ido evolucionando el Universo desde que se formó. Esto ayudará
a conocer la naturaleza de la energía oscura.
Modelos de expansión cósmica acelerada
Como se ha visto, hay tres pruebas observacionales independientes
que muestran que el Universo está en expansión acelerada, pero ¿cómo
puede explicarse esta aceleración?
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Si se supone que la expansión acelerada del Universo viene dada por
la energía oscura, y que ésta también puede parametrizarse como un fluido
con su ecuación de estado (igual que se ha visto anteriormente), puede
determinarse cual es la relación entre la presión y la densidad de este fluido
(el valor w). Las observaciones proporcionan w = –1, que significa un
fluido con presión negativa. Como hemos dicho anteriormente no conocemos ningún fluido capaz de satisfacer estas propiedades.
Para darle significado a esta energía oscura se han propuesto varios
modelos: la energía del vacío, un campo escalar, la gravedad modificada y
un Universo antropocéntrico, entre otros.
La energía del vacío
A partir de la teoría cuántica de campos se predice que la energía del
vacío no es cero, sino que debe tener un cierto valor. El vacío es capaz de
producir de la nada partículas con sus correspondientes antipartículas que
se acaban aniquilando mutuamente, y para ello debe tener cierta energía.
Se pensó que esta energía del vacío podía ser la responsable de la
aceleración del Universo, pero a partir del valor de la energía calculado
con teorías cuánticas de campos, se obtuvo que la aceleración debería ser
enormemente mayor del valor observado hoy en día. Se ha intentado
acercar estos dos valores (uno predicho por la física cuántica y otro observado
en el Universo) pero a día de hoy aún no se ha conseguido.
Campo escalar
Otra explicación de la expansión es suponer que hay un campo escalar,
una cierta partícula que existe en el Universo que todavía no se ha desintegrado del todo porque su tiempo de vida es semejante a la edad del propio
Universo, y que es la responsable de la aceleración. Este modelo es una
generalización del que explica la inflación (una época muy temprana en
la que el Universo se expandió enormemente en muy poco tiempo, para
proseguir con una expansión mucho más lenta).
Las teorías de campo escalar más simples predicen una partícula
llamada quintaesencia que tendría un valor de w entre –1 y –1/3 según el
modelo, y que podría ajustarse bien con las observaciones. Otros modelos
conocidos como Phantom Energy predicen una w menor que –1. Hay una
gran diferencia entre estos dos tipos de modelos, porque si w >–1 la
expansión alcanzará una velocidad infinita sólo en un tiempo infinito,
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Figura 4. El telescopio ACT en Atacama, para el estudio del fondo de radiación de
microondas.
mientras que si w<–1 la expansión alcanzará una velocidad de expansión
infinita en un tiempo finito, y en este segundo caso las partículas se llegarían
a separar las unas de las otras y el Universo se desintegraría. No está
confirmado, ni mucho menos.
Gravedad generalizada
Otra explicación es pensar que la relatividad general no es absolutamente
general. Actualmente no puede comprobarse a escalas mayores que nuestra
galaxia, y quizás a mayor distancia la fuerza de la gravedad deja de ser
atractiva para pasar a ser repulsiva.
Universo antropocéntrico
Otra opción, también plausible pero no muy probable, afirma que
vivimos en un Universo antropocéntrico. Hasta ahora siempre se ha supuesto
que el Universo es homogéneo e isótropo, pero puede ser que no sea así
y que estuviéramos en una región singular del mismo (en el centro de un
enorme vacío) no siendo el Universo homogéneo. Entonces veríamos que
todo se aleja porque estaría cayendo hacia otros puntos, pero el Universo
en su conjunto no se estaría expandiendo.
Proyectos futuros
Para terminar comentaré algunos proyectos que se están desarrollando
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para detectar cómo es la expansión y para determinar el valor de w.
Atacama Cosmology Telescope. Es un telescopio instalado en el
Cerro Toco, en Atacama (Chile), un desierto muy árido y a gran altitud,
que ya ha entrado en funcionamiento. Pretende tomar medidas más precisas
del fondo de radiación de microondas, proporcionando un estudio mucho
más detallado. (Figura 4).
