© Libro N° 14861. La Materia Oscura. Casas González, Alberto. Emancipación. Febrero 28 de 2026
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LA
MATERIA OSCURA
Alberto
Casas González
La Materia Oscura
Alberto Casas González
Reseña
En las últimas décadas se ha constatado que un tipo
nuevo de materia, radicalmente distinta a la tradicional, se extiende por todo
el universo. Llamada oscura por lo difícil que resulta detectarla, es
mucho más abundante que la materia ordinaria. Junto con la no menos
misteriosa energía oscura, sustituye el 95% del contenido total del
cosmos. tal es su densidad que de ellas depende el destino de todo el universo.
Las investigaciones acerca de su naturaleza prometen abrir nuevos horizontes a
nuestra comprensión de la realidad.
1. El descubrimiento de la materia oscura
3. El rastro de lo invisible en las reliquias del Big Bang
4. La naturaleza de la materia oscura. En busca de la «partícula X»
5. La energía oscura y el destino del universo
El descubrimiento tanto de la materia
oscura como de la energía oscura supone uno de los
acontecimientos científicos más importantes de los últimos tiempos. Para
hacemos una idea de su trascendencia hay que pensar que estas dos misteriosas
sustancias constituyen el 95% del contenido del universo. El 5% restante es
la materia ordinaria, de la que están hechas las estrellas, los planetas,
el gas y el polvo cósmico... y nosotros mismos. Hasta hace no mucho, creíamos
que esta materia ordinaria era todo lo que había en el universo; ahora sabemos
que es solo una parte muy modesta.
Pero la materia y la energía oscuras no solo son
importantes por ser tan abundantes; lo son también porque
son diferentes. Las teorías actuales de la física de partículas
describen de forma excelente el comportamiento y las propiedades de la materia
ordinaria, pero son insuficientes para entender la existencia y características
de la materia y la energía oscuras. Por tanto, cuando seamos capaces de
describirlas con precisión esperamos comprender aspectos nuevos y profundos,
tal vez revolucionarios, acerca del universo.
Hasta el momento la presencia de estos dos
ingredientes mayoritarios del cosmos se ha puesto de manifiesto gracias a los
efectos gravitatorios que producen en su entorno, localmente, y en el universo
como un todo. Las evidencias, como veremos, son realmente abrumadoras, sobre
todo en el caso de la materia oscura, pero aún carecemos de una detección
directa que nos informe sobre sus características concretas. Así que puede
decirse que estamos «a medio camino» de su descubrimiento, y por ello en un
momento excitante, tanto desde el punto de vista teórico como desde el
experimental y observacional.
Puede compararse esta situación con la época de los
grandes navegantes y descubridores del Renacimiento. Europa empezaba a ser
consciente de que no era el centro del mundo, sino solo una parte más, y no de
las más grandes. Se sabía muy poco del resto: había muchas zonas inexploradas y
lo que pudiera haber en ellas era una incógnita. Paradójicamente, a la vez que
se estaba conociendo mejor cómo era realmente el mundo, este se hacía más
misterioso... y también más prometedor. Al fin y al cabo, esa «térra incógnita»
no dejaba de ser una oportunidad, dependiendo de lo que contuviese y cómo se
aprovechara.
De manera semejante, sabemos que la materia y la
energía oscuras están ahí, aunque todavía ignoramos mucho sobre su naturaleza.
Y no solo están ahí fuera, sino también aquí, entre
nosotros, ya que se extienden por todo el universo. Su enigmática presencia
despierta nuestra curiosidad y nos transmite con fuerza el mensaje de que
nuestro conocimiento de la naturaleza es incompleto. Por ello, su estudio
representa una gran oportunidad para conocer mejor los entresijos más profundos
de la naturaleza. Esta es la razón esencial por la que la comunidad científica
las está investigando intensiva y apasionadamente, tanto desde el punto de
vista teórico como observacional.
La materia y la energía oscuras comparten algunas
características: son invisibles, son muy abundantes y están por todas partes.
Pero, en realidad, son radicalmente diferentes entre sí.
La materia oscura está distribuida de manera
desigual en el universo, formando nubes gigantescas de densidad variable dentro
y alrededor de las galaxias, y, en menor medida, en otras zonas aparentemente
«vacías», por las que se extiende como jirones de niebla. Según las últimas
estimaciones, la materia oscura representa aproximadamente el 27% del contenido
total del universo, siendo por tanto cinco o seis veces más abundante que la
materia ordinaria. Posiblemente está constituida por algún tipo de partículas
elementales o cuasi elementales, aún desconocidas, que están ahora mismo
atravesando nuestros cuerpos con un flujo de miles de partículas por segundo,
quizá muchas más.
Aunque existían indicios anteriores, las primeras
pruebas sistemáticas de la presencia de la materia oscura fueron obtenidas en
los años setenta del siglo pasado, observando su potente efecto gravitatorio
sobre las estrellas que orbitan en la periferia de las galaxias. Pero incluso
entonces se dudó de su existencia, ya que esos efectos gravitatorios podrían
deberse tal vez a que la ley de gravitación universal de Newton no fuera válida
a esas distancias gigantescas. De hecho, desde el trabajo excepcional de
Einstein se sabe que la ley de Newton no es correcta en ciertas situaciones.
Sin embargo, en este caso hay pruebas convincentes de que la materia oscura
está realmente ahí. Como veremos, estas evidencias provienen del estudio de
situaciones cósmicas singulares, como choques de cúmulos galácticos, que
suponen auténticos experimentos naturales de dimensión colosal.
Por otro lado, se planteó también la duda de si la
materia oscura no sería en realidad materia ordinaria que hubiese adoptado una
forma difícil de detectar; por ejemplo, pequeños planetoides vagando por el
espacio interestelar e intergaláctico. Sin embargo, esta posibilidad está
prácticamente descartada. Para entenderlo, nos remontaremos a los primeros
instantes de vida del universo, la época del Big Bang. Aquella gran explosión
dejó tras de sí reliquias que aún podemos observar en el universo y que certifican
lo ocurrido en aquel periodo primitivo y violento. Por ejemplo, cuando se
formaron los primeros átomos el universo se volvió transparente y lleno de luz.
Esa luz ha llegado hasta nuestros días en la forma de un débil fondo de
radiación de microondas, que se detectó por vez primera en 1964. Pues bien, la
materia oscura estaba ya presente en aquella época remota y dejó unas huellas
inconfundibles en ese fondo de radiación, de forma semejante a las huellas que
dejaría un imaginario hombre invisible caminando sobre la nieve. El estudio de
estas huellas, realizado ya en el siglo XXI, ha proporcionado información
valiosísima sobre la naturaleza de la materia oscura, y que virtualmente
excluye la posibilidad de que se trate de materia ordinaria.
Pero entonces, ¿qué es la materia oscura? Para
acercamos a esta cuestión, repasaremos lo que conocemos sobre la materia
ordinaria, la cual también encierra secretos y rompecabezas teóricos
fascinantes. La solución a estos rompecabezas parece requerir la existencia de
física nueva aún desconocida, pero para la que hay propuestas apasionantes, por
ejemplo la existencia de dimensiones espaciales extras (además de las tres
ordinarias). Es posible que la materia oscura sea una consecuencia de esa nueva
física, y de hecho, como veremos, los candidatos más estudiados surgen de estas
propuestas teóricas.
En todo caso, la comunidad científica está
realizando un gran esfuerzo por detectar la materia oscura siguiendo distintas
estrategias y realizando experimentos de tipos muy diversos, situados, por
ejemplo, en minas profundas, en el hielo del polo Sur o en sondas espaciales.
Además, puede que se consiga producirla artificialmente en los aceleradores de
partículas modernos, como el LHC. Aunque la deseada detección directa no haya
ocurrido todavía, estos esfuerzos experimentales no han sido en vano. Ahora sabemos
muchas cosas que la materia oscura no puede ser; de lo contrario ya
habría sido detectada.
Por su parte, la energía oscura es aún más extraña.
Consiste en una especie de energía asociada al propio espacio, que llena de
manera uniforme todo el universo, incluso los espacios aparentemente vacíos.
Podemos imaginarla como un campo (semejante al campo eléctrico pero con
características distintas) que llena el cosmos de forma homogénea. Aunque su
densidad es realmente minúscula —en el volumen de la Tierra hay solo unos 7 mg
de energía oscura—, el hecho de que se extienda por los grandes espacios aparentemente
vacíos del cosmos hace que su contribución total sea muy significativa,
representando aproximadamente un 68% del contenido del universo (el 32%
restante es la suma de la materia oscura y la ordinaria). Las primeras
indicaciones de su existencia se obtuvieron en 1998, cuando, contra todo
pronóstico, se observó que el universo estaba acelerando su ritmo de expansión,
un efecto que no puede causar la materia, ni ordinaria ni oscura.
La energía oscura es el ingrediente más abundante
del universo, y el que marcará su destino, ya que la expansión acelerada que
produce terminará por separar las galaxias de forma tan extrema que solo las
más cercanas permanecerán visibles. El resto desaparecerá de nuestro universo
observable a todos los efectos. Los futuros habitantes de nuestra galaxia
contemplarán un cosmos completamente vacío y oscuro.
Explicar el origen y la abundancia de la energía
oscura supone un reto extraordinario para la física. Las posibles explicaciones
que ahora mismo maneja la comunidad de física teórica entran de lleno en el
campo de la especulación. Entre ellas está la noción
de multiverso. Cabe la posibilidad de que la evolución cósmica haya
generado zonas en el universo desconectadas unas de otras y con propiedades
físicas diferentes (de ahí la palabra multiverso). El hecho de que los seres
humanos solo podamos existir en un universo con las propiedades adecuadas para
el surgimiento de la vida (lo que se conoce como el principio
antrópico) podría explicar la abundancia de energía oscura que observamos,
y también otras propiedades intrigantes de las leyes físicas. Un multiverso así
pudo haber sido generado por otro proceso de expansión acelerada, semejante al
que estamos viviendo ahora, pero ocurrido al comienzo del universo y de una
magnitud colosal. En un escenario de este tipo, denominado universo
inflacionario, nuestro universo particular sería una burbuja habitable dentro
de un «océano» espacial que podría seguir expandiéndose indefinidamente de
manera vertiginosa. En este hipotético caso nuestro universo se apagará, pero
la producción de nuevas burbujas, es decir nuevos universos, continuará
eternamente. Se trata de hipótesis audaces, cierto, pero la historia de la
ciencia nos ha enseñado que, a menudo, la realidad supera la más atrevida de
nuestras conjeturas.
El descubrimiento de la materia oscura
El primer indicio de la existencia de la materia
oscura se obtuvo gracias a un método ya desarrollado por Newton para determinar
la masa de la Tierra y del Sol. Se trata de un ejemplo soberbio de la mejor
ciencia, y también de la más bella.
La Tierra tiene una masa de unos seis cuatrillones
de kilogramos (un 6 seguido de 24 ceros). Esto se sabe desde hace más de
doscientos años, pero ¿cómo se supo? Desde luego, no era posible poner la
Tierra en el platillo de una balanza. Tampoco era muy útil hacer una estimación
de la densidad media de la Tierra para multiplicarla por su volumen y así
deducir su masa. Aunque el tamaño de la Tierra era bastante bien conocido desde
el griego Eratóstenes en el siglo II a.C., no se sabía nada acerca de su densidad,
excepto en lo que concierne a la corteza terrestre, que es una parte mínima del
volumen total del planeta.
Ciertamente, hoy en día conocemos bien el interior
de la Tierra y podemos estimar correctamente su densidad media, pero hace
siglos se desconocía completamente ese misterioso interior, ¡incluso había
quien sostenía que estaba hueca!, por lo que era imposible hacer una suposición
sensata sobre su densidad. Entonces, ¿cómo se pudo determinar la masa de
nuestro planeta? El método para hacerlo se lo debemos al ingenio extraordinario
de Isaac Newton, y merece la pena recordarlo.
La famosa ley de gravitación
universal, establecida por Newton alrededor de 1665, afirma que dos
cuerpos cualesquiera se atraen con una fuerza proporcional al producto de sus
masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa
(figura 1).
|
Figura 1. Representación gráfica de la ley de
gravitación universal. La fuerza F con la que se atraen dos cuerpos
de masas M y m, separados por una distancia r, está dada
por la fórmula
donde G es una constante, llamada
constante de Newton. G es siempre la misma, sean los cuerpos que
sean y sea cual sea la distancia de separación (G =
6,67·10-11 m3/kg·s2). La aceleración que sufre el cuerpo de masa m está
dada por la relación a = F/m, es decir
Hay que notar que esta aceleración no depende
de la masa m del objeto acelerado, ya que m no aparece en
la última ecuación. La aceleración gravitatoria solo depende de la
masa M del objeto que produce la atracción y de la distancia entre
ellos. Cuanto más grande es M y más pequeño r, mayor es la
aceleración generada. Todos los objetos cerca de la superficie terrestre
sufren la misma aceleración, ya que son atraídos por la misma masa (M =
masa de la Tierra) y desde la misma distancia (r = radio de la Tierra). |
En otras palabras, para calcular esa fuerza no
tenemos más que multiplicar las dos masas, dividir por el cuadrado de la
distancia y multiplicar ese resultado por una constante de proporcionalidad,
llamada constante de Newton, la cual suele denominarse por la
letra G. Es importante recordar que G es una constante
universal: siempre es la misma, en cualquier lugar del espacio y sean cuales
sean los cuerpos que se atraen.
Si se reflexiona sobre ella, la ley de gravitación
universal es sumamente misteriosa: ¿por qué diablos se tienen que atraer los
cuerpos, y por qué lo hacen con la intensidad que lo hacen? ¿Y cómo «sabe» un
cuerpo de la presencia de otro a una gran distancia y que por tanto debe
sentirse atraído por él? ¿Es que se mandan señales? Estas preguntas no tenían
respuesta en la época de Newton (más adelante comentaremos la perspectiva
moderna sobre ellas).
Consideremos ahora el efecto que produce la fuerza
gravitatoria en los cuerpos que la sufren. Según la segunda ley de la mecánica
(¡también establecida por Newton en los mismos años!), el efecto de una fuerza
sobre un cuerpo es producir una aceleración. Numéricamente, esa aceleración es
igual a la fuerza ejercida sobre el cuerpo, dividida por su masa. Dado que la
fuerza gravitatoria es proporcional a la masa del objeto, al dividirla por esta
última se obtiene que la aceleración producida es independiente de la masa del
objeto acelerado. Por ejemplo, la Tierra acelera del mismo modo dos cuerpos
situados a la misma distancia, aunque uno sea la Luna y el otro una piedra.
Podemos aplicar esta ley a los objetos ordinarios
que están cerca de la superficie terrestre, y que caen atraídos por la Tierra.
Para todos ellos la masa que les atrae es la misma, y también es
(aproximadamente) igual la distancia de separación, ya que coincide con el
radio terrestre, unos 6370 km. Por tanto, la aceleración que experimentan ha de
ser la misma. Y en efecto, cerca de la superficie terrestre todos los objetos,
con independencia de su masa, caen con la misma aceleración. Este hecho había
sido ya observado por Galileo medio siglo antes que Newton, y experimentalmente
se sabía que esa aceleración es de 9,8 m/s2.
Notemos que el valor de esta aceleración depende
solo de la masa de la Tierra, del radio terrestre y de la constante de
proporcionalidad G. Dado que el radio terrestre era conocido, Newton
pudo deducir cuál debía ser la masa de la Tierra para que la aceleración de la
gravedad en su superficie coincidiera con el valor experimental. Sin embargo,
para realizar el cálculo, Newton necesitaba saber el valor de la constante de
proporcionalidad, G, que aún no se conocía. Por ello, tuvo que contentarse
con calcular el valor del producto de G por la masa de nuestro
planeta, pero no ambos por separado. No obstante, el propio Newton propuso un
método para determinar G: medir la fuerza gravitatoria que se ejercen
dos pesadas bolas metálicas a una distancia corta. Esta fuerza está dada
también por la ley de gravitación universal. Como en el experimento propuesto
se conocen las masas y la distancia entre ellas, midiendo la fuerza producida
podemos deducir el valor de la constante de proporcionalidad, G.
La primera persona que consiguió hacer esto, usando
dos bolas de plomo, fue Henry Cavendish en 1798, más de un siglo después de la
propuesta de Newton. Una vez conocido G, Cavendish pudo finalmente
determinar la masa de la Tierra, es decir los seis cuatrillones de kilogramos.
Por cierto, la densidad media de la Tierra resulta ser unas 5,5 veces la
densidad del agua.
Órbitas
Acabamos de ver cómo, siguiendo el procedimiento de
Newton, se pudo determinar la masa de nuestro planeta. Sin embargo, nuestro
objetivo es determinar la masa de una galaxia entera (o de estructuras incluso
más grandes, como cúmulos de galaxias), ya que es en esas escalas donde se
puede apreciar la contribución de la materia oscura a la masa total. Pero,
naturalmente, para calcular la masa de una galaxia no podemos seguir
exactamente el procedimiento anterior: no podemos viajar hasta el borde de la
galaxia para dejar caer un objeto y medir su aceleración de caída hacia el
centro galáctico. De hecho, tampoco podemos seguir ese método para entes más
modestos, como el Sol. Entonces, ¿cómo puede hacerse? La clave está en las
órbitas seguidas por los objetos que giran alrededor de las grandes masas que
queremos conocer. Por ejemplo, estudiando las órbitas de los planetas se puede
deducir la masa del Sol. El ingenioso método para conseguirlo fue desarrollado
por el propio Newton, cuyos pasos seguimos a continuación.
Consideremos primero el sistema formado por la
Tierra y la Luna. Newton fue la primera persona en comprender que el giro de la
Luna alrededor de la Tierra está simplemente causado por la fuerza de la
gravedad que la Tierra ejerce sobre ella. Pensemos en un portero de fútbol
dando una fuerte patada a un balón, haciendo que este describa una trayectoria
curva: mientras avanza, primero sube y luego baja. Si no existiera la gravedad,
el balón seguiría simplemente una trayectoria recta y escaparía de la Tierra La
fuerza gravitatoria, ejercida por la Tierra, es la responsable de curvar su
trayectoria. En la jerga de los físicos, el balón sigue una trayectoria
de caída libre (aunque primero suba y luego baje). Lo que se quiere
indicar con ello es que la única fuerza que sufre el balón, después de recibido
el primer impulso, es la de la gravedad. Exactamente del mismo modo, la Luna
está sencillamente en caída libre. Es como si en un comienzo hubiera recibido
una patada tan colosal que la curva que sigue tiene un radio mayor que el de la
propia Tierra, por lo que describe una circunferencia gigantesca alrededor de
ella: la órbita lunar. Al ser una trayectoria cerrada, la Luna la recorre una y
otra vez, o sea, sigue cayendo «eternamente».
Newton no solo tuvo esta intuición genial, sino que
la demostró matemáticamente. La idea es la siguiente: la Luna sigue una
trayectoria curva, por lo que la dirección en la que apunta su velocidad cambia
continuamente. Por tanto la Luna está experimentando una aceleración,
llamada aceleración centrípeta por estar dirigida hacia el centro de
la circunferencia (figura 2). Tal como demostró el propio Newton (y un poco
antes el físico holandés Christiaan Huygens) la aceleración centrípeta depende solo
de la velocidad del objeto que gira y del radio de la circunferencia que
describe (concretamente, es igual al cuadrado de la velocidad dividido por el
radio de giro). Dado que, tanto la velocidad de la Luna como su distancia a la
Tierra eran conocidas, era posible determinar el valor de la aceleración
centrípeta de la Luna. Por otro lado, una aceleración está siempre causada por
una fuerza. La idea de Newton fue que la fuerza causante de la aceleración
centrípeta de la Luna era simplemente la fuerza de la gravedad ejercida por la
Tierra sobre ella. En otras palabras, la aceleración centrípeta de la Luna
debía coincidir con la aceleración gravitatoria. Pero esto solo se cumple si la
velocidad de la Luna tiene un valor preciso, que se deduce de igualar la
expresión de la aceleración centrípeta con la de la aceleración gravitatoria.
Concretamente, la velocidad de la Luna debía ser
Es importante notar que esta ecuación es
simplemente una consecuencia de la ley de gravitación universal de Newton, y en
realidad es válida para cualquier cuerpo orbitando alrededor de una gran
masa M a una distancia r. Para el caso de la Luna, su distancia
a la Tierra era conocida desde los tiempos de Aristarco de Samos, en el siglo
III a.C. Por otro lado, Newton no conocía el valor de G ni el
de M por separado, pero (como vimos anteriormente) sí había podido
determinar el valor de su producto, G·M, que es precisamente la
cantidad que aparece en la ecuación anterior. Si efectivamente la Luna está en
caída libre, su velocidad ha de ser necesariamente la que nos indica esta
ecuación. ¡Y lo es! El propio Newton pudo comprobar, para su satisfacción, que
la velocidad predicha para la Luna coincidía con la observada, obteniendo así
una confirmación de que su ley de gravitación no se cumplía solo en la
superficie terrestre, sino también en distancias planetarias, lo que le dio una
enorme confianza en su universalidad.
Es interesante mencionar que Newton realizó este
trabajo excepcional sobre el movimiento de la Luna en 1666, al poco tiempo de
proponer su ley de gravitación, y cuando solo contaba veintitrés años de edad.