Dark Energy Survey. Se trata de una cámara que se colocará en el
telescopio principal del Observatorio Cerro Tololo, también en Chile, con
el que se pretende hacer un mapa del cielo para medir el pico de las
oscilaciones bariónicas con más precisión.
Physics of Accelerating Universe. Se trata de un proyecto íntegramente
español que pretende situar un telescopio en Teruel, en una de las mejores
regiones de cielo de Europa, e intentar hacer un mapeo de diez mil grados
cuadrados de cielo en distintas bandas para determinar el desplazamiento
al rojo de las galaxias y poder determinar el pico del BAO. Es un proyecto
parecido al Dark Energy Survey pero en tres dimensiones, incluyendo la
distancia radial de las galaxias.
Para terminar, un resumen: Los datos que tenemos hoy en día indican
que el Universo entró en una época de expansión acelerada hace unos seis
mil millones de años. Esta afirmación se ha probado gracias a tres vías
independientes: las supernovas distantes, la anisotropía de la radiación de
fondo de microondas y las oscilaciones acústicas de bariones. Hay varias
teorías que pretenden explicar esta expansión acelerada como la energía
del vacío, los campos escalares o la gravedad modificada; pero lo que en
realidad se necesita es desarrollar nuevas teorías de física fundamental para
dar un significado a las observaciones.
Coloquio
Pregunta: ¿Las oscilaciones acústicas se crearon antes de producirse
el fondo cósmico de microondas? ¿Cuándo?
Respuesta: Aproximadamente se produjeron al mismo tiempo, cuando
el Universo tenía una edad de 380.000 años. Son ondas acústicas que
quedaron congeladas porque se rompió el medio en el que viajaban, con
la formación de la radiación cósmica de fondo.
Pregunta: ¿Las estructuras que se observan (cúmulos de galaxias)
obedecen a estas variaciones de presión?
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Respuesta: El pico del BAO sólo se observa cuando hacemos un estudio
estadístico de todas las galaxias del firmamento. Si calculamos la probabilidad
de encontrar dos galaxias dada una distancia, vemos que esta probabilidad
disminuye con la distancia hasta que llegamos a unos 100 Mpc en que
aumenta un poco para después volver a disminuir. Este pequeño pico, es
el pico del BAO.
Pregunta: ¿Hay alguna manera de ver más allá de la radiación de
microondas?
Respuesta: Ciertamente con fotones no se puede porque hasta el
momento correspondiente a la emisión del fondo de radiación de microondas
el Universo no era transparente a estas partículas. Se puede imaginar como
una niebla a través de la cual la luz no puede viajar. Sin embargo hay
proyectos que pretenden utilizar neutrinos, que son partículas con muy
poca masa, con los que sí se podría lograr llegar más allá, ya que no
interaccionan de forma significativa con las partículas del Universo ni en
la época en que los fotones sí lo hacían.
Pregunta: Si se confirmara la existencia de las ondas gravitatorias y se
pudieran detectar ¿se podría acceder a información de antes del desacoplo
de la materia y la radiación?
Respuesta: Sí, sería otra manera de poder acceder.
Pregunta: ¿Por qué la velocidad de la luz cambia con el medio?
Respuesta: Es debido a la interacción de los fotones de los campos
electromagnéticos que generan los átomos del medio. Estas interacciones
retardan el avance de los fotones a través del material.
Pregunta: ¿Qué punto de referencia se utiliza cuando se dice que el
Universo se expansiona? ¿La Tierra?
Respuesta: Hoy en día sólo podemos observar desde nuestro marco
de referencia, la Tierra, y por lo tanto sólo podemos asegurar que el Universo
se aleja de nosotros. Sin embargo, a partir del principio cosmológico, que
nos dice que no ocupamos un lugar privilegiado en el Universo, podemos
extrapolar estos experimentos a cualquier punto y decir que el Universo
está en expansión sea cual sea el punto desde donde lo observemos.
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Conferenciante:
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Héctor Gil
Licenciado en ciencias físicas, másters en astrofísica, física de partículas y
cosmología. Miembro del Instituto de Ciencias del Espacio.
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