Cómo «pesar» el sol
La ecuación [1] anterior tiene una importancia
vital para nosotros, ya que relaciona la velocidad de un cuerpo en órbita con
la masa del objeto que lo tiene atrapado gravitatoriamente. Notemos que en la
relación [1] no aparece la masa del cuerpo que está en órbita: la velocidad es
la misma, se trate de un cuerpo de masa grande (como la Luna) o pequeña (como
un satélite artificial).
|
Figura 2. Un cuerpo que siga una trayectoria
circular con velocidad y como la bola atada a un cordel de la figura,
experimenta una aceleración, a, llamada aceleración centrípeta, que está
dada por la expresión
donde r es el radio de giro. Esta
fórmula fue obtenida por primera vez por Huygens en 1659, unos años antes de
que Newton abordara el problema de la órbita lunar. Posiblemente Newton
conocía el resultado de Huygens, aunque él también obtuvo la misma fórmula de
forma independiente (y mucho más elegante). A partir de ella, podemos
escribir la velocidad del cuerpo como v = √(a·r). En el caso
de un cuerpo en órbita, a es la aceleración de la gravedad, a
= G M/r2. Sustituyendo este valor en la raíz cuadrada anterior,
deducimos la velocidad de un cuerpo en órbita, v = √(G M/r). Esta
es la expresión obtenida por Newton, y que obedece la Luna y cualquier objeto
en órbita circular alrededor de otro. |
Imaginemos ahora a un ser extraterrestre
inteligente, que, con su potente telescopio, observa la Tierra desde su lejano
planeta y desea conocer su masa. Para ello no puede utilizar el procedimiento
seguido por Newton que expusimos inicialmente, ya que desde su lejanía no puede
medir cuál es la aceleración de caída de los cuerpos en la superficie
terrestre.
|
El joven Newton En 1661, Isaac Newton ingresó en el Trinity
College de Cambridge, y recibió el título de Bachelor en 1665, a los
veintidós años. No había sido un estudiante brillante, sino más bien
introvertido y autodidacta. Sin embargo, en ese momento ya había descubierto
una fórmula matemática importante: el teorema del binomio generalizado. En
agosto de 1665 se declaró una epidemia de peste y la Universidad de Cambridge
fue cerrada temporalmente. Newton regresó a la granja familiar en su
pueblecito, Woolsthorpe, donde permaneció la mayor parte del tiempo hasta su
regreso a Cambridge, en abril de 1667. Un bienio milagroso En ese periodo de dos años escasos, y
prácticamente aislado del mundo, el joven Newton, con poco más de veintidós
años, realizó algunas de las aportaciones más importantes de la historia de
la ciencia. Concretamente, empezó a desarrollar el cálculo diferencial, una
nueva y extraordinariamente fértil rama de las matemáticas; estableció las
leyes de la mecánica, que fueron la base de esta rama científica hasta la
llegada de la relatividad y la mecánica cuántica 250 años después; formuló la
ley de gravitación universal y la aplicó a cuerpos celestes como la Luna y
los planetas, deduciendo el periodo de rotación de la Luna, y realizó
descubrimientos fundamentales sobre la naturaleza de la luz, demostrando
experimentalmente que la luz blanca estaba compuesta de luces de colores. No
es posible encontrar en la historia de la ciencia un periodo de semejante
fecundidad científica, exceptuando el annus mirabilis (año de las
maravillas) de Einstein (1905). En la misma época se produjo la famosa
anécdota de la manzana, que, aunque parezca una leyenda, está bien
documentada. En 1666 Newton vio caer una manzana, lo que le condujo a
preguntarse por la naturaleza de la fuerza gravitatoria. Dedujo que debía
tratarse de una fuerza de largo alcance y que, seguramente, debía afectar
también a la Luna, cosa que demostró al poco tiempo. Fue la primera persona
en comprender que dos hechos familiares, como la caída de los cuerpos y el
movimiento de la Luna, obedecían a la misma causa. Newton siempre fue
retraído, competitivo y poco divertido.
La gran unificación de Newton. Los objetos
caen al suelo siguiendo las mismas leyes que gobiernan el movimiento de los
astros. Sin embargo, era humilde respecto a la
trascendencia de sus propios logros, lo cual no impide que suela ser
considerado el mayor genio científico de todos los tiempos. |
Sin embargo, este ser extraterrestre sí que podrá
ver la Luna girando alrededor de la Tierra, y podrá medir su
velocidad, v, y la distancia de separación
Tierra-Luna, r. Entonces, usando la ecuación [1], será capaz de
deducir el valor de M que reproduce correctamente la velocidad lunar:
habrá deducido así la masa de la Tierra. Notemos que, para ello, necesitará
también conocer el valor de G, pero como se trata de una constante universal,
cuyo valor es el mismo en la Tierra o en cualquier otro lugar del universo, su
civilización ya lo habrá determinado hace tiempo (gracias a algún «Cavendish
extraterrestre»).
De forma exactamente análoga, nosotros podemos
determinar la masa de los objetos celestes, simplemente midiendo la velocidad
de los cuerpos que orbitan en tomo a ellos, y usando la ecuación [1]. Por
ejemplo, podemos determinar la masa del Sol usando la velocidad de traslación
de la Tierra en tomo al Sol y la distancia de separación entre ellos.
Nuevamente, esto fue llevado a cabo por Newton, que pudo así evaluar cuántas
veces es la masa del Sol mayor que la de la Tierra. Su cálculo fue correcto,
pero como la distancia Tierra-Sol no estaba todavía bien medida, el valor que
obtuvo se quedó algo corto. Hoy sabemos (usando el mismo procedimiento que
Newton) que la masa del Sol es unas 333000 veces la masa de la Tierra. Como
veremos enseguida, fue el uso de esa misma relación [1], el que permitió poner
de manifiesto la presencia de la enigmática materia oscura.
Merece la pena comentar que el genio de Newton fue
aún más allá. Desde la época de Kepler (medio siglo antes) se sabía que los
planetas describían realmente órbitas elípticas (una circunferencia es un caso
especial de elipse). Newton pudo demostrar que su ley de gravitación universal
producía precisamente este tipo de órbitas, y también pudo calcular la
velocidad de los planetas al recorrerlas; o sea la generalización de la
ecuación [1] para órbitas elípticas. Una vez más, Newton comprobó que las
órbitas y las velocidades de los planetas conocidos seguían con disciplina sus
predicciones, resolviendo así un problema que había intrigado al mundo durante
milenios. En otras palabras, Newton demostró que los planetas se mueven como lo
hacen porque sencillamente están cayendo de manera incansable alrededor del
Sol. Antes de conseguir esta proeza intelectual, Newton creó una nueva y
potentísima rama matemática: el cálculo diferencial (desarrollado de forma
contemporánea e independiente por el ademán Gottfried Leibniz). Esta aportación
a las matemáticas es tan gigantesca que le sitúan como uno de los grandes
matemáticos de todos los tiempos. Aunque parezca increíble, Newton comenzó a
desarrollar estas fecundas ideas matemáticas también en los dos mágicos años de
1665 y 1666, si bien fue madurando su trabajo a lo largo de los años
siguientes.
En el caso de las órbitas elípticas, la ecuación
[1] no se cumple exactamente, ya que, para empezar, la velocidad no es
constante. Sin embargo sí que se cumple en promedio a lo largo de la
órbita. Por tanto, si medimos las velocidades de muchos cuerpos orbitando
alrededor de una gran masa, realizando un promedio estadístico podremos seguir
usando la ecuación [1] para determinar el valor de esa gran masa, incluso sin
saber si las trayectorias de los cuerpos son elípticas o circulares.
Cómo «pesar» una galaxia
El Sol es solo una estrella más entre los
centenares de miles de millones que forman nuestra galaxia, la Vía Láctea, aquí
representada.
Recreación artística de la Vía Láctea, una galaxia
espiral barrada. Se estima que su diámetro es de unos 100.000 años-luz o tal
vez mayor.
Como muchas otras galaxias, la Vía Láctea tiene la
forma de un disco gigantesco, que contiene varios brazos espirales que se
enroscan alrededor de un núcleo más denso.
La Vía Láctea tiene grandes cantidades de
estrellas, gas y polvo. En uno de los brazos exteriores está situado el Sol,
nuestra estrella. El núcleo galáctico tiene forma de «barra» (razón por la que
la Vía Láctea se considera actualmente una galaxia del tipo «espiral barrada»).
Existen claros indicios de que en el interior del núcleo hay un agujero negro
con una masa de más de cuatro millones de veces la masa del Sol.
Es difícil concebir el tamaño de la Vía Láctea. El
diámetro del disco es aproximadamente 100000 años-luz. Podemos compararlo con
el tamaño de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, que tiene un
(gigantesco) diámetro de 300 millones de kilómetros. Si nos imaginamos el
círculo descrito por la órbita terrestre como una letra «o» tipográfica,
entonces la Vía Láctea tiene un tamaño equivalente a África.
La cosa más bella que podemos experimentar es el
misterio. Es la fuente de toda ciencia y arte verdaderos.
Albert Einstein
Según las últimas estimaciones, la Vía Láctea
contiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas. Repartidas entre todos
los habitantes de la Tierra, tocaríamos a unas cuarenta por persona. Además,
hay un número aún mayor de planetas, muchos orbitando en tomo a las estrellas y
muchos vagabundeando por los inmensos espacios interestelares; no obstante, al
ser extremadamente más ligeros que las estrellas, su aportación a la masa total
de la galaxia es despreciable. Actualmente se conoce la existencia de unos
100.000 millones de galaxias, número parecido al de estrellas dentro de la Vía
Láctea.
¿Es posible determinar la masa de la Vía Láctea o
cualquier otra galaxia? Sí, naturalmente, usando el mismo procedimiento que
utilizó Newton para medir la masa del Sol: estudiando las velocidades de
objetos (típicamente estrellas) que orbitan alrededor de la galaxia en
cuestión, y utilizando nuestra relación [1] para determinar la masa de la
galaxia capaz de producir esas velocidades. Además, considerando las
velocidades de estrellas a diferentes distancias del centro galáctico, lo que
se determina en realidad es la cantidad de masa rodeada por la órbita de cada
estrella, que es la que de forma efectiva la atrae. De este modo se puede
descifrar cómo está distribuida la masa de la galaxia. Este fue el trabajo que
en los años setenta del siglo XX llevó a cabo la astrónoma Vera Rubin, formando
equipo con Kent Ford, ambos estadounidenses.
En principio, esta labor podría parecer algo
«sencillo»: medir velocidades de estrellas rotando en tomo a una galaxia y
aplicar la ecuación [1] para deducir la masa de dicha galaxia. Pero no lo es
tanto: en primer lugar, es difícil seguir estrellas individuales en galaxias
distantes (y mucho más en los años setenta). Además, aunque las estrellas se
mueven a gran velocidad, la dimensión de su órbita es gigantesca, por lo que
parecen estar quietas en un punto de la misma. No es posible medir la velocidad
de las estrellas en galaxias lejanas siguiendo su movimiento con un telescopio,
como se hizo en su día con la Luna y los planetas. Esto lo sabemos por
experiencia propia: las posiciones relativas de las estrellas en el
cielo parecen inmutables.
La ciencia avanza mejor cuando las observaciones
nos obligan a cambiar nuestras ideas preconcebidas.
Vera Rubin
Por ejemplo, la Osa Mayor conserva noche tras noche
su forana característica, aunque en realidad sus estrellas se mueven a gran
velocidad relativa entre ellas, por lo que la constelación perderá esa forma en
unos milenios.
Para superar estas dificultades Rubin y Ford
utilizaron la técnica del efecto Doppler. Imaginemos a un tenista que
nos lanza pelotas desde el fondo de una pista, al ritmo constante de una por
segundo. Lógicamente, nosotros las recibiremos también al mismo ritmo de una
por segundo, ya que cada pelota tarda el mismo tiempo en llegar a nosotros
(imaginamos que todas son lanzadas con la misma velocidad). Supongamos que el
tenista comienza a correr hacia nosotros, sin dejar de lanzar pelotas al mismo
ritmo. Ahora las recibiremos con una frecuencia mayor de una por segundo, ya
que cada nueva pelota, al tener que recorrer una distancia cada vez menor,
tardará menos en llegar que la anterior. Cuanto mayor sea la velocidad del
tenista, mayor será el aumento de la frecuencia con que recibiremos las
pelotas. De hecho, midiendo ese aumento de frecuencia, podríamos deducir la
velocidad con que se acerca el tenista, aunque no lo viéramos aproximarse.
Si en vez de lanzarnos pelotas, el tenista emite un
sonido con un silbato, el fenómeno es el mismo. Las ondas sonoras se parecen a
pequeñas compresiones de aire, que se producen con una cierta frecuencia y
viajan a velocidad constante, como las pelotas de tenis anteriores. Si el
tenista corre hacia nosotros, la frecuencia con que nos llegarán esas pequeñas
compresiones de aire aumentará, y por tanto percibiremos que el sonido de su
silbato se hace más agudo. Esa es la razón por la que cuando una ambulancia se
acerca, el sonido de su sirena suena más agudo, y al alejarse se vuelve más
grave (figura 3).
Figura 3. El efecto Doppler es el cambio de
frecuencia de una onda cuando la fuente emisora se encuentra en movimiento
respecto a un observador. En la figura, la ambulancia se aleja del observador A
y se acerca a 8, de manera que el primero percibirá un sonido más grave, y el
segundo, más agudo.
Esta modificación de la frecuencia de una onda,
debida a la velocidad del objeto emisor, es el llamado efecto Doppler, y tiene
una enorme importancia en astronomía y astrofísica. La luz es también una onda,
en este caso una onda electromagnética, en la cual lo que vibran son los campos
eléctricos y magnéticos. Para la luz visible, la frecuencia más baja
corresponde a la luz roja, y la más alta, a la azul y violeta. Si un objeto
emisor de luz, de una cierta frecuencia, se acerca a nosotros, la frecuencia
luminosa que mediremos será mayor (la luz se habrá «desplazado al azul») y si
se aleja será menor («desplazamiento al rojo»). Por tanto, midiendo el
desplazamiento al rojo o al azul de las frecuencias de las ondas luminosas que
nos envían las estrellas (o cualquier otro objeto del cielo), podemos deducir
su velocidad de acercamiento o alejamiento de nosotros. Para hacer un estudio
de este tipo hay que considerar luces con frecuencias conocidas a priori.
Concretamente, el hidrógeno y otros elementos presentes en las estrellas poseen
líneas de emisión y absorción de luz con frecuencias perfectamente establecidas
en el laboratorio. El estudio del desplazamiento hacia el rojo o el azul de
esas líneas es el que permite determinar la velocidad de las estrellas emisoras
respecto a nosotros.
Rubin y Ford aplicaron esta conocida técnica, de
forma perfeccionada y sistemática, a las estrellas de muchas galaxias,
evaluando así sus velocidades. Esto les permitió, por primera vez, determinar
la masa total de cada galaxia y su distribución dentro de la misma. Lo que
encontraron fue sorprendente.
La materia oscura hace su aparición
La cuestión es que existía
una expectativa razonable sobre cuál sería la masa de las galaxias.
Al fin y al cabo, en apariencia una galaxia está constituida principalmente por
estrellas que brillan. Como conocemos bien el funcionamiento de las estrellas,
es posible hacer una buena estimación de la masa total de estrellas a partir
del brillo total de la galaxia. Además, está el gas de la galaxia
(fundamentalmente hidrógeno y helio), que puede tener una masa comparable a la
de las estrellas. Actualmente conocemos bien la masa contenida en el gas
galáctico, gracias al estudio de los rayos X que ese gas emite. Toda esa
materia, gas y estrellas, constituye la mayor parte de la
masa ordinaria de la galaxia, la única conocida en tiempos de Rubin.
Por tanto, a priori se creía tener una idea clara de cuál debía ser la masa de
las galaxias y cómo estaba distribuida. Concretamente, a una distancia grande
del centro, apenas hay ya estrellas y gas que contribuyan a la masa galáctica.
Por ello, para las estrellas distantes del centro galáctico, la velocidad debía
disminuir rápidamente con la distancia.
Para entender mejor esto último, recordemos la
ecuación [1] que nos da la velocidad de un cuerpo en órbita,
Para estrellas distantes, la masa de materia
visible rodeada por la órbita de la estrella apenas aumenta al aumentar el
radio de la órbita, ya que apenas hay materia visible en la periferia de la
galaxia. Por tanto, la masa M que atrae a una estrella distante y a
una estrella aún más distante es prácticamente la misma. Sin embargo,
la distancia r es mucho mayor para la segunda, por lo que su
velocidad ha de ser mucho menor. En otras palabras, la velocidad de las
estrellas debería ser menor cuanto mayor sea su lejanía respecto al centro de
su galaxia. Pero esto no es lo que encontraron Rubin y Ford.
Figura 4.
Lo que encontraron fue que la velocidad de las
estrellas distantes parecía ser siempre aproximadamente la misma,
aunque r fuera muy grande. Esto está reflejado, usando datos actuales
y para el caso de la galaxia Andrómeda, la más próxima a la nuestra, en la
figura 4. La línea discontinua corresponde a la distribución de velocidades
esperada (en km/s) si no hubiera más materia que la visible. Como se puede ver,
en zonas alejadas del centro, las velocidades que uno esperaría disminuyen
rápidamente con la distancia. La línea continua muestra lo que realmente se
mide: las velocidades de las estrellas apenas descienden con la distancia, en
flagrante contradicción con lo previsto. La explicación más sencilla, pero que
supone un descubrimiento revolucionario, es que, además de la materia visible,
existe otra materia invisible, bautizada como materia oscura, que se extiende
mucho más allá de los confines aparentes de la galaxia, y que contiene mucha
más masa que la primera. De esta forma, cuanto más distante se encuentre una
estrella, mayor es la masa efectiva que la atrae. El aumento de la
distancia, r, en el denominador de la ecuación v =
√(GM/r) se ve así compensado por el aumento de la masa, M, en el
numerador, de manera que la velocidad de la estrella no disminuye con la
distancia, tal como nos dicen las observaciones.
Rubin y Ford estudiaron unas sesenta galaxias,
encontrando el mismo fenómeno una y otra vez. Generalmente se considera que
esta fue la primera evidencia clara y general de la presencia de materia oscura
en el universo. Desde luego, fue la primera evidencia tomada en serio por la
comunidad científica, lo que situó el estudio de la materia oscura entre las
prioridades de la investigación astrofísica.
Las conclusiones del pionero estudio de Rubin y
Ford han sido confirmadas posteriormente por muchas observaciones
independientes. Típicamente, la masa visible (ordinaria) de una galaxia es del
orden del 10% de la misma; el 90% restante es materia oscura. Este es el caso
también de nuestra galaxia, la Vía Láctea De hecho, existen algunas galaxias,
normalmente galaxias pequeñas, formadas casi por entero (en un 99%) por materia
oscura A nivel cósmico, sin embargo, la proporción de materia oscura es algo menor:
entre un 80% y un 85% de la materia total del universo, siendo el 15-20%
restante materia ordinaria. La razón es que la mayor parte de la materia
ordinaria del universo no está en las galaxias, sino en el gas intergaláctico
que flota entre ellas, constituido fundamentalmente por hidrógeno y helio.
Estos números son porcentajes respecto al total de materia del
universo. Además de esta, tenemos la energía oscura, que es más abundante que
las materias oscura y ordinaria juntas, y que será examinada más adelante.
El hallazgo de Rubin y Ford supuso un jalón
histórico en el descubrimiento de la materia oscura Sin embargo, ellos no
fueron los primeros en observar indicios de su existencia. Posiblemente,
tampoco percibieron al principio toda la trascendencia de lo que estaban
encontrando. De alguna forma, el descubrimiento de la materia oscura y de su
importancia ha tomado su tiempo, del mismo modo que los europeos necesitaron
algún tiempo para percibir la magnitud del descubrimiento de América.
Normalmente se considera que el primer astrónomo en proponer el concepto de
materia oscura, basado en una evidencia observacional sólida, fue Fritz Zwicky
en 1933. Zwicky no estudió galaxias individuales, sino el Cúmulo de Coma,
formado por mías mil galaxias.
|
Exploradora de galaxias La astrónoma estadounidense Vera Rubin (n.
1928) se mostró interesada por las estrellas desde niña. En 1948, después de
obtener el título de «Bachelor» por la Universidad de Vassar, intentó
inscribirse en el programa de astronomía de la prestigiosa Universidad de
Princeton. Vergonzosamente, fue rechazada porque dicho
programa no aceptaba mujeres (una práctica que se mantendría hasta 1975).
Entonces Vera Rubin se inscribió en la Universidad de Cornell, donde tuvo
como profesores a físicos de la talla de Richard Feynman y Hans Bethe. Más
tarde (en 1954) se doctoró en la Universidad de Georgetown, dirigida por el
también gran físico George Gamow, y algunos años después (en 1965) consiguió
un puesto en la Institución Carnegie de Washington, donde ha permanecido
desde entonces. En aquel mismo año fue la primera mujer autorizada a utilizar
el observatorio de Monte Palomar. El hallazgo de la materia oscura En los años sesenta, Rubin formó equipo con el
astrónomo Kent Ford, que había desarrollado un espectrómetro de alta
sensibilidad, para estudiar la dinámica de las estrellas en las galaxias
espirales. Los cálculos de Rubin indicaban que el movimiento de las estrellas
requería que las galaxias tuvieran mucha más masa de la que se podía
observar. Rubin recordó la antigua afirmación de Zwicky en el sentido de que
en el universo había una gran cantidad de materia «oscura». Sus resultados
confirmaban esta idea. Aunque inicialmente las observaciones de Rubin también
fueron recibidas con escepticismo, el trabajo era tan cuidadoso y concluyente
que al poco tiempo fueron aceptadas por la comunidad. Como Vera Rubin afirmó:
«La ciencia avanza mejor cuando las observaciones nos obligan a cambiar
nuestras ideas preconcebidas».
Estudiando el movimiento de las estrellas,
Vera Rubin obtuvo las primeras pruebas convincentes de que en las galaxias lo
que se ve es solo una pequeña parte de lo que hay. En la fotografía, Rubin
estudiando espectros luminosos galácticos en los años setenta. |
De la misma forma que se puede «pesar» una galaxia,
se puede pesar un cúmulo de galaxias. Esto es lo que hizo Zwicky, estudiando
las velocidades de las galaxias (no de las estrellas individuales) dentro del
cúmulo.
En las galaxias espirales la proporción entre la
materia oscura y la luminosa es de diez a uno. Posiblemente esta es también la
proporción entre nuestra ignorancia y nuestro conocimiento.
Vera Rubin
Al igual que Rubin y Ford cuarenta años después,
Zwicky observó que dichas velocidades eran mucho más altas de lo esperado, por
lo que debía existir algún tipo de «materia oscura» en el cúmulo.
En realidad, Zwicky sobreestimó el porcentaje de
materia oscura en el Cúmulo de Coma, debido a que no consideró el gas
intergaláctico presente en el cúmulo, y que de hecho representa la mayor parte
de la materia ordinaria en el mismo. No pudo considerarlo porque aún no se
disponía de la instrumentación necesaria para poder observarlo. Además Zwicky
partió de estimaciones erróneas acerca del ritmo de expansión del universo, un
parámetro importante cuando se quieren determinar posiciones de galaxias lejanas.
Aun así, acertó en lo esencial. Sin embargo, su trabajo apenas fue tenido en
cuenta por la comunidad científica. Los astrónomos y astrofísicos tendieron a
pensar que, cuando se dispusiera de mejores datos, los hechos encontrados por
Zwicky se podrían explicar de otra manera, sin recurrir a una misteriosa
materia oscura.
El caso es que, para desesperación de Zwicky, la
investigación en este campo estuvo prácticamente detenida durante casi cuarenta
años, hasta el trabajo de Rubin y Ford en los setenta.
Merece la pena señalar que Fritz Zwicky fue un
auténtico genio adelantado a su época y poco reconocido en vida, quizá debido
en parte a su carácter cáustico con sus colegas. Además de su trabajo pionero
en la materia oscura, fue el primer astrofísico en proponer que las supernovas
eran explosiones de estrellas, que dejaban tras de sí una estrella de neutrones
como remanente. Y también el primero en proponer que los cúmulos de galaxias
podían actuar como lentes gravitacionales, un fenómeno interesantísimo que
encontraremos en el próximo capítulo y que tardó cuarenta años en ser
observado.
En todo caso, hay que decir que, incluso después de
Rubin y Ford, no estaba claro si la materia oscura era solo materia ordinaria
cuya presencia, por algún motivo, era difícil de detectar, o si realmente se
trataba de un tipo de materia nuevo y desconocido. Más adelante aclararemos
esta cuestión.
También se especulaba con la posibilidad de que no
hubiera materia oscura en absoluto, sino que a grandes distancias la
ley de Newton fallara y con ella la relación utilizada entre la velocidad de un
cuerpo en órbita y la masa que lo atrae. En ese caso, se habría estado
utilizando una fórmula incorrecta para deducir la masa de las galaxias, y de
ahí la conclusión (que sería errónea) de que dicha masa fuera mucho mayor que
la masa visible.
Se tardaron todavía bastantes años en aclarar esta
importantísima cuestión: ¿Lo que se observa es materia oscura o son fallos en
la ley de Newton?
Experimentos cósmicos
La observación del universo nos muestra una gran
variedad de situaciones físicas diversas. Algunas de ellas representan
auténticos experimentos de magnitud cósmica que la propia naturaleza ha creado
y que, analizados inteligentemente, permiten poner a prueba la ley de Newton y
el concepto de materia oscura.
En páginas precedentes hemos repasado algunas de
las contribuciones más importantes de Newton a la física y las matemáticas.
Cuando se piensa en su significación, se comprende que Newton fuera
reverenciado en su época y en épocas posteriores como ningún científico lo ha
sido. Concretamente, su ley de gravitación universal demostró funcionar con
maravillosa precisión en las escalas de distancia más variadas: desde unas
bolas de plomo atrayéndose a pocos centímetros, hasta el Sol, planetas, lunas y
cometas atrayéndose a distancias de miles de millones de kilómetros.
Sin embargo, en ciencia no hay verdades ni
científicos sagrados. Todas las teorías, por robustas que parezcan, están
permanentemente sometidas al veredicto de la propia naturaleza: son los
experimentos y las observaciones los que han de respaldarlas o rechazarlas, o
bien fijar sus límites de aplicabilidad. Esto vale también para un coloso como
Newton y su ley de gravitación universal. Ciertamente, esta funciona
espléndidamente para la masa del Sol y las distancias típicas entre objetos del
sistema solar. Pero la masa de una galaxia es cientos de miles de millones de
veces mayor que la del Sol, y las distancias típicas a las que orbitan las
estrellas respecto del centro galáctico son miles de millones de veces mayores
que las de una órbita planetaria (recuerden la comparación de una letra «o» con
el tamaño de África). Así que ¿es realmente sensato dar por supuesto que la ley
de Newton se ha de seguir cumpliendo a esas gigantescas escalas de masa y
distancia?
De hecho, como ya se ha mencionado, la idea de
algunos científicos fue que la ley de Newton dejaba de funcional- bien a
grandes distancias, hipótesis con la que simpatizaba (y simpatiza) la propia
Vera Rubin. En el capítulo anterior utilizamos repetidamente la ecuación [1]
que relaciona la velocidad de un cuerpo en órbita, v, con la masa que
lo atrae, M, y su distancia a la
misma, r (recordemos, v = √GM/r). En esta
relación se ha supuesto que G es una constante universal, tal como se
asume en la ley de Newton. Pero ¿y si no lo fuera? Por ejemplo, para objetos
muy alejados de la masa central, el valor de G «podría» aumentar con
la propia distancia, r. Concretamente, si a grandes distancias G
fuera proporcional a r, un aumento de r en el denominador
de la expresión anterior quedaría exactamente compensado por el aumento
de G en el numerador. De esta forma, para una misma masa de la
galaxia, M, la velocidad con la que orbitan las estrellas periféricas
sería la misma, independientemente de su distancia al centro galáctico. ¡No
haría falta postular ninguna materia oscura para entender las velocidades
anómalamente grandes de las estrellas en la periferia de las galaxias!
A las teorías de este tipo, que postulan que, a
grandes distancias, la atracción gravitatoria difiere de la predicha por la ley
de Newton, produciendo un efecto que parece debido a una materia oscura, se les
ha llamando teorías MOND, acrónimo inglés de Modified Newtonian
Dynamics («dinámica newtoniana modificada»).
Hay que decir que el descubrimiento de fallos en la
ley de Newton supondría un descubrimiento todavía más importante que el de la
propia materia oscura, de manera que la hipótesis MOND es cualquier cosa menos
conservadora. Pero ¿puede ser cierta?
La teoría de la relatividad
Es hora de aclarar un hecho que posiblemente el
lector ya conozca: en realidad, la venerable ley de gravitación universal de
Newton no siempre es correcta. Hoy conocemos bien sus limitaciones
gracias al trabajo realizado hace cien años por Albert Einstein, posiblemente
el único físico de la historia que puede codearse con Newton por su genialidad
y sus extraordinarias contribuciones. En 1915 Einstein era ya un físico
mundialmente reconocido por su teoría de la relatividad especial y otras aportaciones
que habían revolucionado la física. Pero su máxima contribución, la teoría de
la relatividad general, culminó en aquel 1915 tras ocho años de intenso
trabajo. La relatividad general es una teoría que describe la forma en la que
un mismo fenómeno es contemplado por observadores diferentes, sea cual sea la
posición, velocidad o aceleración de estos. En ese sentido supone una extensión
de la relatividad especial, formulada por Einstein en 1905, y que se refería
solo a observadores con velocidad constante. La teoría de la relatividad
(especial y luego general) supuso una revolución científica de primer orden,
que trastocó profundamente conceptos familiares que parecían intocables.
Concretamente, la nueva teoría implicaba que las nociones de espacio y tiempo
no son como parece decimos nuestra intuición, es decir magnitudes inertes e
inmutables. El espacio-tiempo como un todo se puede estirar y encoger, curvar y
retorcer. Su textura se parece más a la de la goma que a la del cristal.
Pero, además, la relatividad general es una teoría
de la gravitación. El punto importante es que, según ella, el espacio-tiempo se
curva debido a la presencia de masa y energía. Si no se curvara, cualquier
objeto abandonado a sí mismo mantendría su estado de movimiento de forma
indefinida: si estaba inicialmente en reposo, permanecería en reposo, y si no,
seguiría moviéndose en línea recta con velocidad constante. Esto es exactamente
lo que les sucede a los objetos aislados de todo tipo de fuerzas e influencias,
algo que ya comprendió Galileo en el siglo XVII. Sin embargo, de acuerdo con la
relatividad general, en las cercanías de una gran masa el espacio-tiempo se
curva. Un objeto abandonado a sí mismo, al aproximarse a esa gran masa, entra
en una zona de espacio-tiempo curvado y su trayectoria se altera, acelerándose
y torciéndose, tal como está representado en la figura 1.
La aceleración experimentada por el objeto es la
que atribuimos al efecto de una fuerza, bautizada como «fuerza de gravedad»,
pero en realidad es una consecuencia de que el espacio-tiempo está curvado.
Figura 1. Un objeto masivo distorsiona la geometría
del espacio-tiempo a su alrededor, provocando un cambio de trayectoria en los
objetos que se encuentran dentro de su radio de acción. El efecto es como si
una fuerza misteriosa los dirigiese: la fuerza de la gravedad.
Podemos decir que, según la relatividad general,
las masas cambian la geometría del espacio-tiempo, curvándolo. Y este cambio de
geometría es el que dicta a los objetos cómo se tienen que mover, provocando la
sensación de que hay una fuerza que los dirige: la fuerza gravitatoria.
Por supuesto, estos conceptos son terriblemente
antintuitivos. Además, la figura 1 capta la esencia de lo que sucede, pero no
es completa. En la figura es solo el espacio el que está curvado en las
inmediaciones de la gran masa, pero en la formulación completa de la teoría es
el espacio-tiempo como un todo el que se curva, un concepto imposible de
visualizar, pero que matemáticamente se puede formular de manera precisa.
Hasta ahora hemos hecho una descripción cualitativa
de cómo surgen las fuerzas gravitatorias a partir de la geometría del
espacio-tiempo. Podemos ir un poco más lejos. Einstein propuso la forma exacta
en la que la masa y la energía curvan el espacio-tiempo. La ecuación que
describe este fenómeno es la ecuación principal de la relatividad general, una
de las más profundas que se hayan escrito jamás:
No pretendemos explicar con precisión la definición
de los símbolos de esta fórmula (que por simplicidad han sido escritos en
ciertas unidades convenientes); solo acercamos al significado de la misma. En
el miembro de la izquierda encontramos dos símbolos, Rμν y gμν, que
son, respectivamente, la curvatura y la métrica del
espacio-tiempo. Sin entrar en tecnicismos, estas variables describen la
geometría del espacio-tiempo, cómo está de curvado en cada punto. Esa geometría
es la que determinará las trayectorias de los objetos. En el miembro de la
derecha encontramos otro símbolo, Tμν, el llamado tensor
energía-momento. Nuevamente sin entrar en tecnicismos, esta variable
representa la cantidad de materia y energía que hay en el universo. Por tanto
la ecuación anterior dicta la forma precisa en la que la materia y la energía
(representadas por Tμν) producen curvatura en el espacio-tiempo
(codificada en Rμν y gμν).
La ecuación [2] se puede aplicar en el caso de que
la materia sea una gran masa central, M. Entonces, la ecuación nos
dicta cómo el espacio-tiempo se curva alrededor de ella, es decir el efecto que
se ha ilustrado en la figura 1. Tal como hemos dicho, esa curvatura es a su vez
la causante de que los objetos cambien sus trayectorias cuando se acercan a la
masa, exactamente como si sufrieran una fuerza gravitatoria newtoniana.
Bueno..., en realidad no «exactamente». Lo que se deduce de la ecuación [2] es
que la fuerza gravitatoria efectiva es muy parecida a la famosa ley de
gravitación universal de Newton, pero con pequeñas modificaciones:
Como se puede ver, la fuerza es idéntica a la
postulada por Newton, más una pequeña corrección que hemos llamado /, y que
representa la contribución relativista a la fuerza gravitatoria. Realmente / es
una suma de términos que, a su vez, dependen, en una forma complicada, de la
distancia r e incluso de las velocidades de las dos masas que se
atraen. No escribiremos aquí la forma completa de /, ya que es engorrosa, pero
para los lectores curiosos reproduciremos el más importante de esos términos:
Aquí c es la velocidad de la luz (un
parámetro omnipresente en las ecuaciones relativistas). Como se puede ver, se
trata de una contribución negativa; por tanto la fuerza gravitatoria real es
más pequeña que la predicha por Newton. El valor de f suele ser
diminuto, pero siempre está ahí, y modifica sutilmente las trayectorias de los
objetos que sufren atracción gravitatoria.
Un punto importante es que f no disminuye
con el cuadrado de la distancia, como en la ley de Newton, sino con el cubo de
la misma, tal como nos indica la r3 en el denominador. ¿Por qué es
tan importante esto? En realidad, Newton era consciente de que tal vez su ley
de gravitación no era exacta, y anticipó un método inteligente para ponerla a
prueba. Concretamente, una de las consecuencias de la ley de gravitación
newtoniana es que las órbitas de los planetas debían ser elipses cerradas, tal
como, en efecto, parecen ser en la práctica. Sin embargo, si la fuerza de
atracción no es exactamente inversamente proporcional al cuadrado de
la distancia, sino que tiene pequeñas correcciones, entonces las órbitas dejan
de ser cerradas y estables: van cambiando con el tiempo. Newton propuso hacer
un seguimiento de las órbitas de los planetas, para detectar cualquier posible
desviación de su forma elíptica estable, lo que hubiera supuesto una señal de
que su celebrada ley necesitaba modificaciones. Y esto es lo que se hizo a lo
largo del tiempo, encontrándose que los planetas permanecían obedientemente en
órbitas cerradas... excepto por una pequeña anomalía.
|
El joven Einstein A comienzos de 1905 Albert Einstein era un
joven a punto de cumplir veintiséis años sin especial brillo. Había terminado
sus estudios de física en la Escuela Politécnica de Zúrich en 1900, donde
intentó, sin éxito, permanecer como profesor contratado. En 1902 consiguió un
empleo en la Oficina de Patentes de Berna, que le proporcionó seguridad
económica, pero le distanció del mundo académico. Sin embargo, en 1905, desde
aquella oscura oficina, Einstein publicó una serie de artículos que iban a
revolucionar la física y que, por sí solos, bastarían para situarle entre los
más grandes científicos de la historia. En el primer artículo explicó el
efecto fotoeléctrico, trabajo por el que recibiría el premio Nobel en 1921, y
que fue esencial para establecer las bases de la mecánica cuántica, uno de
los dos pilares básicos de la física moderna. En el segundo artículo Einstein
explicó matemáticamente el movimiento browniano, lo que proporcionó pruebas
convincentes de la existencia real de átomos y moléculas. Una revolución conceptual En los dos artículos siguientes Einstein
estableció las bases de la teoría de la relatividad especial, que vendría a
sustituir las leyes de la mecánica establecidas por Newton (y en parte por
Galileo) en el siglo XVII. El primero de estos artículos revolucionó los
conceptos de espacio y tiempo, que dejaron de ser concebidos como inertes,
inmutables y desconectados entre sí. En el segundo formuló por primera vez su
famosa ecuación E=mc2, que establece la equivalencia entre los
conceptos de masa y energía. La relatividad especial fue generalizada años
más tarde por el propio Einstein, con su teoría de la relatividad general,
constituyéndose en el segundo pilar conceptual de la física moderna. Por ello, 1905 ha sido denominado
el annus mirabais de Einstein. No hay en la historia de la ciencia
un año que pueda comparársele, excepto el periodo 1665-1666 de Isaac Newton.
Einstein en 1904, justo un año antes de su
annus mirabilis. De hecho, hay algunas curiosas similitudes
entre ambos: tanto Einstein como Newton eran jóvenes (veintiséis y veintitrés
años respectivamente), que no habían brillado especialmente hasta ese
momento, y que se encontraban en lugares alejados del mundo académico (una
oficina de patentes y un pueblecito aislado). ¿Meras coincidencias? |
Concretamente, a comienzos del siglo XX era bien
sabido que la órbita de Mercurio presentaba una extraña precesión: el
punto más alejado de la órbita se iba desplazando ligerísimamente a cada nueva
vuelta del planeta, tal como muestra la figura 2.
Figura 2. La teoría de la relatividad general
conlleva pequeñas correcciones a la ley de gravitación universal de Newton.
Dichas modificaciones hacen que la fuerza de atracción gravitatoria no sea
exactamente inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Como
consecuencia, las órbitas de los planetas no son elipses cerradas y estables,
sino que «preceden» lentamente. Mercurio fue el primer planeta en el que se
observó este fenómeno.
Esta precesión se debía en parte al efecto de la
atracción gravitatoria ejercida sobre Mercurio por otros planetas. Pero,
incluso teniendo en cuenta ese efecto, seguía existiendo un minúsculo, pero
inquietante, desacuerdo con las predicciones de la gravitación newtoniana. El
efecto es muy pequeño y está exagerado en la figura. Si imaginamos Mercurio
como un cronómetro que se retrasa un poco a cada nueva vuelta, el retraso
misterioso sería solo de la milésima parte de una vuelta por cada 750.000:
cuantitativamente insignificante, pero de una importancia teórica crucial.
Es interesante mencionar que el matemático francés
Le Verrier intentó, en 1859, explicar la anomalía de la órbita de Mercurio
postulando la existencia de un nuevo planeta, más cercano al Sol que Mercurio,
y al que bautizó con el nombre de Vulcano. La atracción gravitatoria de Vulcano
sobre Mercurio sería, según Le Verrier, la responsable de la enigmática
precesión de este último. Notemos que Le Verrier estaba en cierto modo
proponiendo la presencia de «materia oscura» (el planeta Vulcano) como la
responsable de la trayectoria anómala de Mercurio, una suposición realmente más
conservadora que aceptar que la ley de Newton fallaba para Mercurio. El
matemático francés estaba razonando de la misma forma que había hecho veinte
años antes para entender las anomalías en la órbita de Urano, que también
parecía desobedecer la ley de Newton. Le Verrier conjeturó entonces la
existencia de un planeta aún no descubierto, Neptuno, como responsable de las
mismas, acertando de pleno. Sin embargo, en este caso resultó no haber ninguna
«materia oscura», ningún planeta Vulcano. La causa de la enigmática precesión
de Mercurio era la pequeña corrección relativista, f, a la fuerza
gravitatoria newtoniana. Esto pudo verificarlo el propio Einstein con todo
detalle en 1915, y supuso una de las comprobaciones más espectaculares de su
teoría.
¿Por qué era Mercurio el único planeta que
«desobedecía» a Newton? La razón está en la forma de la corrección
relativista f, tal como la hemos escrito en la ecuación [4]. Al ser
inversamente proporcional al cubo de la distancia, r3, el valor de f es
relativamente más importante cuanto menor sea esa distancia; por tanto, es más
fácil detectar desviaciones a la ley de Newton en los planetas más cercanos al
Sol, y Mercurio es el más cercano. Actualmente, la precesión relativista ha
sido también medida en otros planetas (incluyendo la Tierra), y se ayusta en
todos los casos a la predicción relativista de forma exquisita.
Aquí enlazamos con el problema que enunciábamos al
comienzo de este capítulo. Del mismo modo que la órbita anómala de Mercurio no
se debía a ninguna materia oscura, sino a un fallo de la ley de Newton para
planetas cercanos al Sol, ¿no podría ser que la ley de Newton fallara también
para estrellas muy lejanas que orbitan alrededor de una galaxia?
Lo primero que hay que aclarar es que en ningún
caso la corrección relativista a la ley de Newton, que acabamos de describir,
puede ser la responsable del extraño movimiento de esas estrellas periféricas.
La razón para ello está nuevamente en la forma de la corrección f tal
como está escrita en la ecuación [4]. Cuanto más grande sea r, más
insignificante es dicha corrección. Dado que las estrellas describen órbitas de
radio gigantesco, los efectos relativistas son absolutamente despreciables.
Para ellas, las predicciones de Newton y Einstein son totalmente equivalentes.
Bien, tal vez las predicciones de Einstein tampoco
sean perfectas, y a esas distancias gigantescas la fuerza gravitatoria real sea
distinta de la dictada por sus ecuaciones (y las de Newton), provocando un
efecto que parece producido por materia oscura; igual que las
anomalías de la órbita de Mercurio parecían el efecto de un misterioso, y al
final inexistente, planeta Vulcano. Recordemos que esta era la hipótesis MOND.
Muchos físicos han jugado con esta idea, pero actualmente hay evidencias abrumadoras
de que este no puede ser el caso. Precisamente, la propia teoría de la
relatividad da lugar a un efecto que ha resultado esencial para establecer esas
evidencias, como enseguida veremos.
Lentes gravitacionales
La curvatura del espacio-tiempo en las proximidades
de una gran masa no solo hace que los objetos que se acercan a la misma tuerzan
sus trayectorias, sino que los propios rayos de luz se tuercen de forma
análoga. Por ejemplo, los rayos de luz procedentes de una estrella se curvan
cuando pasan cerca del Sol. Esto provoca que la posición aparente de esa
estrella, vista desde un observador en la Tierra, aparezca desplazada cuando el
Sol se interpone entre ambos (figura 3).
Esta predicción extraordinaria de la relatividad
general fue comprobada en 1919 por el físico británico sir Arthur Eddington.
Naturalmente, la gran luminosidad del Sol hace imposible observar estrellas en
las inmediaciones de la corona solar. Sin embargo, sí es posible observarlas
durante un eclipse de Sol total. Eddington aprovechó un eclipse de este tipo
que, en aquel 1919, fue visible en una estrecha franja que atravesaba América
del Sur y África, adonde se desplazaron sendas expediciones científicas lideradas
por él. Las fotos tomadas, antes y después del eclipse, demostraron con
rotundidad que la posición aparente de las estrellas se desplazaba durante el
eclipse.
Figura 3 y 4. Un objeto masivo como el Sol curva la
trayectoria de la luz procedente de una estrella, de manera que su posición
aparente difiere de la que ocupa en realidad. En la figura de la derecha, el
objeto masivo es un cúmulo galáctico, y el observador recibe la luz de una
galaxia distante en más de una dirección, motivo por el que ve imágenes
múltiples. El efecto se conoce como «lente gravitacional».
Aún más importante: el desplazamiento observado
coincidía con el predicho por la relatividad general de Einstein. Esta
observación crucial supuso un respaldo decisivo para la teoría. Además provocó
que Albert Einstein, cuyo prestigio ya era inmenso en la comunidad científica,
se convirtiera en una celebridad mundial, como pocos científicos lo han sido.
El fenómeno, conocido como deflexión de la luz producida por el Sol,
ha sido observado una y otra vez con precisión cada vez mayor, siempre ajustándose
a las predicciones de la relatividad general.
La deflexión de la luz predicha por la teoría de la
relatividad está tan comprobada que puede usarse como un procedimiento
alternativo para determinar la masa de un objeto celeste. En el capítulo
anterior describimos el procedimiento ideado por Newton para evaluar la masa de
cualquier objeto celeste masivo: medir la velocidad de los cuerpos que orbitan
en tomo a él. Vimos que de esta forma se pueden calcular las masas de planetas,
estrellas, galaxias, etc. Así pudo demostrar Vera Rubin por primera vez que en
las galaxias hay mucha más masa de la que parece. Pues bien, como acabamos de
ver, los objetos masivos curvan los rayos de luz en su entorno.
Midiendo cuánto los curvan, y aplicando las ecuaciones de la
relatividad general, se puede deducir la masa del objeto en cuestión. El
procedimiento es más eficiente cuanto mayor sea su masa, ya que la deflexión
producida en los rayos de luz es más acusada.
En general, a los objetos celestes capaces de
producir una deflexión perceptible de la luz se les llama lentes
gravitacionales. Realmente todos los objetos son lentes gravitacionales
(incluso un modesto meteorito), pero el efecto que producen es mucho más
visible cuando se trata de objetos muy masivos como las estrellas y,
especialmente, las galaxias y los cúmulos de galaxias. Si el objeto en cuestión
está suficientemente lejos de la Tierra, es posible que produzca imágenes
dobles o múltiples de los cuerpos situados a gran distancia, justo detrás de
él. Esto está ilustrado en la figura 4, en la que el objeto masivo es un cúmulo
de galaxias y el objeto distante situado detrás de él es una galaxia.
En la figura se observa que los rayos de luz
provenientes de la galaxia distante se curvan al pasar por la zona del cúmulo
de galaxias, de forma que el observador terrestre recibe luz de la galaxia en
dos direcciones distintas; por tanto la ve duplicada en dos posiciones
diferentes del cielo. El efecto recuerda al que produciría una lupa o una
esfera de cristal colosales, de ahí el nombre de «lente gravitacional».
En la fotografía superior de la página siguiente
vemos un ejemplo espectacular de este fenómeno, donde el papel de lente
gravitacional está jugado por una galaxia, concretamente la PGC 69457. En su
interior se puede distinguir un punto brillante, que corresponde al núcleo
galáctico, rodeado por otros cuatro puntos brillantes. En realidad, los cuatro
puntos son cuatro imágenes de un mismo objeto: un quásar muy lejano situado
justo detrás del núcleo de la galaxia (Los quásares son núcleos galácticos muy
activos y brillantes, que probablemente encierran agujeros negros.)
Las fotografías muestran dos casos de lente
gravitacional, fenómeno que da lugar a formaciones tan curiosas como la llamada
«Cruz de Einstein» (arriba), compuesta por una galaxia central y cuatro
imágenes de un mismo quásar situado a gran distancia detrás de ella. La
fotografía inferior muestra el cúmulo de galaxias 0024+1654 y las imágenes
múltiples que produce (rodeadas por círculos para mayor claridad) de una
galaxia muy distante situada detrás de él. El efecto óptico recuerda al que
producirla una gran bola de cristal.
Los rayos de luz provenientes del quásar se curvan
al pasar cerca del núcleo de la galaxia y llegan a la Tierra con diferentes
inclinaciones, por lo que vemos una imagen múltiple, a la que se ha llamado
«Cruz de Einstein», en honor al autor de la relatividad general.
La fotografía inferior de la página anterior
muestra otro ejemplo interesante. En este caso la lente gravitacional es el
cúmulo galáctico 0024+1654. Todas las galaxias de la fotografía son miembros de
ese cúmulo. Además vemos unas pequeñas manchas alargadas (azuladas en la imagen
original) en diferentes lugares, y que hemos rodeado con círculos para mayor
claridad. En realidad se trata de imágenes múltiples y distorsionadas de un
mismo objeto: una galaxia muy lejana situada justo detrás del cúmulo. En este caso
el efecto se parece mucho al que produciría una gran bola de cristal.
El punto importante para nosotros es que,
examinando estas bellas imágenes, y aplicando las ecuaciones de la relatividad
general, se puede deducir la cantidad de materia causante del efecto de lente
gravitacional y cómo está distribuida en el espacio. Por un lado, esto nos
permite comprobar que las estimaciones de la masa en cuestión, realizadas «al
viejo estilo», o sea a partir de las velocidades de los objetos que orbitan a
su alrededor, son correctas. Por otro lado, el efecto de lente gravitacional nos
permite medir la distribución de la masa incluso en regiones donde no hay
ningún objeto orbitando. Todo lo que nos hace falta es medir de qué modo la luz
de objetos lejanos se curva y distorsiona al pasar cerca de la gran masa. Se
trata, por tanto, de un método alternativo, elegante y poderoso para determinar
la cantidad total de materia en una galaxia o un cúmulo de galaxias,
y su distribución. Comparando esa determinación con la cantidad de materia
ordinaria (visible) presente, podemos deducir la materia «que falta» para
completar el total, y que ha de corresponder con la materia oscura (invisible).
No hay oscuridad sino ignorancia.
William Shakespeare
El método de las lentes gravitacionales ha
permitido, en efecto, comprobar que la materia oscura del universo es cinco o
seis veces más abundante que la materia ordinaria, en perfecto acuerdo con las
estimaciones hechas con el método de las órbitas. Pero además, como
anunciábamos anteriormente, ha proporcionado una evidencia impresionante de que
la materia oscura está realmente ahí, no es una «ilusión óptica» debida a que,
a grandes distancias, la atracción gravitatoria funcione de forma extraña (la
hipótesis MOND). Veamos cómo se ha obtenido esa evidencia.
Un experimento con galaxias
Los cúmulos galácticos son estructuras colosales
formadas por cientos o miles de galaxias que se mantienen ligadas por la fuerza
de la gravedad. En realidad, las galaxias solo constituyen una parte pequeña de
la materia ordinaria del cúmulo. La mayor parte se encuentra en forma de gas
(principalmente hidrógeno y helio), que se extiende por los espacios
intergalácticos. Este gas está normalmente muy caliente, a temperaturas del
orden de 100 millones de grados, debido a la alta velocidad de las moléculas,
provocada por la propia dinámica gravitatoria. Conviene mencionar, sin embargo,
que un explorador que viajara por estos inmensos espacios intergalácticos no
apreciaría esas temperaturas, ya que el gas está extremadamente diluido. De
hecho, a ese explorador le costaría apreciar la existencia del gas, a menos que
transportara instrumentos de observación sofisticados, y lo que sí notaría es
un frío glacial. Como decimos, la presencia de este gas es importante, ya que
contiene mucha más materia (insistimos, materia ordinaria) que las propias
galaxias, del orden de 15 veces más masa. Este gas puede ser observado, gracias
a la emisión de rayos X que produce (precisamente debido a su alta
temperatura). Esta emisión permite determinar tanto su temperatura como su abundancia,
y de ahí su masa total.
Pero, además de toda esta materia ordinaria se
encuentra la materia oscura, que contiene unas cinco o seis veces más masa que
la materia ordinaria, y es, por tanto, la mayor contribuyente a la masa total
del cúmulo. Su abundancia puede ser determinada por los métodos que hemos
discutido anteriormente; por ejemplo estudiando el efecto de lente
gravitacional que produce. Tengamos presente la jerarquía de masa dentro de un
cúmulo galáctico: la mayor parte es materia oscura; el resto es materia
ordinaria, principalmente gas intergaláctico, y, en mucha menos cantidad,
galaxias individuales. Estas últimas representan del orden del 1 % de la masa
total de un cúmulo.
Recordemos ahora las teorías MOND, que sostienen
que la materia oscura no existe, sino que es un efecto óptico producido por la
extraña forma en que, supuestamente, la fuerza gravitatoria se comporta a
grandes distancias. Si esto fuera así, en un cúmulo galáctico la mayor parte de
la masa total correspondería al gas intergaláctico. Y este sería, por tanto, el
máximo responsable del efecto de lente gravitacional que exhiben los cúmulos.
Por supuesto, si aplicamos estrictamente las ecuaciones de la relatividad
general, la masa contenida en el gas no es capaz de producir por sí sola el
potente efecto de lente gravitacional que muestra un cúmulo, de donde se deduce
precisamente que ha de haber mucha más masa en forma de materia oscura. Pero
justamente las teorías MOND afirman que la relatividad general (en su forma más
simple y pura) no funciona bien a las grandes escalas de un cúmulo, por lo que
el gas intergaláctico podría ser capaz por sí solo de producir todo el efecto
de lente gravitacional observado, una vez que las ecuaciones de la relatividad
general fueran convenientemente corregidas.
¿Cómo podríamos demostrar que la hipótesis MOND es
incorrecta? Una forma sería despojar al cúmulo de su gas intergaláctico, y
comprobar si sigue exhibiendo el mismo efecto de lente gravitacional. Esto
sería una prueba prácticamente irrefutable de que ese efecto no está causado
por el gas, sino por otro tipo de materia, mucho más abundante, que permanece
en el cúmulo. Y esta sería naturalmente la materia oscura. Pero... ¿cómo es
posible despojar a un colosal cúmulo galáctico de su gas? Bien, esa titánica
tarea puede ser realizada por otro cúmulo que choque con él, como vamos a ver.
La fotografía de la página siguiente muestra el
llamado Cúmulo Bala, que son en realidad dos cúmulos galácticos en
colisión.
El Cúmulo Bala recibe este nombre por el aspecto
que adopta una de las dos nubes de gas, pertenecientes en realidad a dos
cúmulos en colisión. Como se aprecia en las imágenes, las nubes de gas (manchas
centrales) se han separado de las galaxias individuales y la materia oscura
(manchas laterales rodeadas con óvalos blancos).
Se trata de una colisión gigantesca, no solo en
escalas de distancia, sino también de tiempo. Pensemos que los dos cúmulos
llevan cientos de millones de años chocando, y sus centros ya se atravesaron
hace unos 150 millones de años; actualmente se están alejando uno de otro.
En la fotografía se aprecian dos manchas centrales.
Esas manchas son las nubes de gas intergaláctico de los dos cúmulos, captadas
por el observatorio de rayos X de la NASA, Chandra, en 2004. Su tono gris
(rosa en la imagen original) está generado artificialmente para que resulten
visibles en la imagen. Ambas nubes se están alejando, cada una hacia un lado.
Además de las nubes de gas, están las galaxias individuales. Lo extraordinario
es que estas últimas no se encuentran en el mismo sitio que las primeras, sino
desplazadas, concretamente están más alejadas del centro de la figura que las
propias nubes. Esto se percibe especialmente en el cúmulo de la izquierda: un
grupo de galaxias (puntos o manchitas de color claro brillante) apiñadas a la
izquierda de la nube. Algo parecido pasa en el cúmulo de la derecha. ¿Por qué
no están las galaxias en el mismo sitio que las nubes de gas? La razón es que,
al atravesarse, las dos nubes de gas friccionan entre ellas, frenándose. Sin
embargo, las galaxias están tan alejadas unas de otras dentro de cada cúmulo,
que los dos enjambres galácticos se atraviesan casi sin tocarse, por lo que no
frenan su movimiento. Por eso están más adelantadas que las nubes de gas. ¡La
colisión ha conseguido el efecto excepcional de separar las galaxias de las
nubes de gas en cada cúmulo! Además, la observación de la emisión de rayos X
permite comprobar que, efectivamente, la materia contenida en el gas es mucho
más abundante que la de las galaxias individuales, como es habitual. También
nos da otro dato interesante: la temperatura de las nubes de gas es mucho mayor
de la acostumbrada, ya de por sí altísima. Ello se debe a la fricción provocada
por el choque. Esa fricción es también la causante de la curiosa forma de bala
que presenta la nube de la derecha, de ahí el nombre de la estructura.
Así que el Cúmulo Bala ofrece exactamente la
situación que deseábamos: dos cúmulos galácticos cuyas nubes de gas se han
separado de sus galaxias.
No importa lo bonita que sea tu teoría. No importa
lo listo que seas. Si no está de acuerdo con el experimento, está equivocada.
Richard Feynman
Ahora hay que considerar cuál es el efecto de lente
gravitacional producido por los cúmulos. Dicho estudio fue llevado a cabo a
partir de las imágenes del Cúmulo Bala captadas por el telescopio Hubble, el
telescopio europeo del hemisferio Sur y el telescopio de Magallanes. El
resultado está mostrado en la fotografía anterior (inferior).
Las manchas claras sobreimpuestas a los lados
(azuladas en la imagen original), y rodeadas por óvalos, representan las zonas
donde el efecto de lente gravitacional es mayor, y por tanto donde se encuentra
la mayor parte de la materia. Como se puede ver, estas manchas están en la
misma zona que las galaxias, y separadas de las nubes de gas. Por tanto, la
mayor parte de la materia de los cúmulos no está en las nubes de gas.
En consecuencia, la hipótesis MOND no es sostenible, ya que, si no hubiera
materia oscura, las manchas claras deberían haber aparecido en el mismo sitio
que las nubes de gas, ya que es allí donde hay más masa ordinaria. Este estudio
extraordinario fue presentado en 2006.
En la actualidad, se considera que el Cúmulo Bala
es posiblemente la prueba más impresionante y directa de la existencia de la
materia oscura. Además nos da pistas adicionales sobre su naturaleza.
Concretamente, la materia oscura no solo interacciona muy poco con la materia
ordinaria (de ahí su invisibilidad), sino muy poco con ella misma. De lo
contrario, las nubes de materia oscura también habrían friccionado entre sí al
atravesarse, como las de gas, y se habrían quedado retrasadas. Hay que decir
que, posteriormente al Cúmulo Bala, se han analizado otros choques de cúmulos
galácticos (como el MACS J0025.4-1222), que exhiben también una separación
entre las nubes de gas y la materia oscura, parecida al Cúmulo Bala.
El Cúmulo Bala y otros parecidos son una prueba
contundente contra las teorías MOND, pero de hecho hay más evidencias. Por
ejemplo, como se mencionó en el capítulo anterior, el porcentaje de materia
oscura de las galaxias varía de unas a otras, y existen incluso galaxias enanas
con un porcentaje de materia oscura elevadísimo, de hasta un 99%. Es difícil
imaginar una situación así si la materia oscura fuera una ilusión óptica
producida por una gravedad modificada. Uno esperaría que si la cantidad de materia
ordinaria de dos galaxias es parecida, la cantidad de materia oscura aparente
que produciría la gravedad modificada también debería serlo.
Todas estas pruebas nos dan una respuesta
convincente a la pregunta inicial de este capítulo: la materia oscura está
verdaderamente ahí, aunque aún no sepamos en realidad lo que es.
El rastro de lo invisible en las reliquias del Big
Bang
Hace 13.800 millones de años tuvo lugar una
explosión de extraordinaria violencia, el Big Bang, de la que surgió todo el
universo observable. La materia y la energía oscuras han jugado un papel
importante en su evolución posterior, dejando un rastro detectable.
El hecho asombroso de que el universo surgiera de
una gran explosión es un conocimiento científico de enorme trascendencia, que
ha pasado a la cultura popular. Todo el mundo ha oído hablar del Big Bang y
tiene una idea de lo que significa. La propia historia de cómo se llegó a ese
conocimiento es también fascinante, y en este capítulo repasaremos sus hitos
más importantes. En ese viaje encontraremos las pruebas que poseemos para poder
afirmar que, efectivamente, las cosas sucedieron así, pruebas que también nos
hablan de la existencia de la enigmática materia oscura, e incluso de la
energía oscura.
En capítulos anteriores discutimos la ecuación
principal de la teoría de la relatividad general, formulada por Einstein en
1915 (véase la ecuación [2]). Recordemos: la presencia de materia y energía
determina la manera en la que el espacio-tiempo se curva. Es sin duda un
concepto muy difícil de imaginar, pero perfectamente posible de formular
matemáticamente. En nuestra discusión enfatizamos el hecho de que una gran
masa, por ejemplo el Sol, curva el espacio-tiempo a su alrededor. Pero las
ecuaciones de la relatividad general se pueden aplicar también al universo como
un todo. En ese caso, es el con-
tenido total de materia y energía del
cosmos el que determina la curvatura global del espacio-tiempo. Este concepto
de la teoría de la relatividad tiene una importancia crucial: la geometría del
universo y su evolución están determinadas por la materia y la energía que
contiene.
¿Y qué dicen las ecuaciones de la relatividad sobre
la dinámica del universo? El propio Einstein comprobó que estas no admitían una
solución en la que el universo fuera estático. Las ecuaciones indicaban que el
universo debía atravesar necesariamente una fase de expansión. Esto le perturbó
enormemente, ya que todas las observaciones de la época parecían mostrar un
universo aproximadamente estático, en el que no se evidenciaba ninguna
expansión cósmica. Debido a ello, Einstein modificó la forma original de sus
ecuaciones, añadiéndoles un término, el llamado término de la «constante
cosmológica», que hacía posible una solución estática. En cierto modo, la
actitud de Einstein fue la de un científico consecuente: si las observaciones
experimentales refutan las teorías, hay que renunciar a las segundas, o
ajustarlas hasta que sean consistentes con los datos. Eso es exactamente lo que
hizo. Sin embargo, la realidad es que los datos de la época no eran lo
suficientemente buenos para refutar la teoría. Algunos años después, en 1929,
el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, estudiando las velocidades de
alejamiento de decenas de galaxias, pudo determinar que el universo se halla
realmente en expansión, tal como predecían las ecuaciones originales de la
relatividad general. Einstein se lamentó entonces de haber modificado sus
ecuaciones, lo que consideró el mayor error científico de su vida. Ciertamente,
su «excesiva» confianza en los datos, o tal vez el prejuicio de que el universo
debía ser estático, le privó de hacer una predicción extraordinaria: que el
universo debía hallarse en expansión. La ironía histórica es que, como veremos,
el denostado (por el propio Einstein) término de la constante cosmológica
regresaría muchos años después, en 1998, de la mano del descubrimiento de la
energía oscura.
Otros investigadores, como el ruso Alexander
Friedmann y el belga Georges Lemaître tuvieron más confianza que el propio
Einstein en las ecuaciones originales de la relatividad general y predijeron,
en los años veinte del siglo pasado, el fenómeno de la expansión del universo,
e incluso llegaron al concepto de Big Bang, el instante de la gran explosión
que dio origen a la expansión subsiguiente. Resulta sobrecogedor pensar que se
pueda llegar a resultados tan formidables, nada menos que sobre el origen del universo,
razonando sobre unas ecuaciones matemáticas que caben en una línea (recordemos
la ecuación principal de la teoría de la relatividad general), pero así
sucedió. Naturalmente, en ciencia no basta con escribir bellas teorías y hacer
especulaciones brillantes: hay que buscar pruebas experimentales que las
avalen.
Es importante tener en mente que la teoría del Big
Bang, desarrollada por Friedmann, Lemaître y científicos posteriores, no es una
mera descripción cualitativa de la gran explosión, sino una teoría precisa,
cuantitativa, que explica en detalle cómo el universo fue expandiéndose, a la
vez que su densidad y su temperatura disminuían. Este último punto es crucial:
el universo se enfría a la vez que se expande. No es algo muy extraño, todos
hemos experimentado el mismo fenómeno a la inversa: cuando un gas se comprime,
se calienta; por ejemplo, cuando apretamos el émbolo de una bomba de inflar
ruedas de bicicleta. Por tanto, cuanto más retrocedemos en el tiempo hacia el
instante del Big Bang, lo que encontramos es un universo cada vez más denso y
caliente. La figura 1 muestra cuál era la temperatura correspondiente a cada
instante posterior al Big Bang, según la teoría. Como se puede observar, si nos
acercamos lo suficiente al instante inicial, la temperatura crece de forma
gigantesca. Por ejemplo, cuando el universo tenía un segundo su temperatura era
de 10.000 millones de grados.
Todo esto es tan extraordinario que podría parecer
una mera especulación, imposible de comprobar. Sin embargo, lo maravilloso es
que tenemos pruebas abrumadoras de que las cosas transcurrieron tal como dice
la teoría. La primera prueba es la propia expansión cósmica, que es una
continuación de aquella explosión inicial, y dentro de la cual estamos
nosotros. Pero tenemos más pruebas. La idea básica es la siguiente: cuando la
materia se enfría experimenta cambios. Por ejemplo, si la temperatura del vapor
de agua desciende por debajo de los 100 °C, este se condensa en forma de agua
líquida, y si la temperatura sigue descendiendo hasta alcanzar los 0 °C, esa
agua se convierte en hielo. Estos cambios pueden dejar marcas perdurables. Por
ejemplo, cuando el agua que se filtra en las pequeñas fisuras de las rocas se
congela, puede causar grandes grietas y roturas en las mismas. Esas grietas son
visibles millones de años después de que se hayan producido y, analizadas por
los geólogos, ofrecen un testimonio de los fenómenos atmosféricos ocurridos en
el pasado. En nuestro caso la temperatura del universo muy primitivo era
gigantesca, y al ir descendiendo produjo cambios sucesivos en la materia.
Algunos de esos cambios han dejado en el universo huellas visibles hoy en día,
huellas que confirman la teoría del Big Bang con enorme precisión... y que
también nos hablan de la materia y la energía oscuras.
La nucleosíntesis primitiva
Todas las sustancias ordinarias están hechas de
átomos. Recordemos la estructura de un átomo: un núcleo formado por protones
(partículas de carga positiva) y neutrones (partículas neutras), alrededor del
cual giran electrones (partículas de carga negativa). La carga eléctrica de un
electrón es igual a la de un protón, pero de signo contrario. Como en un átomo
hay tantos protones como electrones, su carga eléctrica total es cero. Por otro
lado, el número de neutrones varía de unos átomos a otros.
El átomo más simple es el de hidrógeno, cuyo núcleo
está constituido por un solitario protón, alrededor del cual órbita un
electrón. Los átomos de los demás elementos químicos (helio, oxígeno, hierro,
etc.) son más complejos y siempre tienen un número sustancial de neutrones en
el núcleo. La figura 2 muestra un átomo de helio, cuyo núcleo está formado por
dos protones y dos neutrones.
Figuras 1 y 2. La gráfica representa la temperatura
del universo desde los primeros instantes después del Big Bang hasta que tenía
unos cientos de miles de años. Se observa que el universo, en su expansión, se
fue enfriando significativamente. A la izquierda, representación esquemática de
un átomo de helio. En los primeros momentos del universo, debido a la altísima
temperatura reinante, no existían núcleos compuestos, como los del helio, sino
que las partículas que los componen estaban desgajadas unas de otras.
Así es como se nos presentan las sustancias
ordinarias hoy en día, pero no siempre fue así. Según la teoría del Big Bang,
cuando el universo tenía unos cien segundos de vida su temperatura era de unos
mil millones de grados (véase la figura 1). ¿Cómo era el universo en ese
momento? La temperatura era tan alta que las partículas que componen los átomos
(protones, neutrones y electrones) estaban desgajadas unas de otras y se movían
a grandes velocidades.
Figura 3. Cuando el universo tenía unos pocos
minutos, parte de los protones y neutrones se agruparon, formando núcleos de
átomos complejos ligeros, como los de deuterio, helio-3 o helio. Aquel proceso
se conoce con el nombre de nucleosíntesis, y es semejante al que tiene lugar en
el interior de las estrellas.
Además de protones, neutrones y electrones, había
muchos fotones (partículas de luz), neutrinos (partículas neutras muy ligeras
de las que hablaremos más adelante) y posiblemente partículas de otros tipos.
El universo era un lugar infernal y no presentaba las estructuras que ahora nos
resultan familiares: galaxias, estrellas, planetas. Ni siquiera poseía átomos o
núcleos atómicos, con la excepción de núcleos de hidrógeno, o sea protones.
Pero en ese momento se dieron las condiciones
adecuadas de densidad y temperatura para que se produjera un fenómeno
llamado nucleosíntesis, gracias al cual una parte de los protones y
neutrones se fusionaron para formar núcleos atómicos complejos, por ejemplo, de
helio. Es el mismo tipo de procesos que tienen lugar en el interior de las
estrellas, y en los cuales se libera la luz y el calor que emiten. Son también
los procesos que tienen lugar en la explosión de una bomba nuclear de fusión, y
los mismos que se espera poder controlar algún día para producir energía limpia
y prácticamente inagotable.
Volviendo al universo primitivo, una parte de los
neutrones se fusionó con los protones para producir helio y otros núcleos
compuestos. La figura 3 muestra una cadena de dichos procesos. En ella vemos
cómo un neutrón se fusiona con un protón para formar un núcleo de deuterio, el
cual puede captar un protón adicional formando un núcleo de helio-3, que a su
vez puede captar un nuevo neutrón, dando lugar a un núcleo de helio (dos
protones y dos neutrones). De esta manera, según la teoría del Big Bang, se tuvo
que generar una gran cantidad de núcleos de helio y cantidades más pequeñas de
otros núcleos ligeros, como deuterio, helio-3 y litio. (Núcleos más pesados,
como los de carbono, oxígeno y hierro, se formaron mucho después en el interior
de las estrellas; mientras que los núcleos más pesados que el hierro, como los
del oro y el plomo, se han formado en circunstancias especiales, como las
supernovas, es decir, estrellas en explosión.) Además, una parte importante de
los protones originales, o sea núcleos de hidrógeno, permanecieron desligados.
Más adelante, todos estos núcleos atraparon electrones a su alrededor formando
los átomos ordinarios. Utilizando las ecuaciones de la relatividad general y
todo lo que se sabe acerca de los procesos nucleares es posible calcular qué
porcentaje de helio y de otros núcleos se formó en aquellos primeros minutos;
estos valores se muestran en la tabla siguiente:
|
Tipo de núcleo |
Proporción respecto al total |
|
Helio |
25 por ciento |
|
Deuterio |
3 partes porcada 100000 |
|
Helio-3 |
1 parte por cada 100000 |
|
Litio |
5 partes por cada 10000 millones |
Esta es la predicción de la teoría. Pues bien,
midiendo en el universo actual la abundancia de estos elementos, se encuentran
porcentajes que concuerdan perfectamente (dentro de los errores teóricos y
experimentales) con los números de la tabla. Esto representa un gran triunfo de
la teoría. Las abundancias cósmicas de los elementos ligeros ofrecen un
testimonio impresionante de lo que aconteció cuando el universo tenía apenas
unos minutos de existencia.
|
¿Qué había antes del Big Bang? La respuesta habitual a esta cuestión es que
«según la teoría, el tiempo (y el espacio) nació en ese instante; por lo
tanto, no tiene sentido preguntarse qué había antes de ese primer instante».
Esto es correcto, pero se puede matizar un poco. En primer lugar, hay que
entender que muchas veces se tiende instintivamente a extrapolar conceptos
que funcionan bien en las escalas cotidianas más allá de las mismas, como si
tuvieran validez universal. Pero, a menudo, esa actitud falla
estrepitosamente. Por ejemplo, si juzgáramos la forma de la Tierra por lo que
vemos en nuestra experiencia cotidiana, diríamos que la Tierra es plana (como
les pareció a la mayor parte de las civilizaciones antiguas). Por tanto, uno
podría caminar en una dirección cualquiera, por ejemplo hacia el Sur, de
forma indefinida. Pero, una vez que sabemos que la Tierra es redonda,
comprendemos que hay un punto, el polo Sur, más allá del cual no podemos
continuar en esa dirección. Ei «polo Sur» del tiempo Del mismo modo, las ecuaciones de la
relatividad general nos muestran que el espacio-tiempo tiene una especie de
«polo Sur» más allá del cual no podemos remontamos en el tiempo. Esto se
ilustra en la figura, que representa el espacio-tiempo del universo como un
inmenso dedal. En ella el tiempo avanza hacia arriba. Si cortamos rodajas del
dedal a diferentes alturas, lo que encontramos son anillos que representan el
universo en diversos momentos. A medida que avanzamos en el tiempo los
anillos son cada vez más grandes, debido a la expansión del universo. El
punto de la base del dedal representa el Big Bang. En esta imagen, retroceder
(mentalmente) en el tiempo equivale a deslizarse por la superficie del dedal
hacia abajo. Pero está claro que una vez que alcanzamos el «polo Sur» del
tiempo (el Big Bang). ya no podemos remontarnos más atrás. Si insistimos en
«continuar en la misma dirección», lo que conseguimos es volver a avanzar en
el tiempo. Cautelas Sin embargo, hay que añadir dos advertencias.
La primera es que las ecuaciones de la relatividad muestran una sospechosa
singularidad en el Big Bang. Concretamente, ciertas cantidades físicas se
hacen allí infinitas, y las ecuaciones se vuelven inmanejables. Esto tal vez
signifique que la descripción que hace la teoría del preciso instante inicial
no es fiable, por lo que quizá no fuera exactamente como acabamos de
describir; incluso podría haber una historia anterior al mismo. De hecho,
debido a esta y otras dificultades teóricas, la mayoría de los físicos
teóricos creen que la teoría de la relatividad no es completa. La segunda
advertencia se refiere a las pruebas experimentales que tenemos del Big Bang.
Si nos remontamos hasta un segundo después del Instante inicial, estamos muy
seguros de que las cosas transcurrieron como nos dice la teoría porque
tenemos pruebas abrumadoras de ello, concretamente la abundancia de elementos
ligeros producidos en la nucleosíntesis primitiva.
Según la teoría del Big Bang, si pudiéramos
retroceder en el tiempo, llegada un instante, correspondiente a la «Gran
Explosión», en que no podríamos remontarnos más allá. Si insistiéramos en
seguir retrocediendo en el tiempo, lo que haríamos sería volver hacia
delante; como cuando se alcanza el polo Sur de la Tierra y uno insiste en
seguir en la misma dirección: lo que se consigue es avanzar en dirección
Norte. Si seguimos acercándonos hasta una
diezmilmillonésima de segundo, aunque no tenemos pruebas, estamos
razonablemente seguros de saber lo que pasó, ya que disponemos de una teoría
de las partículas elementales (comprobada experimentalmente) que describe muy
bien la materia a las gigantescas temperaturas que reinaban entonces. Pero si
seguimos acercándonos al Big Bang, la temperatura crece de tal manera que ni
siquiera disponemos de una teoría comprobada para describir la
materia a esas energías. |
No obstante, muy cerca del primerísimo instante
inicial, la incertidumbre teórica y experimental crece enormemente, por lo que
la descripción anterior podría necesitar modificaciones.
La idea de evaluar la producción de elementos en el
universo primitivo fue propuesta en la década de 1940 por varios científicos:
Ralph Alpher, Hans Bethe, Robert Herman y George Gamow. En los años setenta los
cálculos fueron enormemente refinados y, de hecho, contienen muchas sutilezas
en las que no vamos a entrar, aunque sí es preciso destacar un aspecto: para
realizar los cálculos hay que utilizar el valor de una magnitud importante, la
densidad de materia ordinaria del universo. Esta magnitud está bien medida
a partir de las observaciones de las galaxias y el gas intergaláctico. Cuando
se utiliza ese valor en los cálculos de la nucleosíntesis se obtienen las
abundancias de elementos ligeros mostradas en la tabla anterior, que concuerdan
admirablemente con las abundancias observadas. Esto quiere decir que la materia
oscura (recordemos: seis veces más abundante que la
ordinaria) no puede ser materia ordinaria que, por algún motivo, no
hayamos sido capaces de detectar; por ejemplo, pequeños asteroides vagando por
el espacio interestelar. Si la materia oscura fuera alguna forma de materia
ordinaria, eso significaría que la densidad auténtica de materia ordinaria no
sería la que observamos, sino siete veces mayor. Pero entonces los cálculos de
la nucleosíntesis primitiva para la abundancia de elementos ligeros no
concordarían en absoluto con las observaciones. Las abundancias de los
elementos mostradas en la tabla de la pág. 67 nos indican que esencialmente no
hay más materia ordinaria que la que realmente se puede observar en el
universo. Por tanto, la materia oscura ha de ser «otra cosa».
La recombinación
Cuando el universo tenía unos 300 segundos, su
temperatura había descendido a unos 600 millones de grados y el proceso de
nucleosíntesis de elementos ligeros prácticamente había concluido.
La verdad es más extraña que la ficción, porque la
ficción ha de ser verosímil.
Mark Twain
El universo había quedado lleno de núcleos atómicos
(cargados positivamente), fundamentalmente de hidrógeno y helio, y electrones
(cargados negativamente); además, había gran cantidad de fotones (partículas de
luz).
Este tipo de materia, formado por partículas
cargadas interaccionando con fotones, es lo que se
denomina plasma. Por tanto, la mayor parte de la materia ordinaria se
encontraba en forma de plasma.
Curiosamente, esto sigue siendo cierto hoy en día;
la mayor parte de la materia ordinaria se encuentra en forma de gas
intergaláctico, compuesto básicamente de hidrógeno y helio, cuyos átomos están
totalmente ionizados, es decir, han perdido todos sus electrones, los cuales
viajan desgajados de sus núcleos. Así que el gas intergaláctico es también un
plasma, pero de densidad muy inferior al que reinaba en el universo en aquella
época primitiva. Las estrellas, como el Sol, también están hechas de plasma muy
semejante al del universo primitivo, aunque de mayor densidad.
Además del plasma, en el universo primitivo había
una cierta densidad de materia en forma de neutrinos, y también estaba la
materia oscura. Pero tanto los neutrinos como la materia oscura apenas
interaccionaban con el plasma de materia ordinaria. Esta situación se mantuvo
durante varios cientos de miles de años, durante los cuales apenas sucedieron
acontecimientos reseñables, excepto que el universo siguió expandiéndose y
enfriándose. ¿Qué aspecto tenía el universo en ese periodo? En aquel plasma
primitivo, los fotones no podían recorrer mucha distancia sin ser interrumpidos
por las partículas cargadas (núcleos atómicos y electrones). Esto se debe a que
la luz no es otra cosa que radiación electromagnética, que interacciona
fuertemente con las partículas cargadas eléctricamente. Esta idea está
ilustrada en la parte izquierda de la figura 4, donde vemos la trayectoria
zigzagueante de un fotón.
Por tanto, el universo era luminoso, dado que había
muchos fotones, pero no era transparente, ya que estos cambiaban continuamente
de dirección. Podemos decir que el universo era translúcido, como si estuviera
lleno de una niebla luminosa y muy homogénea. A medida que siguió enfriándose,
las partículas fueron frenándose y los fotones haciéndose menos energéticos.
Cuando el universo tenía 380.000 años, la temperatura había descendido hasta
unos 3.000 ºC, y los electrones ya eran suficientemente lentos para ser
capturados por los núcleos. Este acontecimiento trascendental se
denomina recombinación, aunque sería más exacto llamarle
«combinación», ya que nunca antes los electrones habían estado ligados a los
núcleos. Fue el nacimiento de los átomos, igual que la nucleosíntesis primitiva
supuso el nacimiento de los primeros núcleos atómicos complejos. Todo el plasma
se convirtió en un gas de átomos (básicamente hidrógeno y helio). Como
consecuencia, el universo se hizo transparente, puesto que los átomos son neutros
y no interaccionan fuertemente con la luz. Los fotones pudieron por fin viajar
en línea recta sin interrupciones. Aquellos fotones liberados cuando el
universo tenía 380.000 años han seguido viajando sin cesar, y actualmente
constituyen la llamada radiación de fondo (o fondo cósmico de
microondas), que fue detectada por vez primera por dos jóvenes radioastrónomos
estadounidenses, Amo A. Penzias y Robert W. Wilson en 1964-1965, trabajo por el
que recibieron el premio Nobel en 1978.
Una confusión común cuando se piensa en la
radiación de fondo es creer que es un «fogonazo» que proviene del lugar donde
ocurrió el Big Bang. Esta creencia contiene dos errores importantes. Primero,
el Big Bang no ocurrió en ningún lugar concreto del universo: según la teoría
de la relatividad, cuando el universo se expande es el propio espacio el que se
estira como un trozo de goma, por lo que las galaxias situadas en él se separan
unas de otras. Una buena imagen de esto, en dos dimensiones, es la de un globo
con las galaxias dibujadas en su superficie, que van separándose a medida que
el globo se hincha. Si echamos marcha atrás en el tiempo (globo
deshinchándose), las galaxias aparecen cada vez más juntas, hasta que el globo
está totalmente contraído. En ese momento («Big Bang»), no solo las galaxias
están juntas, sino que el propio espacio (la superficie del globo) está
reducido a «un punto». De la misma forma, todo nuestro espacio observable
estuvo reducido a «un punto», por lo que puede decirse que el Big Bang sucedió
en todos los puntos a la vez, solo que en aquel momento estaban todos reunidos.
El segundo error es creer que la radiación de fondo se produjo en el mismo
instante del Big Bang.
Realmente se produjo 380.000 años después. En ese
momento el universo ya era grande, y entonces se hizo transparente y se llenó
de luz que se propagaba en todas las direcciones. Debido a ello, los fotones de
la radiación de fondo nos llegan hoy en día desde todas las direcciones.
Figura 4. En el universo primitivo, las partículas
cargadas eléctricamente (núcleos atómicos y electrones) interactuaban con los
fotones de luz, creando un tipo de materia denominado plasma. El enfriamiento
progresivo permitió a los núcleos capturar los electrones, convirtiendo el
plasma en un gas de átomos, eléctricamente neutros. A partir de entonces los
fotones viajaron libremente hasta nuestros días, constituyendo el fondo cósmico
de radiación.
Los fotones que fueron liberados en el momento de
la recombinación eran todavía muy energéticos, con una temperatura de 3000 °C.
Sin embargo, a medida que el universo se ha ido expandiendo, aquellos fotones
han ido perdiendo energía Para entender esto hay que recordar que la luz son
ondas luminosas, parecidas a las que se forman en el agua cuando arrojamos una
piedra a un estanque, solo que, en vez de ser agua lo que oscila, son los
campos eléctricos y magnéticos. La distancia entre dos crestas de una onda es
la llamada longitud de onda. Como el espacio ha ido estirándose a lo
largo de estos 13800 millones de años, las ondas luminosas también lo han
hecho; en otras palabras, su longitud de onda ha aumentado. Esto está ilustrado
en la figura 5.
Figura 5.
En realidad, el estiramiento ha sido mucho mayor de
lo que representa la figura: aproximadamente un factor mil, por lo que aquella
luz primitiva, que en un principio era visible, se ha convertido en una
radiación de microondas, parecida a la que produce un homo de microondas
doméstico, pero mucho más débil. Sucede que los fotones
son menos energéticos cuanto mayor sea la longitud de la onda a la
que están asociados (un resultado de la física cuántica). Por tanto, los
fotones de la radiación de fondo son hoy en día mil veces menos energéticos que
en el momento de la recombinación. Si entonces correspondían a una temperatura
de 3.000 °C, ahora corresponden a una temperatura mil veces menor: unos tres
grados por encima del cero absoluto de temperaturas, o, lo que es lo mismo,
irnos -270 °C. Esta fue la radiación encontrada por Penzias y Wilson, en
perfecto acuerdo con las predicciones de la teoría del Big Bang.
Por cierto, Penzias y Wilson no buscaban detectar
la radiación de fondo, en realidad ni siquiera sabían que la teoría del Big
Bang predecía dicha radiación. Lo que querían era reutilizar una antena de la
compañía Bell Telephone, construida para comunicaciones por satélite, para
detectar ondas de radio emitidas por nuestra galaxia. Sin embargo, al hacer
pruebas con la antena encontraron una extraña radiación de microondas, cuyo
origen no conseguían identificar. Aquella radiación parásita tenía propiedades
sorprendentes: no cambiaba con la hora del día ni la estación del año; tampoco
dependía de la orientación, ya que por todas las direcciones llegaba
exactamente la misma enigmática señal. Su honestidad profesional hizo que no se
rindieran en la búsqueda del origen de esa radiación, hasta que, gracias a la
labor mediadora de importantes físicos, supieron que se ajustaba a la
predicción teórica del Big Bang. Notemos de paso que la radiación de fondo no
es algo que está solo en el espacio exterior, sino que se encuentra en todas
partes, razón por la que Penzias y Wilson pudieron detectarla con una antena en
tierra.
La radiación de fondo es la reliquia más importante
que poseemos de la época del Big Bang. La información que hay codificada en la
misma acerca del universo primitivo es realmente extraordinaria. En los últimos
veinte años se han dado grandes pasos para descodificar esa información, pero
es una tarea que aún no ha concluido y que constituye un campo de investigación
puntero.
Fluctuaciones en la radiación de fondo
En 1969 se descubrió que la radiación de fondo no
es perfectamente isótropa, o sea, igual en todas las direcciones, sino que
muestra una dirección «privilegiada» desde la que nos llegan fotones
ligeramente desplazados hacia el rojo, es decir, menos energéticos, mientras
que en la dirección opuesta nos llegan ligeramente desplazados al azul, más
energéticos. Este hecho se debe a que nuestra galaxia, la Vía Láctea, se mueve
con una velocidad peculiar respecto al fondo de microondas. Los fotones que nos
llegan «por detrás» los percibimos menos energéticos (su frecuencia se desplaza
al rojo), y los que nos llegan «de frente» los vemos más energéticos (su
frecuencia se desplaza hacia el azul). Precisamente gracias a esta anisotropía
sabemos que nos estamos desplazando a 380 km/s con respecto al fondo de
radiación, en dirección hacia la constelación de Virgo. Una vez que esta
anisotropía, debida a nuestro movimiento peculiar, fue «extraída» de los datos,
la radiación de fondo parecía absoluta
mente homogénea: miráramos hacia donde miráramos la
temperatura era la misma, o sea, los fotones nos llegaban «igual de calientes»
en todas las direcciones. Y esto es lo que se observó durante muchos años.
Sin embargo, los científicos sospechaban que esta
homogeneidad absoluta no podía ser perfecta. De haberlo sido, no podrían
haberse formado las estructuras que vemos en el universo, como galaxias,
cúmulos de galaxias, etc., o lo habrían hecho en mucha menor medida. Por fin,
en 1992, el satélite COBE detectó las deseadas inhomogeneidades o fluctuaciones
en la radiación de fondo. Se trata de variaciones de temperatura muy pequeñas,
del orden de las diezmilésimas de grado (que es lo que se esperaba). Los responsables
del experimento, George Smoot y John Mather, recibieron por ello el premio
Nobel en 2006. Desde entonces las medidas de estas fluctuaciones se han
refinado extraordinariamente. El último mapa completo de las mismas, y el más
preciso, es el trazado por el satélite europeo Planck, y que ya se ha
convertido en una imagen popular.
Ese mapa representa el cielo, y el color de cada
punto indica la temperatura de los fotones que nos llegan desde ese lugar del
cielo: los más claros (rojos en la imagen original), más calientes que el
promedio; los más oscuros (azules en dicha imagen), más fríos.
Pensemos ahora en lo siguiente: los fotones de la
radiación de fondo que llegan en este instante a la Tierra desde todas las
direcciones fueron liberados en el momento de la recombinación. Por tanto,
todos ellos partieron de una esfera imaginaria gigantesca, en cuyo centro
estamos nosotros. Debido a ello, la temperatura que leemos en cada fotón
refleja la temperatura del punto de esa esfera del cual partió en aquel
instante de la recombinación. Más exactamente: la temperatura que tenía aquel
punto era la temperatura que medimos ahora multiplicada aproximadamente por
mil, ya que, como hemos dicho, los fotones se han ido enfriando en esa
proporción debido a la expansión del universo. En definitiva, el mapa
representa las pequeñas variaciones de temperatura que había en una gran esfera
del universo primitivo, en cuyo centro estamos nosotros.
¿Por qué es tan importante todo esto? Al fin y al
cabo, esas variaciones eran pequeñísimas; ¿por qué habrían de preocuparnos? La
razón es que es precisamente en esas fluctuaciones donde se encuentra
codificada una extraordinaria cantidad de información acerca del universo
primitivo. Para entenderlo mejor debemos avanzar un poco más en el significado
del mapa reproducido en las págs. 78-79. Recordemos que hasta el instante de la
recombinación el universo había estado lleno de un plasma, una sopa de núcleos
atómicos y electrones. Nuestro mapa de temperaturas refleja, por tanto, la
distribución de temperaturas en dicho plasma. Por otro lado, en un plasma como
aquel, las zonas más calientes eran también las más densas: recordemos que la
masa y la energía son conceptos equivalentes, por lo que las zonas con fotones
más energéticos (más calientes) tenían una densidad mayor. Así que el famoso
mapa de temperaturas es también un mapa de densidades del universo
primitivo. Realmente, el mapa es una foto de cómo era el universo en el momento
de la recombinación, 380000 años después del Big Bang, y es, de hecho, la
imagen más antigua que tenemos del universo. En ella se observa que era casi
perfectamente homogéneo... pero no del todo. ¿A qué se debían esas pequeñas
fluctuaciones de temperatura y densidad?
El sonido del universo primitivo
El origen de las fluctuaciones de densidad eran
simplemente las ondas sonoras que surcaban aquel espacio primitivo. De hecho,
las ondas sonoras ordinarias no son más que perturbaciones minúsculas de
presión y densidad que se propagan por el aire a la velocidad del sonido, como
ilustra la figura 6.
Figura 6. En las ondas sonoras, las zonas de máxima
densidad están espaciadas por una longitud de onda.
La distancia entre dos zonas con la máxima densidad
es lo que se llama una longitud de onda Por tanto, la distancia entre un punto
de máxima densidad y uno de mínima es media longitud de onda
Imaginemos una habitación llena de sonido. Si hiciéramos un mapa de la densidad
de aire en un instante dado, también encontraríamos minúsculas variaciones de
densidad debidas a las ondas sonoras. Si el sonido fuera una nota musical pura
(como la que produce un diapasón), lo que veríamos sería un mapa perfectamente
regular, en el que las zonas más densas se alternan con las menos densas de
forma sistemática, con una separación de media longitud de onda entre ellas.
Del mismo modo, si el universo primitivo hubiera
estado lleno de una onda sonora pura, el mapa de densidades que observaríamos
se parecería a un tablero de ajedrez, como el que muestra la figura 7.
Figura 7. Aspecto esquemático que tendría el mapa
de densidades del universo primitivo si solo contuviera ondas sonoras de una
misma longitud de onda. El mapa recuerda a un tablero de ajedrez.
La distancia entre «dos casillas» consecutivas de
ese tablero, correspondientes a puntos de máxima y mínima densidad, es
de media longitud de onda, así que a la vista del mapa podríamos
deducir inmediatamente la longitud de onda del sonido puro que llenaba el
universo. Pero el mapa real (reproducido anteriormente) es bastante más caótico
que un tablero de ajedrez, debido a que el universo primitivo estaba poblado
por ondas sonoras de diferentes longitudes de onda. Las notas producidas por un
instrumento musical tampoco son puras, sino que están constituidas por un tono
dominante o fundamental, correspondiente a la nota pura, acompañado
por tonos con otras longitudes de onda, llamados armónicos. Cada instrumento
tiene un tipo de armónicos distinto, y esto es lo que hace que una nota musical
producida por un violín suene distinta que la misma nota producida por una
flauta. Aunque el tono fundamental es idéntico para ambos, el contenido de
armónicos es diferente.
Volviendo a nuestro mapa sonoro del momento de la
recombinación, podemos preguntamos: ¿cuál es la longitud de onda del tono
fundamental y cuáles las de los armónicos? Esta información se puede obtener a
partir de un análisis matemático cuidadoso del mapa, como enseguida
comentaremos, pero incluso a simple vista se aprecia en él un «granulado
básico», es decir, una distancia típica en la que es más frecuente que un punto
caliente pase a frío y viceversa. Esa distancia corresponde a media longitud de
onda del tono fundamental, y su tamaño aparente en el cielo subtiende un ángulo
visual de un grado aproximadamente (para hacerse una idea: la Luna subtiende un
ángulo de medio grado). Como hemos dicho, si solo existiera ese tono
fundamental, el mapa sería totalmente regular, como un tablero de ajedrez con
muchas casillas, y el hecho de que no lo sea indica que había otras ondas
pululando por el espacio primitivo: los armónicos. El análisis matemático
confirma esta impresión visual. La figura 8 representa el contenido de cada
longitud de onda en el mapa de la radiación de fondo, lo que podemos llamar el
«espectro sonoro» primitivo, tal como ha sido medido y analizado por el
proyecto Planck en 2013.
En la figura vemos varios picos, correspondientes a
las ondas sonoras dominantes que se propagaban por el universo en el momento de
la recombinación. Concretamente, el primer pico está asociado al tono
fundamental, y el resto de los picos a los armónicos. Sobre los ejes horizontal
y vertical podemos leer sus longitudes de onda y sus intensidades,
respectivamente. Notemos que el eje horizontal está en grados, ya que estamos
midiendo las longitudes de onda por sus tamaños aparentes: los ángulos visuales
que subtienden en el cielo. La altura de cada pico indica la amplitud de la
onda correspondiente, es decir su intensidad.
Por ejemplo, el primer pico está situado en tomo a
un ángulo de un grado. Con las convenciones de la figura, eso significa
que media longitud de onda del tono fundamental ocupa un ángulo de un
grado en el cielo. Además vemos que el primer pico es el más alto, lo que
significa que el tono fundamental era la onda sonora más intensa, la que
dominaba el sonido de aquel universo primitivo. Esto confirma la impresión
visual de que, en el mapa de densidades, los puntos más densos (claros) y menos
densos (oscuros) están típicamente separados por distancias aparentes del orden
de un grado. Ese granulado básico es, efectivamente, debido al tono
fundamental. Los tonos armónicos, asociados a los otros picos de la figura 8,
tienen longitudes de onda más cortas (corresponden ángulos menores de un grado)
y sus intensidades son también más pequeñas.
Centrémonos un poco más en el primer pico (tono
fundamental). Como se ha dicho, la mitad de su longitud de onda ocupa en el
cielo un arco de aproximadamente un grado, o sea la longitud de onda completa
ocupa dos grados. Ese es el tamaño aparente con que la vemos en el cielo.
Figura 8. Espectro sonoro del universo en el
momento de la recombinación. Los puntos representan las observaciones con sus
errores, mientras que la línea continua representa la predicción teórica. Se
puede apreciar un magnífico acuerdo entre ambos.
¿Cuál era su tamaño real (en kilómetros)?
Recordemos que el mapa de la radiación de fondo que vemos corresponde a una
esfera gigantesca desde la que, en el momento de la recombinación, partió la
luz que ahora mismo nos llega. Así que es posible calcular cuánta distancia
ocupaba en esa esfera un arco de dos grados: esa era la longitud de onda del
modo fundamental. El resultado es, aproximadamente, un millón de años-luz.
Notemos que se trataba de una longitud de onda
extraordinariamente larga. En cualquier caso, podemos preguntamos: ¿Por qué el
modo fundamental tenía precisamente esa longitud de onda?
Las ondas que recorrían el universo primitivo se
movían en todas las direcciones. Al superponerse dos ondas de la misma longitud
de onda, moviéndose en sentidos contrarios, se formaban las llamadas ondas
estacionarias. Es el mismo tipo de ondas que se forman cuando se pulsa la
cuerda de una guitarra.
Figura 9. El universo primitivo contenía ondas
sonoras estacionarias, similares a las que se crean al pulsar la cuerda de una
guitarra. El esquema reproduce el estado de una cuerda vibrante en tres
instantes sucesivos.
En la figura 9 observamos una cuerda vibrante cuyos
extremos están fijos, como en una guitarra. Las ondas que se propagan en la
cuerda rebotan en los extremos y se superponen con ellas mismas, produciendo la
onda estacionaria dibujada. Las tres líneas, continua, de puntos y discontinua,
representan la posición de la cuerda en tres momentos sucesivos. La línea
continua representa el estado inicial de la cuerda. La línea discontinua
representa el estado alcanzado después de media oscilación, que es exactamente
opuesto al inicial. Al final de una oscilación completa la cuerda vuelve a
recuperar su forma inicial (línea continua). Tras una nueva media oscilación
vuelve a adquirir la forma de la línea discontinua, y así sucesivamente.
Notemos que cuando la cuerda está en uno de los dos estados extremos (línea
continua o discontinua) es cuando la diferencia de altura entre una cumbre y un
valle es mayor. En cualquier otro estado intermedio esa diferencia o
«contraste» de alturas es menor, ya que las cumbres no son tan altas ni los
valles tan profundos. De hecho, en el estado intermedio correspondiente a la
línea de puntos, no hay cumbres ni valles en absoluto, no hay contraste de
alturas.
En el caso de las ondas sonoras, las ondas
estacionarias tienen exactamente las mismas características que acabamos de
describir para una cuerda vibrante. La única diferencia es que, en vez de
contraste de alturas, lo que presentan es contraste de densidades, ya que en
una onda sonora lo que se propagan son variaciones de densidad. Así que, de
forma totalmente análoga, para una onda sonora estacionaria el contraste máximo
de densidades se consigue cuando la onda ha realizado media
oscilación, o bien una oscilación completa, o una oscilación y media, etc.; es
decir, un número exacto de medias oscilaciones.
Podemos aplicar estos conceptos al universo
primitivo. Aunque inicialmente existieran ondas de todos los tipos, aquellas
que en el instante de la recombinación hubieran realizado un número
exacto de medias oscilaciones tendrían que ser las que en ese momento
produjeran un mayor contraste de densidades. Concretamente, el modo fundamental
debería corresponder a una onda sonora que, después de los primeros 380.000
años (desde el inicio del universo hasta el momento de la recombinación),
hubiera tenido el tiempo justo de realizar media oscilación. Si esto
es así, su periodo de oscilación, es decir, el tiempo que dura una oscilación
completa, debería ser el doble de 380.000 años. Se trata de un periodo de
oscilación enorme, muy distinto al de las ondas sonoras habituales, como
enseguida comentaremos.
Por otro lado, sabiendo el periodo de oscilación de
una onda y su velocidad de propagación (en este caso la velocidad del sonido en
aquel plasma, que es conocida) se puede calcular su longitud de onda, que
resulta ser de aproximadamente... un millón de años luz. Notemos que todo esto
es un razonamiento teórico, basado en lo que le sucede a una onda estacionaria.
Pero antes vimos que las observaciones del mapa de fluctuaciones indican que el
modo fundamental que quedó «inmortalizado» en aquella imagen tenía una longitud
de onda precisamente de un millón de años luz. ¡La predicción teórica y la
observación concuerdan perfectamente! El razonamiento anterior implica asimismo
que las ondas que en el momento de la recombinación habían realizado un número
exacto de medias oscilaciones (una oscilación completa, una oscilación y media,
etc.) estaban también en un momento propicio para producir máximo contraste de
densidades. Puesto que en el mismo tiempo habían oscilado más veces, esto
significa que sus periodos eran más cortos que el de la fundamental,
concretamente la mitad, un tercio, un cuarto, etc. Y sus longitudes de onda
eran también más cortas en la misma proporción. Esas ondas son los armónicos,
cuyas longitudes de onda corresponden a los picos segundo, tercero, cuarto,
etc., que se observan en el espectro sonoro de la figura 8, de nuevo en
perfecto acuerdo con la teoría. Indudablemente, el mapa de densidades del
universo primitivo constituye una prueba sensacional de la teoría del Big Bang.
Reconstruyendo el universo a partir de su espectro
sonoro
Resulta muy llamativo que, cualitativamente, el
espectro sonoro del universo tenga un aspecto semejante al de un instrumento
musical. Esto se ilustra en la figura 10, que representa el espectro sonoro de
cuatro instrumentos musicales, y que puede compararse con el del universo,
figura 8.
Sin embargo, a pesar de las apariencias, hay
algunas diferencias importantes. En primer lugar, los periodos de oscilación de
las ondas sonoras producidas por los instrumentos musicales son muy cortos:
varían, aproximadamente, entre cincuenta millonésimas de segundo (sonidos muy
agudos) y cincuenta milésimas de segundo (sonidos muy graves).
Figura 10. Las gráficas corresponden al espectro
sonoro de cuatro instrumentos musicales. Puede compararse su similitud
cualitativa con el espectro sonoro del universo, representado en la figura 8.
Fuera de ese rango las ondas sonoras no son
audibles. Pues bien, recordemos que el modo fundamental del universo primitivo
había realizado media oscilación en 380.000 años, lo que significa que su
periodo de oscilación era el doble: 760.000 años... ¡Absolutamente inaudible!
Los armónicos tenían periodos más cortos, pero de un orden parecido, es decir,
también inaudibles. Por tanto, aunque a veces se hable del «sonido del Big
Bang» (¡incluso hay páginas web que lo reproducen!), lo cierto es que si un espectador
hubiera podido presenciar aquella primera expansión no hubiera oído
absolutamente nada. El Big Bang se produjo en un silencio sepulcral para el
oído humano.
Otra diferencia que a menudo se ignora es la
siguiente. Para un instrumento musical, el espectro sonoro indica la proporción
del modo fundamental y de armónicos en la composición del sonido. Sin embargo,
en el espectro sonoro del universo, reproducido en la figura 8, lo que vemos en
realidad es qué modos estaban produciendo un contraste máximo de
densidad en el momento de la recombinación. Si se hubiera hecho la
foto 100.000 años antes, el modo fundamental habría sido otro: el que en ese
momento hubiera terminado de realizar media oscilación, y que, por tanto, tenía
un periodo de oscilación más corto. En realidad, el contenido de modos del
universo primitivo era bastante uniforme: existían modos de todas las
longitudes de onda en cantidades parecidas. Pero en el momento de la
recombinación unas longitudes de onda eran más visibles que otras, y fueron
esas las que quedaron impresas en la famosa instantánea de la radiación de
fondo.
No obstante todas las diferencias mencionadas,
podemos establecer una analogía interesante entre el universo primitivo y un
instrumento musical. A partir del espectro sonoro de un instrumento se pueden
conocer muchos datos acerca del mismo. Por ejemplo, estudiando el espectro
sonoro de una flauta se puede deducir de qué material está hecha e incluso su
forma y longitud. Del mismo modo, el espectro sonoro primitivo nos proporciona
información valiosa acerca de la forma geométrica del universo y su contenido de
materia.
Pensemos en lo siguiente: después de media
oscilación, la onda sonora del modo fundamental produjo un cierto contraste de
densidades, lo que hizo que en algunas zonas aumentara ligeramente la densidad
del plasma; es decir, en esos lugares la materia se comprimió. A este fenómeno
colaboró la fuerza de atracción gravitatoria, que hace que la materia tienda a
concentrarse. La fuerza gravitatoria depende a su vez de la cantidad de materia
presente. Por tanto, la altura del primer pico de la figura 8 (que representa
cuánto se comprimió la materia después de media oscilación) está relacionada
con la densidad total de materia: a mayor densidad de materia, mayor contraste
de densidades, y por tanto, mayor altura del pico. En otras palabras, a partir
de la altura del primer pico se puede deducir la densidad total de materia del
universo. ¿Y qué resultado se obtiene?
Conviene realizar aquí un inciso para explicar que
la densidad del universo suele expresarse en unidades de una cantidad
llamada densidad crítica, sobre la que enseguida volveremos. Por el
momento nos basta con decir que la densidad crítica es de aproximadamente un
miligramo por cada billón de kilómetros cúbicos. Pues bien, lo que se
deduce de la altura del primer pico de la figura 8 es que la densidad de
materia es aproximadamente un 32% de la densidad crítica Lo fantástico es que ese
es también el valor al que se llega a partir de las medidas actuales de las
densidades de materia ordinaria y materia oscura del universo. La suma de ambas
representa, aproximadamente, el 32% de la densidad crítica, en perfecto acuerdo
con lo que nos dice la altura del primer pico del espectro sonoro primitivo.
El segundo pico de la figura 8 tiene que ver con la
onda sonora que terminó de realizar una oscilación completa en el momento de la
recombinación. Durante dicha oscilación, en algunos lugares la materia se
comprimió y posteriormente sufrió una expansión o rebote, como un muelle que se
comprime y luego se descomprime. La fuerza que impulsó el rebote provenía de la
presión de la radiación del plasma, por lo que solo afectó a la materia en
forma de plasma, es decir, la materia ordinaria. La materia oscura continuó
comprimiéndose, mientras que el plasma se descomprimió. Esto hace que la altura
del segundo pico sea menor que la del primero, a lo que contribuye también un
efecto disipativo general. Así que la altura del segundo pico está relacionada
con la cantidad de materia ordinaria.
El sentido común es la colección de prejuicios que
una persona ha adquirido antes de los dieciocho años.
Albert Einstein
Y lo que se deduce de dicha altura es que la
densidad de materia ordinaria es un 5% de la densidad crítica, de nuevo en
extraordinario acuerdo con las medidas directas. Esto significa que el 27%
restante (hasta completar el 32% mencionado) es un tipo de materia distinto de
la ordinaria y que no interacciona con ella; de haberlo hecho hubiera formado
parte del plasma y habría rebotado con él. Esa es, naturalmente, la materia
oscura. ¡Es realmente impresionante que, estudiando con ingenio las
fluctuaciones de la radiación de microondas que nos llega del universo se pueda
llegar a deducir la existencia de la materia oscura y su abundancia! Y eso no
es todo...
Hemos dicho que el granulado básico del mapa de la
radiación de fondo indica que la mitad de la longitud de onda del tono sonoro
fundamental subtiende en el cielo un ángulo de un grado aproximadamente. Esto
se puede leer directamente de la posición del primer pico del espectro sonoro
en la figura 8, y está simbolizado en la figura 12ª. Ahora bien, al dibujar el
triángulo de esta última figura estamos dando por sentado que el universo tiene
geometría plana. Pero hemos dicho que, según la teoría de la relatividad, el
espacio-tiempo del universo podría estar
curvado globalmente. Recordemos que esa curvatura global depende de
la densidad total de materia y energía del universo. Denotemos esa
densidad con la letra griega p («ro»). Según las ecuaciones de la relatividad,
si p tiene un valor especial, precisamente la ya mencionada densidad
crítica (ρc), entonces el espacio es plano e infinito, que es como uno se
imagina normalmente el espacio. Sin embargo, si p es mayor que pc, entonces el
espacio se curva (como ocurre cerca de una gran masa) y está cerrado de forma
global, como la superficie bidimensional de una esfera, pero en tres
dimensiones.
La figura 11 ilustra los tres tipos de geometría
posibles del universo: plana, cerrada o abierta. La suma de los ángulos de un
triángulo en cada uno de estos tipos de universo es igual, mayor o menor que
180°, respectivamente. En un universo plano la longitud característica de las
fluctuaciones de la radiación de fondo subtiende en el cielo un ángulo
aproximado de un grado (fig. 12ª). En un universo cerrado o abierto esa misma
longitud subtiende un ángulo ligeramente mayor o menor, respectivamente (figs.
12b, 12c).
Se escapa a la imaginación, pero no hay problema
para formularlo matemáticamente. En ese caso el universo sería finito, aunque
no tendría límites, igual que la superficie de la esfera.
Por último, si ρ es menor que ρr, el espacio
también está curvado, pero con curvatura negativa (la de la esfera es
positiva).
En la figura 11 están ilustrados, en dos
dimensiones, esos tres tipos de espacio. Notemos que el espacio de curvatura
negativa (parecido a una silla de montar) se extiende infinitamente, al
contrario que el de curvatura positiva. En consecuencia, estos tres tipos de
espacio se denominan espacio (o universo) plano,
cerrado y abierto. Hemos trazado un triángulo en cada tipo de
superficie. Naturalmente, en el caso del plano los ángulos del triángulo suman
180°, mientras que en el universo cenado la suma es mayor de 180°, y en el
abierto es menor.
Por tanto, en un universo cerrado o abierto la
figura 12ª tendría el aspecto de la figura 12b y 12c, respectivamente. El
ángulo visual aparente que ocuparía media longitud de onda del tono fundamental
sería, respectivamente, mayor o menor que en el caso plano. Pero como ya hemos
dicho, el ángulo que ocupa la longitud de onda fundamental en el cielo
concuerda perfectamente con el que uno vería si el universo fuera plano. De ahí
deducimos dos cosas importantes: que el universo es perfectamente, o casi perfectamente,
plano, y que su densidad es, con gran exactitud, igual a la densidad crítica.
Recordemos que, a partir de las alturas de los dos
primeros picos, se podía deducir que la suma de la materia ordinaria y la
oscura representaba una densidad igual al 32% de la densidad crítica. Entonces,
¿dónde está el 68% que falta para completar la densidad crítica, que es la que
tiene el universo, de acuerdo con la posición del primer pico del espectro
sonoro? Ese 68% no puede ser materia ordinaria ni materia oscura, sino que ha
de ser «otra cosa», y esa otra cosa es la energía oscura, de la que aquí encontramos
un indicio importante, aunque históricamente no fue el primero, como veremos
más adelante.
De todo lo dicho hasta ahora resulta claro que la
radiación de fondo es un tesoro que contiene información valiosísima sobre el
origen del universo, su forma y su composición. Es también admirable que la
estructura de picos del espectro sonoro de la radiación de fondo fuera predicha
mucho antes de que pudiera ser medida. Esto se debe al trabajo de muchos
cosmólogos sobresalientes, como Sakharov, Peebels y Yu, y Sunyaev y Zeldovich,
en los años sesenta. Posteriormente sus cálculos fueron refinados por otros muchos
autores. Por cierto, como se puede apreciar en la figura 8, el acuerdo entre
teoría y observación es realmente maravilloso.
Mencionemos también que este tesoro de información
es algo que está flotando a nuestro alrededor: recordemos que la radiación de
fondo nos llega hasta la misma superficie de la Tierra de forma constante y
desde todas las direcciones. Pero, naturalmente, detectar y descifrar esa
información implica un soberbio trabajo observacional y un conocimiento
profundo de la física involucrada, a lo que han contribuido numerosos
científicos; todo un triunfo del ingenio humano.
La naturaleza de la materia oscura. En busca de la
«partícula X»
Neutralinos y axiones son algunos de los candidatos
teóricos para encamar la misteriosa «partícula X» que forma la materia oscura.
En el esfuerzo por descubrirla, por métodos diversos, participan instituciones
científicas de todo el mundo.
Supongamos que se ha cometido un crimen. Puede
darse la circunstancia afortunada de que la policía se encontrara cerca del
escenario de los hechos y fuera capaz de capturar al asesino allí mismo.
Naturalmente, en ese caso la policía conocería de forma inmediata las
características físicas del asesino. Pero también puede darse el caso, más
habitual, de que no estuviera presente; entonces tiene que investigar.
A partir de los indicios de todo tipo relacionados
con el crimen, la policía elaborará un retrato robot del asesino. Es posible
que esos indicios no sean suficientes para realizar un retrato muy
preciso, del tipo «hombre alto, moreno, de ojos verdes, nariz aguileña y una
cicatriz en la ceja izquierda»; pero aun así, los indicios pueden servir para
descartar a muchos candidatos a criminal. Por ejemplo, a partir del hallazgo de
un cabello la policía puede deducir que el asesino era un hombre moreno, y a
partir de la profundidad de las pisadas marcadas en el polvo puede deducir su
peso aproximado. Esto último permite muchas posibilidades, puesto que un hombre
bajo y obeso puede tener el mismo peso que otro alto y delgado, pero muchas
otras quedan descartadas.
Entonces, basándose en el retrato robot (aunque no
sea muy preciso) y en toda la información disponible, la policía elaborará una
lista de posibles sospechosos. Algunos quedarán descartados por otros elementos
de información: por ejemplo, quizá no pueda ser ninguna de las personas con las
que convivía la víctima porque todas ellas se hallaban lejos del lugar del
crimen en el momento de cometerse. Finalmente, la policía identificará al
criminal más probable y lo detendrá.
Algo parecido sucede con la materia oscura, el
«criminal» de nuestra metáfora. Los indicios de que disponemos nos permiten
dibujar un retrato robot preliminar de la misma. Aunque este retrato no es muy
concreto, es suficiente para descartar algunos «sospechosos»: por ejemplo, las
partículas de materia oscura no pueden ser las mismas que componen la materia
ordinaria. Como veremos, hay otras partículas que dan mejor «el perfil de
sospechosas» para desempeñar el papel de materia oscura.
Por el momento, compongamos un retrato robot
inicial de la materia oscura a partir de toda la información descrita en las
páginas precedentes:
—
La materia oscura interacciona muy débilmente con la materia ordinaria; hasta
ahora solo se ha observado la fuerza gravitatoria que ejerce sobre ella. Si hay
otros tipos de interacciones entre los dos tipos de materia, han de ser muy
débiles; de lo contrario, la materia oscura ya habría sido detectada de forma
directa.
· La
materia oscura no puede estar hecha de partículas ordinarias, concretamente de
las mismas que constituyen los átomos: protones, neutrones y electrones; de lo
contrario los cálculos de la nucleosíntesis primitiva arrojarían resultados
contradictorios con los datos observacionales. Además, el espectro sonoro de la
radiación de fondo nos indica que la materia oscura no formó parte del plasma
primordial de materia ordinaria. De ahí deducimos que la materia oscura no
puede estar hecha de partículas cargadas eléctricamente, ya que también habría
formado parte del plasma primitivo.
· La
materia oscura ha de ser muy estable, es decir, si se desintegra debe hacerlo a
un ritmo muy lento. Sabemos que en el universo primitivo, en la época de la
nucleosíntesis primitiva y de la recombinación, el porcentaje de materia oscura
era aproximadamente el mismo que ahora. Así que la vida de una partícula oscura
ha de ser como mínimo de 13800 millones de años, los que lleva existiendo el
universo.
· La
materia oscura tampoco parece interaccionar mucho consigo misma. De hacerlo,
habría constituido su propio plasma en el universo primitivo, pero los picos
del espectro sonoro de la radiación de fondo indican que la materia oscura no
era un plasma y que colapso gravitatoriamente sin rebotar (como sí lo hacía el
plasma de materia ordinaria). Además, otras observaciones, como el Cúmulo Bala,
indican que las nubes de materia oscura se atraviesan sin interaccionar entre
ellas, lo que sugiere que la materia oscura no solo es invisible para nosotros
sino también para ella misma.
Podemos añadir una característica más a la lista
anterior: una explicación plenamente satisfactoria de la materia oscura no
consiste solo en decir «la materia oscura está hecha de estas partículas», sino
que hace falta explicar también por qué tiene la abundancia que tiene, es
decir, un 27% del contenido total del universo. Recordemos que, a partir del
estudio de la nucleosíntesis primitiva se ha sabido explicar las abundancias de
los elementos ligeros. Del mismo modo, si un tipo de partícula con determinadas
características (masa e interacciones) es candidata a jugar el papel de materia
oscura, se puede calcular con cuánta abundancia se produjo en el universo
primitivo. Una candidata que se produzca con demasiada o demasiado poca
abundancia es una candidata problemática e incluso descartable. Por
consiguiente, el porcentaje de materia oscura en el universo es una pista
crucial para identificar candidatos razonables a la misma.
Así que buscamos una partícula (o grupo de
partículas) que se ajuste a las características anteriores. Pero además,
disponemos de otros indicios que aún no hemos comentado y que añaden
información valiosa a nuestro retrato robot de la materia oscura.
La materia oscura ha de ser fría
En el capítulo anterior dejamos el universo en el
momento de la recombinación, cuando se formaron los primeros átomos. Vimos que
en ese instante el universo era casi perfectamente homogéneo, excepto por
pequeñas variaciones de densidad, originadas por las ondas sonoras que
fluctuaban en el espacio primitivo, y que fueron registradas en el mapa de
temperaturas de la radiación de fondo. ¿Qué ha pasado desde entonces?
Después de la recombinación, aquellas tenues
inhomogeneidades siguieron evolucionando. Lo que sucedió es que las zonas del
espacio que teman más densidad atrajeron hacia ellas, por atracción
gravitatoria, la materia de su entorno próximo. De este modo, estas zonas se
hicieron cada vez más densas, proceso que continuó durante los 13.800 millones
de años transcurridos desde entonces. El resultado final es el universo actual.
¿Y qué aspecto ofrece nuestro universo? Las galaxias se distribuyen por el
cosmos de una manera bastante heterogénea, con zonas de glandes acumulaciones
entremezcladas con otras vacías (esto puede apreciarse en la imagen siguiente).
Hemos visto que la textura del universo en la época
de la recombinación (la registrada en el mapa de temperaturas de la radiación
de fondo) ha podido ser entendida, e incluso predicha, a partir de la teoría
del Big Bang, lo que ha supuesto un gran éxito para la teoría, además de
proporcionar información valiosa sobre el universo. De un modo parecido,
podemos preguntamos si es posible entender la textura actual del universo de
forma teórica. En concreto, los astrofísicos se plantearon la tarea de entender
teóricamente la evolución de las inhomogeneidades primitivas desde la época de
la recombinación hasta nuestros días.
|
El aspecto del universo La imagen corresponde a uno de los mapas de
galaxias más completos disponibles en la actualidad, el SDSS. Los dos
sectores representados son dos «rebanadas planas» del universo, como dos
gigantescos trozos de tarta, en cuyo vértice se encuentra la Tierra.
Cada punto luminoso del mapa simboliza una
galaxia (hay representadas un millón, aproximadamente). La circunferencia
exterior de la figura, donde se sitúan las galaxias más lejanas
representadas, se encuentra a una distancia de 2000 millones de años-luz de
la Tierra. Se observa que la distribución de galaxias no es uniforme, sino
que presenta una textura «filamentosa»: hay zonas ricas en galaxias y cúmulos
de galaxias (más brillantes), entremezcladas con otras muy vacías (oscuras). |
La materia oscura ha jugado un papel esencial en el
proceso de agrupación progresiva de la materia, ya que es el principal
ingrediente de la misma. Pero no solo la abundancia de la materia oscura es
importante, también lo es la velocidad con que se mueven las partículas que la
componen. Si esa velocidad fuera muy grande (lo que se denomina «materia oscura
caliente»), el proceso de agrupamiento de la materia habría sido mucho menos
eficiente. La razón es que las veloces partículas de la materia oscura habrían
escapado con facilidad a los efectos gravitatorios y no se acumularían con la
misma eficacia. Por tanto, necesitamos «materia oscura fría», que desde el
principio pueda agruparse por efecto de su propia gravedad. Esta importante
característica permite descartar muchos candidatos a materia oscura.
La energía oscura también juega un papel
importante en el proceso de agrupamiento de la materia. Como se ha mencionado
(y veremos con detalle en el próximo capítulo), la energía oscura produce un
efecto de expansión acelerada del universo y, por lo tanto, supone un factor en
contra del agrupamiento de la materia.
Todos estos factores hay que tenerlos en cuenta a
la hora de calcular teóricamente la evolución de la materia a lo largo de los
13800 millones de años transcurridos desde la época de la recombinación. Se
trata de un cálculo complicado, que solo es posible realizar con la ayuda de
superordenadores. En la imagen de las págs. 102-103 vemos el resultado de una
simulación de este tipo para un fragmento del universo.
La materia oscura aparece, efectivamente, agrupada
de forma «filamentosa», como un amasijo de telarañas. En las zonas de más alta
densidad, representadas como más luminosas, estarían insertadas las galaxias y
los cúmulos de galaxias. Esta textura, obtenida teóricamente, concuerda muy
bien con la que realmente se observa (imagen anterior), siempre que se parta de
las siguientes hipótesis:
· La
densidad de materia oscura del universo es aproximadamente un 27% de la
densidad crítica. Esto coincide, dentro de los errores teóricos y
experimentales, con la abundancia de materia oscura determinada por otros
métodos, comentados en páginas anteriores.
· La
materia oscura es fría. Esto significa que, al comienzo del proceso de
agrupamiento, la velocidad de las «partículas oscuras» no podía ser demasiado
próxima a la velocidad de la luz.
· Hay
una gran contribución de la energía oscura al contenido total del universo, lo
que ha supuesto un factor de crecimiento del tamaño de las galaxias y de los
espacios entre ellas en los últimos miles de millones de años.
Así que la estructura a gran escala del universo
actual nos confirma, una vez más, la existencia de la materia oscura (e incluso
de la energía oscura) y nos da pistas sobre su naturaleza: ha de ser «fría».
Esto completa, hasta donde sabemos, nuestro retrato robot de la materia oscura.
En las páginas siguientes vamos a discutir posibles
candidatos a materia oscura, es decir, partículas reales o hipotéticas que
satisfacen el perfil que hemos dibujado.
La materia ordinaria y sus misterios
A lo largo del libro hemos mencionado repetidas
veces que la materia oscura no puede ser materia ordinaria. Esto parece
envolver a la materia oscura en un halo de misterio especial, ya que ha de
tratarse algo diferente a todo lo conocido, y así es, efectivamente. Sin
embargo, esta perspectiva puede sugerir que la materia ordinaria es algo
aburrido, de sobra conocido y sin interés. A esta percepción puede contribuir
el propio nombre de «materia ordinaria». Sin embargo, la realidad es muy
distinta. Es cierto que conocemos bien la materia ordinaria, y que disponemos
de una teoría, llamada modelo estándar, que describe y predice su
comportamiento de forma excelente, pero eso no quiere decir que la materia
ordinaria no sea fascinante y misteriosa; de hecho presenta peculiaridades
intrigantes, cuyo origen no conocemos. Como veremos, es posible que la propia
existencia de la materia oscura esté relacionada con alguno de los enigmas sin
resolver de la materia ordinaria.
Simulación de la materia oscura extendiéndose como
jirones de niebla por el universo. Las zonas más luminosas corresponden a las
de mayor densidad, donde estarían situadas las galaxias y cúmulos de galaxias.
La anchura de este encuadre representa una longitud de unos 1800 millones de
años luz.
Hablemos un poco de las características de la
materia ordinaria y la teoría que las describe (el mencionado modelo estándar).
Para empezar, hay que decir que la materia ordinaria es algo más que protones,
neutrones y electrones, es decir, los constituyentes de los átomos. De hecho,
los protones y neutrones ni siquiera son partículas elementales, sino
compuestas de otras llamadas quarks. Un protón (p) está hecho de tres
quarks, dos del tipo llamado u y uno del tipo llamado d; simbólicamente, p = uud. Del
mismo modo, un neutrón (n) está compuesto por tres quarks en la combinación
opuesta: n = udd. Por lo que sabemos, los quarks son
perfectamente elementales, y lo mismo puede decirse del electrón. Así que, al
final, resulta que los átomos siguen estando formados por tres partículas
elementales: los quarks u y d (que constituyen los protones y
neutrones) y los electrones. Es importante señalar que el protón y el neutrón
no son las únicas partículas compuestas. De hecho, la mayoría de las partículas
conocidas no son realmente elementales sino que están hechas de quarks. Entre
ellas podemos mencionar el pión (o partícula ), el kaón (o partícula K), las
partículas Λ, Δ, Σ, etc. Sin embargo, hay otras partículas que sí tienen el
rango de partículas elementales, en pie de igualdad con el electrón y los
quarks.
En capítulos anteriores hemos mencionado
los neutrinos, representados por la letra griega v. La existencia de
estas partículas fue predicha en 1930 por el gran físico Wolfgang Pauli a
partir del estudio de las desintegraciones de ciertos núcleos, si bien para su
descubrimiento hubo que esperar hasta 1956. Por lo que sabemos, los neutrinos
son partículas tan elementales como los quarks y los electrones. Así que el
electrón €, junto con los quarks (u y d) y el neutrino (v)
forman un selecto grupo, llamado primera familia de partículas
elementales, o familia del electrón:
El subíndice «e» en el neutrino indica
que en sus interacciones aparece siempre asociado al electrón. Pero aquí no
acaba la lista. Conocemos otras dos familias de partículas elementales, también
llamadas familia del muón (p) y del tau (t). El muón y el
tau son dos partículas prácticamente iguales en todo al electrón, excepto que
su masa es mayor. Concretamente el muón es unas 200 veces más pesado que el
electrón, y el tau, unas 3 500. Son tan parecidos que cada uno tiene su propia
familia de partículas, similar a la del electrón, con su propio neutrino (v
para el muón y vt para el tau) y sus parejas de quarks (c y s para el
muón, t y b para el tau):
Esta lista de partículas de materia es un
ingrediente básico del modelo estándar. Ciertamente, todos los objetos y
sustancias familiares están hechos de átomos, a su vez formados por partículas
de la primera familia. Las partículas de las otras dos familias son mucho menos
abundantes: solo pueden observarse en los rayos cósmicos (algunas de ellas) o
ser producidas en los colisionadores de partículas. Sin embargo, aunque
podríamos «prescindir de ellas» para nuestra existencia, conceptualmente son
tan fundamentales como las de la primera familia.
Podría pensarse que la secuencia de familias
anterior continúa indefinidamente, es decir que habrá una cuarta familia, una
quinta, etc., solo que aún no se han descubierto. Pero no es así. Existen
pruebas convincentes de que solo hay tres familias. Si hubiera una cuarta, se
tendría que haber descubierto ya, o bien tendría que ser tan diferente a las
otras tres que realmente no se podría llamar cuarta familia. Desde luego, aquí
surgen muchas preguntas fascinantes: ¿Por qué las partículas elementales se presentan
en tres familias? ¿Por qué hay una jerarquía de masas entre ellas: las
partículas de la tercera familia son más pesadas que las de la segunda, y estas
más que las de la primera? A día de hoy estos misterios no han sido resueltos,
y suponen uno de los grandes temas de investigación en física teórica De lo que
no cabe duda es de que este misterio (y otros) indican claramente que nuestra
comprensión de la física de partículas es aún incompleta.
Hablemos ahora de otro ingrediente básico del
modelo estándar: las interacciones entre las partículas elementales.
Uno de los éxitos de la ciencia moderna ha sido comprender que todas las
interacciones que vemos entre objetos y sustancias (atracción gravitatoria,
fuerzas eléctricas y magnéticas, fuerzas de rozamiento y adherencia, reacciones
químicas, procesos nucleares en el interior de las estrellas, etc.) son
manifestaciones de solo cuatro interacciones fundamentales: la gravitatoria, la
electromagnética, la fuerte y la débil. Por ejemplo, todas las reacciones
químicas son manifestaciones de la interacción electromagnética. Es interesante
mencionar que las cuatro interacciones son esenciales para la vida. Sin
atracción gravitatoria no se formarían estrellas ni planetas, ni los segundos
orbitarían alrededor de las primeras. Sin fuerzas electromagnéticas los
electrones no estarían ligados a los núcleos atómicos, así que no habría átomos
ni, por tanto, sustancias diversas. Las fuerzas fuertes y débiles son mucho
menos familiares, pero igualmente esenciales. La fuerzas fuertes son las
responsables de que los quarks se mantengan unidos en un protón o un neutrón, y
también de que los protones y neutrones formen núcleos estables. Sin ellas no
existirían los núcleos atómicos y, por tanto, tampoco los átomos. Finalmente,
las fuerzas débiles son las responsables de los procesos que en el interior del
Sol producen luz y calor, los cuales hacen posible la existencia de vida en la
Tierra.
|
Las semillas de las galaxias Si el universo primitivo hubiese
sido perfectamente homogéneo, su evolución posterior no habría
producido la agrupación de la materia en galaxias y cúmulos de galaxias que
observamos hoy en día. Para que esta agrupación tenga lugar hace falta empezar
con algunas inhomogeneidades, que actúan como «semillas», en torno a las
cuales se va acumulando la materia. Los códigos de ordenador que simulan este
proceso parten normalmente de la hipótesis de que las semillas iniciales
fueron aquellas tenues inhomogeneidades del plasma primitivo en la época de
la recombinación, cuando el universo tenía 380000 años, y que fueron
registradas en el mapa de la radiación de fondo (véase la imagen). Y,
efectivamente, cuando se parte de esta suposición, los códigos reproducen muy
bien la «textura» del universo actual. Más evidencias Existe además una observación reciente que
confirma la hipótesis de manera espectacular. Recordemos que el mapa de la
radiación de fondo presenta un granulado característico, correspondiente a la
longitud de onda del tono sonoro fundamental. Si la hipótesis es correcta,
ese granulado tuvo que dejar su marca en la distribución de materia en el
universo. Y se ha observado que las galaxias actuales tienden a acumularse en
circunferencias con un radio de 480 millones de años-luz, que es precisamente
aquella longitud característica inicial multiplicada por mil, debido a la
expansión del universo desde la época de la recombinación hasta hoy. Esta es
una prueba sensacional de que, en efecto, las fluctuaciones sonoras del
plasma primitivo fueron las semillas que posteriormente dieron lugar a las
galaxias y cúmulos de galaxias. ¡Somos los descendientes de aquellos ligeros
temblores de la materia, registrados en el mapa de la radiación de fondo!
La imagen muestra el mapa de la radiación de
fondo de microondas dividido en hemisferios. |
Las doce partículas elementales de las tres
familias sienten estas interacciones de forma diferente. La interacción
gravitatoria es sentida por todas ellas, así como la interacción débil. La
electromagnética es sentida solo por las partículas con carga eléctrica, que
son todas excepto los neutrinos. Por último, la interacción fuerte es sentida
solo por los quarks.
En algunos aspectos, las cuatro interacciones son
muy distintas entre sí. Por ejemplo, la intensidad de la fuerza gravitatoria es
mucho menor que la de las otras tres. Pensemos que cuando un pequeño imán
levanta un tomillo, está generando una fuerza magnética capaz de superar la
fuerza gravitatoria ejercida sobre ese mismo tomillo por toda la Tierra. Sin
embargo, las cuatro interacciones básicas presentan aspectos comunes
importantes; concretamente, todas ellas están mediadas por ciertas partículas,
que hacen el papel de mensajeras de la interacción. Por ejemplo, los fotones
son las partículas mensajeras de la interacción electromagnética. Cuando dos
electrones (de carga negativa) se repelen, esa repulsión surge del intercambio
de fotones entre ellos, tal como ilustra la figura 1. La letra griega y (gamma)
simboliza el fotón intercambiado. Análogamente, la interacción fuerte surge del
intercambio de los llamados gluones (g), y la interacción débil, de
los llamados bosones W y Z. Finalmente, la interacción gravitatoria
tiene también su partícula mensajera, el gravitón (G). Todas estas
partículas mensajeras han de ser consideradas también partículas perfectamente
elementales (hasta donde sabemos).
En resumen, tenemos doce partículas de materia
elementales y cuatro tipos de interacciones, cada una de ellas mediada por su
correspondiente partícula mensajera, tal como está recogido en la figura 2.
Figuras 1 y 2.
Un aspecto interesante de las partículas mensajeras
de las interacciones es que, con la excepción de los
bosones W y Z, todas ellas tienen masa cero. Este hecho
puede explicarse a partir de la propia estructura matemática de las interacciones.
La peculiaridad de que los bosones W y Z tengan masa se
debe al llamado «mecanismo de Higgs», en el que no podemos extendemos;
mencionemos solamente que una consecuencia de este mecanismo teórico es que
debe existir una partícula adicional a las recogidas en la figura 2: el
famoso bosón de Higgs, el cual fue descubierto en el CERN
(Laboratorio Europeo de Partículas, cerca de la ciudad suiza de Ginebra) en
2012. Esto supuso un gran espaldarazo para la teoría, es decir para el modelo
estándar de la física de partículas.
Sin embargo, el mecanismo de Higgs tiene aspectos
insatisfactorios. Concretamente, no explica por sí mismo por qué las masas de
los bosones W y Z son las que son (unas 90 y 100 veces más
pesadas que un protón, respectivamente); de hecho, las ecuaciones teóricas
sugieren que de forma natural esas masas deberían ser mucho mayores. Este
problema se llama a veces en la jerga científica el problema de la
naturalidad o el problema de la jerarquía, pero no hay que
confundirlo con la jerarquía de masas entre familias de partículas. Hay un
consenso científico generalizado, pero no completo, en el sentido de que la
resolución de este problema requiere la existencia de nueva física, con nuevas
partículas que tengan masas no mucho mayores que las de los bosones W y Z. Hay
muchos modelos teóricos de cuál podría ser esa nueva física (más adelante
mencionaremos algunos), pero a día de hoy, a pesar de los esfuerzos realizados,
ninguno de ellos ha sido comprobado experimentalmente. Se trata de un tema de
enorme actualidad, desde el punto de vista tanto teórico como desde el
experimental.
Consideremos ahora lo siguiente: sabemos que los
quarks u y d forman los protones y neutrones, los cuales,
junto con el electrón, constituyen los átomos de la materia ordinaria. Pero
¿qué pasa con las otras partículas de la tabla? ¿Podría ser alguna de ellas la
responsable de la materia oscura? De entrada hay que decir que casi todas esas
partículas son muy inestables. Por ejemplo, el muón se desintegra en dos
millonésimas de segundo, y la vida del tau es aún más corta. Las partículas
compuestas a partir de quarks de la segunda y tercera familias son asimismo
tremendamente efímeras. Por tanto, estas partículas no sirven como materia
oscura: no satisfacen nuestro retrato robot, que exige que la materia oscura
sea muy estable. La excepción son los neutrinos, con los que merece la pena
entretenerse un poco.
Los neutrinos son partículas fascinantes que
ostentan varios «récords». Por ejemplo, son las partículas de materia más
ligeras que se conocen; de hecho, no se sabe su masa, solo ciertos límites
entre los que esta tiene que encontrarse. Concretamente, el neutrino más pesado
ha de ser entre un millón y cien millones de veces más ligero que el electrón
(la siguiente partícula más ligera). Son también las partículas conocidas más
difíciles de detectar, ya que interaccionan muy poco con la materia, razón por
la cual se tardó tanto en descubrirlas. Por cierto que ahora mismo usted está
siendo atravesado, sin notarlo, por cientos de billones de neutrinos por
segundo, la mayor parte provenientes del Sol.
La ausencia de pruebas no es prueba de ausencia.
Carl Sagan
Los neutrinos son también las partículas de materia
más abundantes del universo, solo superadas en número por las partículas de
luz, los fotones.
La mayor parte de los neutrinos del universo
provienen de los primeros instantes del Big Bang, y constituyen un «fondo de
neutrinos» que llena el cosmos, semejante a la radiación de fondo (hecha de
fotones) que discutimos en páginas precedentes. Debido a su baja energía, estos
neutrinos cósmicos son tremendamente difíciles de detectar; de hecho, aún no se
ha detectado ninguno, pero estamos muy seguros de que están ahí.
Todas estas características de los neutrinos
parecen encajar «como anillo al dedo» en nuestro retrato robot de la materia
oscura, y, de hecho, durante mucho tiempo los neutrinos fueron considerados un
firme candidato para la misma. Sin embargo, los neutrinos no pueden ser la
materia oscura, por dos razones. La primera es que, cuando se calcula el
remanente de neutrinos cósmicos procedente del Big Bang, resulta que no es
suficiente para constituir un 27% de la densidad crítica (que es la densidad de
la materia oscura); para conseguirlo, deberían ser bastante más pesados de lo
que son. La segunda razón es que los neutrinos supondrían un tipo de materia
oscura «caliente», y, como sabemos, la materia oscura ha de ser fría. Así que,
desgraciadamente, los neutrinos han quedado descartados para ejercer el papel
de materia oscura. Mencionemos de paso que las peculiares propiedades de los
neutrinos están perfectamente entendidas desde el punto de vista teórico,
excepto la extrema pequeñez de sus masas. De hecho, existen modelos teóricos
muy interesantes para entender esa pequeñez, y todos ellos requieren, una vez
más, la existencia de nueva física y, en general, de nuevas partículas.
En los párrafos anteriores hemos resumido los
ingredientes más importantes del modelo estándar de la física de partículas, la
teoría que describe exitosamente toda la materia conocida Aunque el modelo
estándar funciona muy bien en la práctica, hemos visto que no es totalmente
satisfactorio, ya que hay aspectos intrigantes de las partículas elementales
que no es capaz de explicar. Esto sugiere fuertemente que ha de haber física
más allá del modelo estándar. Por otro lado, ninguna de las partículas descritas
por esta teoría (las únicas conocidas) puede ejercer el papel de materia
oscura. Así que la materia oscura también requiere la existencia de física más
allá del modelo estándar.
Algunos candidatos a materia oscura
Cuando los físicos teóricos trabajan sobre posibles
candidatos a materia oscura existen dos estrategias posibles. La primera es
considerar una partícula hipotética, llamémosla X, que satisfaga todos los
requisitos de nuestro retrato robot. Como hemos dicho antes, el retrato robot
no es demasiado preciso, por lo que las características de la partícula X
pueden variar dentro de grandes rangos. Por ejemplo, la masa de X podría ser
extremadamente pequeña, mucho más aún que la masa de los neutrinos, pero también
podría ser mucho más grande que la de todas las partículas elementales
conocidas. Sin embargo, la libertad no es total. La razón es que necesitamos
que la materia oscura se produzca en el universo primitivo con la abundancia
observada (27% de la densidad crítica), y ese hecho depende crucialmente de las
interacciones de la partícula de materia oscura con la materia ordinaria. En
concreto, en el universo primitivo las partículas X debieron de aniquilarse con
sus antipartículas en una proporción adecuada, de forma que las que quedaron
sin aniquilar serían ahora las responsables de la abundancia de materia oscura
observada. Si las interacciones de X fueran demasiado grandes, la aniquilación
inicial habría sido demasiado eficiente, por lo que habría quedado un remanente
de materia oscura inferior al que se observa. Y viceversa: si las interacciones
fueran demasiado débiles, la materia oscura apenas se habría aniquilado al
comienzo del universo y actualmente sería demasiado abundante. Por otro lado,
la cantidad exacta de interacción que se precisa para reproducir la abundancia
de materia oscura observada depende del valor de la masa de X. Por tanto,
aunque no sabemos la masa de X ni la intensidad ni el tipo de sus interacciones
con la materia ordinaria, estas no pueden ser cualesquiera, sino que han de
estar en un delicado equilibrio. Este conocimiento permite realizar
predicciones acerca de las posibilidades de detectar las partículas de materia
oscura en un experimento adecuado, o incluso de producirlas en los colisionadores
de partículas, asuntos sobre los que enseguida volveremos.
La estrategia anterior podría ser calificada de
«sin prejuicios», ya que en ella no se prejuzga cuál es la partícula X, solo se
pretende determinar el rango posible de sus propiedades para intentar
«acorralarla» experimentalmente y, si somos afortunados, poder detectarla. Es
una estrategia inteligente, si bien tiene el problema de que nos da muy pocas
pistas de qué tipo de partícula es más probable que sea X. Pensemos que, a
pesar de los delicados equilibrios que se necesitan entre la masa de X y sus interacciones,
los rangos para estas son inmensos. Sin tener una idea más concreta sobre las
propiedades de las partículas X, es difícil diseñar experimentos eficaces para
detectarlas. Es como buscar una aguja en mi pajar, sin saber el tamaño ni el
color de la aguja. Por eso, una estrategia complementaria es considerar
candidatos a materia oscura especialmente motivados por consideraciones
teóricas.
Como vimos en el apartado anterior, hay razones
para pensar que el modelo estándar de la física de partículas no es la teoría
última, sino que debe de haber nueva física aún por descubrir que resuelva
algunos de sus enigmas, por ejemplo, la jerarquía de masas entre las familias
de partículas o el problema de la naturalidad asociado al mecanismo de Higgs.
Los modelos teóricos desarrollados para intentar explicar estos enigmas suelen
implicar la existencia de nuevas partículas. Si sucede que, sin habérselo propuesto,
alguna de esas partículas tiene las propiedades adecuadas para ejercer de
materia oscura, entonces será mi candidato excelente para la misma. Esto será
especialmente cierto si el modelo teórico del que surge está bien fundamentado.
De esta manera, los modelos teóricos de nueva física pueden sugerimos
características concretas de la partícula X, sirviéndonos de guía sobre lo que
debemos buscar. Esto hace la búsqueda potencialmente más eficiente, pero no hay
que olvidar que esos modelos de nueva física contienen prejuicios teóricos y de
hecho podrían ser erróneos, por muy brillantes que sean. Por ello, lo más
sensato es seguir las dos estrategias a la vez: la estrategia «sin prejuicios»
y la estrategia «con prejuicios teóricos», ya que son complementarias entre sí.
A continuación comentaremos brevemente algunos de
los candidatos teóricos a materia oscura que están siendo considerados más
seriamente por la comunidad científica.
Los WIMPs
Los cálculos teóricos indican que si una partícula
tiene una masa entre 10 veces y 1000 veces la masa de un protón,
aproximadamente, y presenta solo interacciones débiles (una de las cuatro
interacciones fundamentales anteriormente comentadas), entonces la abundancia
con la que se habría producido en el universo primitivo estaría de acuerdo con
la abundancia de materia oscura que observamos. En otras palabras, una
partícula así es una candidata perfecta para ser la partícula X que constituye
la materia oscura. A las partículas con estas características se les denomina
WIMPs, acrónimo inglés de Weakly Interacting Massive Particle, o sea
«partícula masiva con interacción débil». Los WIMPs son los candidatos más
estudiados hasta la fecha para la materia oscura, tanto desde el punto de vista
teórico como desde el experimental. La razón es que el problema de la
naturalidad del modelo estándar, comentado en el apartado anterior, sugiere
precisamente la existencia de este tipo de partículas.
En este último sentido, una de las teorías más
estudiadas para resolver el problema de la naturalidad es la
llamada supersimetría. Esta consiste en la hipótesis de que las
ecuaciones de la física han de modificarse de forma que sean invariantes bajo
ciertas transformaciones matemáticas. Esto parece algo muy abstracto, pero, de
hecho, el modelo estándar presenta un gran número de simetrías, o sea, de
invariancias matemáticas. Esas simetrías permiten entender de forma elegante
muchas propiedades de la materia ordinaria, por ejemplo, el hecho notable de
que las cuatro interacciones básicas surjan del intercambio de partículas
mensajeras. Sin embargo, entre las simetrías del modelo
estándar no está la supersimetría. Para que el modelo estándar sea super-
simétrico hace falta modificarlo, incluyendo nuevas partículas. Concretamente,
cada partícula de las ya conocidas debe tener asociada otra, su «compañera
supersimétrica». Técnicamente, cada compañera supersimétrica tiene las mismas
propiedades que la partícula ordinaria a la que está asociada, excepto que
su espín (su giro intrínseco) es diferente. Por ejemplo, al electrón
(partícula de espín 1/2 en ciertas unidades) le corresponde el llamado
s-electrón (partícula con la misma carga eléctrica que el electrón pero de
espín cero).
La supersimetría, además de tener ciertas
propiedades teóricas muy atractivas, permite resolver de forma elegante el
problema de la naturalidad. Para ello, es necesario que las partículas
supersimétricas tengan una masa del orden de cientos (como mucho miles) de
veces la masa de un protón. Este hecho ha provocado un gran interés teórico y
experimental por la supersimetría desde la década de 1980. Pero, además,
resulta que en la mayoría de los modelos la partícula supersimétrica más ligera
es el denominado neutralino (no confundir con «neutrino»), el cual, sin haberlo
buscado así, posee las características perfectas de un WIMP: es estable, no
tiene carga eléctrica, sus interacciones son solo de tipo débil, su masa está
en el rango adecuado para que se produzca con la abundancia necesaria y da
lugar a materia oscura fría Podría ser que la partícula X fuera un neutralino.
Otra propuesta de física más allá del modelo
estándar son los modelos con dimensiones espaciales extras. En este caso la
hipótesis es que, además de las tres dimensiones espaciales habituales, largo,
ancho y alto, existen una o varias dimensiones espaciales, invisibles para
nuestros ojos porque tienen un tamaño muy pequeño. Para comprenderlo, pensemos
en la superficie de una tubería Tiene dos dimensiones: una a lo largo, que se
extiende indefinidamente, y otra transversal, que no es más que una pequeña circunferencia
Si imaginamos una tubería tan delgada que la circunferencia se hace
microscópica, nos parecerá simplemente una línea, de una sola dimensión
(«largo»); la dimensión transversal se habrá vuelto invisible. Del mismo modo,
dimensiones compactas muy pequeñas podrían pasar desapercibidas en nuestro
mundo de tres dimensiones extendidas. Sin embargo, esas dimensiones extras
tendrían consecuencias: una partícula moviéndose en ellas (y no en las tres
dimensiones convencionales) nos parecería que está en reposo, pero con mucha
energía; es decir, nos parecería que tiene masa y, por tanto, una partícula
distinta. Precisamente una de esas partículas podría tener las características
de un WIMP y ser la responsable de la materia oscura
La presencia de dimensiones extras, así como de la
supersimetría, es muy habitual en modelos de física más allá del modelo
estándar, concretamente en las teorías de supercuerdas. Estas teorías fueron
propuestas para resolver un problema grave del modelo estándar: la falta de
consistencia matemática de las fuerzas gravitatorias a nivel cuántico, y
suponen el intento más serio hasta la fecha en esa dirección.
Además de la supersimetría, existen otros modelos
teóricos que podrían solucionar el problema de la naturalidad del modelo
estándar, y que también dan lugar a WIMPs. Entre ellos están los modelos de
Higgs compuestos, modelos de Higgs múltiples, etcétera.
Los axiones
Los axiones son partículas propuestas en la década
de 1980 para resolver un problema teórico del modelo estándar relacionado con
la estructura de las interacciones fuertes. No podemos entrar aquí en los
detalles técnicos de dicho problema, ni en la forma en la que los axiones lo
solucionan, pero es interesante mencionar que los axiones, sin haber sido
«diseñados» teóricamente para ello, son partículas que se ajustan perfectamente
al retrato robot de la materia oscura.
|
Un detector de axiones Si la materia oscura está hecha de axiones, su
detección requerirá métodos experimentales peculiares. Hay que tener en
cuenta que, en caso de existir, los axiones son partículas
extraordinariamente ligeras (del orden de 10000 millones de veces más ligeras
que los electrones) y con una interacción extraordinariamente débil. Son, por
tanto, objetos enormemente escurridizos.
Una ventaja es que, si constituyen la materia
oscura, se han de encontrar a nuestro alrededor en cantidades fabulosas: unos
10000 billones de axiones por litro. Una de sus interacciones más
características es con los fotones, las partículas de luz. Un axión tiene la propiedad de que, al
interaccionar con un campo magnético intenso, puede transmutarse en un fotón. Dada la masa del axión, el fotón creado
correspondería a una radiación de microondas. semejante a la de un horno de
microondas doméstico, o a las ondas electromagnéticas que emiten y reciben
los teléfonos móviles. Siguiendo estos principios se ha construido un
detector de axiones, llamado ADMX (Axion Dark-Matter
Experiment), instalado en la universidad de Washington. Consta de una
cavidad cilíndrica, sometida a un campo magnético intensísimo. Si dentro de
la cavidad un axión de materia oscura se transmuta en un fotón, este último
entra en resonancia con la cavidad, de un modo semejante a una nota musical
que resuena dentro de un tubo de órgano. La señal producida es terriblemente
débil: menos de una billonésima de billonésima de vatio (compárese con la potencia
de unos 10 vatios con la que emite una bombilla ordinaria). Para que esa
señal sea detectable, es necesario que no exista ruido térmico de fondo. Por
ello, el experimento ha de encontrarse a bajísimas temperaturas, apenas dos
grados por encima del cero absoluto. Además, se necesita un detector de
microondas extremadamente sensible. De hecho, el detector instalado es el más
sensible del mundo: si lo utilizásemos para recibir comunicaciones en nuestro
móvil, ¡tendríamos buena cobertura aunque nos alejáramos hasta el planeta
Júpiter! Todo el dispositivo tiene unos cuatro metros de largo (véase la
fotografía). Si la materia oscura está hecha de axiones, existe una gran
expectativa de que este experimento pueda detectarlos en los próximos años. |
Se trata de partículas muy estables, de masa muy
pequeña (más ligeras incluso que los neutrinos) y que se produjeron
copiosamente (en caso de existir) en el universo primitivo. Sus interacciones
con la materia ordinaria son extraordinariamente débiles, por lo que los
métodos de detección directa adecuados para detectar WIMPs no sirven para
detectar axiones.
Otros candidatos
Desde que se hizo evidente que la materia oscura
debía tener una naturaleza distinta de la ordinaria, se han desarrollado muchos
escenarios teóricos de física más allá del modelo estándar con partículas
candidatas a constituir la materia oscura. Por ello existe una gran
proliferación de propuestas más o menos exóticas y nombres peculiares:
neutrinos estériles, módulos, dobletes inertes, etc. Sin embargo, en muchos
casos estas propuestas no tienen una sustentación firme adicional, sino que son
modelos ad hoc, diseñados ex profeso para acomodar la materia oscura.
La caza de la materia oscura
Existen decenas de experimentos en todo el mundo
con el objetivo de detectar señales de la materia oscura, lo que sin duda
refleja el enorme interés científico que suscita este tema. Aunque las técnicas
usadas para ello son muy diversas, fundamentalmente se siguen tres tipos de
estrategias complementarias entre sí: la detección directa, la detección
indirecta y la producción de materia oscura.
Detección directa
Actualmente se tiene una idea bastante precisa de
la densidad de materia oscura que existe en nuestra región de la Vía Láctea:
aproximadamente media milmillonésima de gramo por kilómetro cúbico, lo que
equivale a la masa de 300 protones por litro. Esto se calcula a partir del
movimiento de las estrellas alrededor del centro galáctico, como describimos en
el capítulo 1.
El éxito es la capacidad de ir de fracaso en
fracaso sin perder el entusiasmo.
WINSTON CHURCHILL
Usando ese valor de la densidad, se puede calcular
fácilmente cuántas partículas de materia oscura (a las que hemos llamado X) hay
a nuestro alrededor. Por ejemplo, si la partícula X fuera 100 veces más pesada
que un protón (que sería el caso de un WIMP típico), entonces tendríamos unas
tres partículas de materia oscura por litro, por ejemplo en cada botella de
leche de su nevera. Pero esas partículas se mueven a gran velocidad. Teniendo
en cuenta que la materia oscura de la galaxia se halla en equilibrio gravitatorio,
es posible deducir su velocidad promedio: unos 300 km/s. A partir de estos dos
datos, la densidad y la velocidad, se puede determinar el flujo de partículas
de materia oscura en el que estamos inmersos. Siguiendo con el ejemplo del WIMP
100 veces más pesado que un protón, el resultado es que un centímetro cuadrado
de cualquier superficie (incluida su piel) está siendo atravesado por cien mil
partículas de materia oscura por segundo.
Aunque sabemos que la interacción de la materia
oscura con la materia ordinaria (de la que estamos hechos nosotros y nuestros
instrumentos de observación) es muy pequeña, el flujo de partículas de materia
oscura es lo suficientemente intenso para que tenga sentido intentar
detectarlas con experimentos apropiados. Es importante tener en mente que, dado
que estas partículas X interaccionan tan poco, atraviesan la Tierra sin ningún
esfuerzo. Por ello, en cualquier lugar que instalemos el experimento de detección
tendremos «garantizado» un flujo importante de partículas de materia oscura,
que llegarán desde todas las direcciones, incluyendo «desde abajo».
¿Cómo es un experimento típico de detección directa
de materia oscura? En primer lugar se necesita una sustancia que,
potencialmente, pueda interaccionar con las partículas X de materia oscura que
pululan en nuestro entorno. Si esas partículas fueran WIMPs, serían sensibles a
la fuerza débil y, por tanto, tendrían una cierta probabilidad de interaccionar
con la materia ordinaria y, concretamente, con los núcleos atómicos. (La
interacción entre las partículas de materia oscura y los núcleos atómicos puede
estar también mediada por el intercambio de bosones de Higgs. Este es un
aspecto bastante técnico, pero importante en los cálculos teóricos.) Esto nos
da una oportunidad de detección, siempre que seamos capaces de observar de
alguna forma cómo un núcleo atómico de la muestra de sustancia «siente el
impacto» de una partícula de materia oscura. Esto está ilustrado en la figura
3, donde vemos cómo una partícula X de materia oscura impacta con uno de esos
núcleos atómicos, haciendo que este retroceda.
Figura 3. En un suceso de detección directa, una
partícula de materia oscura (X), chocaría con un núcleo atómico, produciendo un
retroceso de este último, que podría ser registrado con instrumentación
adecuada.
Un aspecto importante a tener en cuenta es que
continuamente estamos siendo bombardeados por
partículas ordinarias, provenientes de distintas fuentes; por
ejemplo, estamos recibiendo constantemente el impacto de los rayos cósmicos.
Además, las sustancias radiactivas de nuestro entorno, aunque se encuentren en
pequeñas cantidades, son también una fuente importante de partículas que nos
bombardean; de hecho, nuestros propios cuerpos emiten partículas de diversos
tipos. Por tanto, lo primero que hay que hacer es proteger el experimento del
impacto de todas esas partículas «indeseables». De otro modo sería imposible
distinguir el impacto de una partícula X (en el caso de que realmente tenga
lugar) entre los millones de impactos de partículas ordinarias. Por ello, estos
experimentos se suelen situar dentro de una mina o debajo de una montaña, con
objeto de resguardarlos de los rayos cósmicos. Para proteger la muestra de
materia utilizada de la radiación emitida por las rocas o los objetos del
laboratorio, esta se sitúa dentro de un robusto blindaje que no sea radiactivo
en absoluto, por ejemplo, hecho de «plomo arqueológico», es decir, plomo
fundido en tiempo de los romanos (y sin valor histórico alguno), ya que después
de 2000 años ha perdido toda su radiactividad. Este es, de hecho, el montaje
realizado en el experimento ANAIS, un proyecto español de detección de materia
oscura (y no es el único), situado dentro del túnel de Canfranc, en el Pirineo
aragonés. Aun así, algunas partículas ordinarias, por ejemplo, los neutrinos,
penetran hasta la muestra de sustancia blindada y pueden interaccionar con
ella, lo que exige tener un control preciso de ese «ruido de fondo» inevitable,
para poder descontarlo de los resultados que se observen.
Otro aspecto interesante de los experimentos es el
método usado para registrar el retroceso del núcleo atómico, que se produce
como consecuencia del impacto que sufre (véase la figura 3). Hay dos técnicas
básicas. La primera (habitual cuando la muestra de sustancia es algún tipo de
cristal, como germanio) es medir el pequeñísimo incremento de la temperatura
del material, el cual ha de mantenerse a muy baja temperatura La segunda
(utilizada cuando la sustancia es un gas noble, como xenón) consiste en detectar
el ligerísimo centelleo que se produce. En cualquier caso, son técnicas que
requieren una tecnología punta y un control extraordinario de todas las
variables físicas.
En los experimentos típicos, las muestras de
sustancia utilizadas pueden contener desde unos pocos kilos hasta cientos de
ellos. Está ya programado un experimento, llamado XENON1T, que funcionará
debajo del macizo rocoso de Gran Sasso, en los Apeninos, y que empleará una
tonelada de gas xenón. Naturalmente, cuanta más sustancia se utilice, más
probabilidades hay de observar el impacto de una partícula de materia oscura,
pero la complejidad y el precio del experimento también crecen.
Hay que decir que, a pesar de todos los esfuerzos
realizados, hasta el momento no se ha encontrado ninguna señal clara de materia
oscura en ningún experimento. Algunas de las colaboraciones científicas
sostienen que sí han detectado señales, pero los datos son demasiado ambiguos
todavía para ser tomados muy en serio. Aun así, los experimentos de detección
directa han proporcionado información valiosísima acerca de la materia oscura.
Ciertamente no han revelado lo que son las partículas X, pero han descartado
grandes rangos de valores para su masa y sus interacciones, haciendo más
definido su «retrato robot». De este modo, muchos candidatos teóricos han
podido ser descartados, puesto que, si fueran los constituyentes de la materia
oscura, habrían sido ya detectados. En este sentido hay que decir que la
mayoría de los experimentos de detección directa, en proyecto o en
funcionamiento, son especialmente adecuados para detectar (y, por tanto,
también para descartar) partículas de tipo WIMP. De hecho, una parte importante
del rango de parámetros de los WIMPs ha sido ya explorada y se espera que en
los próximos años se explore casi la totalidad. Por tanto, si la materia oscura
está hecha de WIMPs (por ejemplo, de tipo supersimétrico), existe una
probabilidad importante de que sea detectada en un futuro cercano, lo que
supondría un descubrimiento histórico.
Por supuesto, los detectores no tienen prejuicios
acerca de la naturaleza de las partículas de materia oscura: las partículas X
podrían no ser WIMPs, y aun así ser detectadas en alguno de los experimentos.
Pero lo cierto es que otros candidatos a materia oscura, por ejemplo los
axiones, son más difíciles de detectar con ellos.
Detección indirecta
Dependiendo de las características de la materia
oscura, existe una cierta probabilidad de que algunas de sus partículas, X, que
viajan por el espacio, choquen con sus antipartículas, X (que también forman
parte de la materia oscura), aniquilándose. En ese proceso pueden producirse
partículas ordinarias, como fotones, neutrinos, etc. Y esas partículas
ordinarias pueden alcanzar la Tierra, tal como ilustra la figura 4.
Figura 4. En el método de detección indirecta, lo
que se registra son las partículas ordinarias que se producirían por la
aniquilación de partículas de materia oscura (X) con sus antipartículas en
alguna zona de la galaxia. Si la densidad de materia oscura es grande, como
sucede en el centro de la Vía Láctea, pueden producirse grandes cantidades de
partículas ordinarias, algunas de las cuales viajan hasta la Tierra, donde
podrían ser detectadas.
El reto es deducir, a partir de la detección de
esas partículas ordinarias, la existencia y propiedades de las partículas X de
materia oscura que las originaron. Naturalmente, este proceso de aniquilación
de la materia oscura es más fácil que se produzca en zonas donde la densidad de
partículas X es mayor. En ese sentido, la región más propicia es el centro de
la Vía Láctea, pero también son interesantes el resto del halo galáctico, las
galaxias-satélite enanas que hay alrededor de la Vía Láctea y las galaxias
vecinas, como Andrómeda. Otro lugar a considerar es el centro del Sol, donde se
ha podido acumular con el tiempo una cierta cantidad de partículas de materia
oscura que han caído en su campo gravitatorio. En la aniquilación de la materia
oscura es probable que se produzcan partículas ordinarias de muy diversos
tipos, aunque las que no son estables (por ejemplo los muones) se desintegran
rápidamente. Al final lo que se genera es un flujo de partículas ordinarias
estables: fotones,
neutrinos, protones y electrones, además de sus
antipartículas, antiprotones y positrones. Sin embargo, las partículas
ordinarias con carga eléctrica (protones, electrones etc.) tienen un problema.
La Vía Láctea posee intensos campos magnéticos que tuercen las trayectorias de
estas partículas mientras viajan en su seno. El efecto es que, cuando algunas
de ellas impactan en la Tierra es imposible saber de qué lugar proceden. Aun
así, el flujo global de electrones, protones, positrones y antiprotones es objeto
de investigación, ya que puede dar pistas importantes sobre la actividad de la
materia oscura. Estos estudios se llevan a cabo con detectores instalados en
satélites, como los llamados FERMI o AMS.
Por otro lado, los fotones y los neutrinos, al no
tener carga eléctrica, viajan en línea recta desde el lugar de su producción
hasta la Tierra, por lo que son de gran interés. Los fotones son detectados por
telescopios de rayos gamma instalados en satélites o en tierra. La detección de
neutrinos es difícil, dada su escasísima interacción. Los «telescopios de
neutrinos» tienen normalmente un gran tamaño y, al igual que los experimentos
de detección directa de materia oscura, se emplazan en lugares subterráneos,
protegidos de los rayos cósmicos. Algunos de los más gigantescos utilizan como
material de detección grandes cantidades de agua del mar o de hielo del polo
Sur (sin producir ninguna alteración en ellos).
Los experimentos de detección indirecta están dando
resultados muy interesantes, y periódicamente se encuentran y anuncian señales
que potencialmente podrían provenir de la aniquilación de materia oscura. Sin
embargo, la interpretación de estas «señales» es delicada, ya que hay fuentes
importantes de incertidumbre. Por ejemplo, el centro de la galaxia (el lugar
más favorable para la producción de estas señales) es una región con enorme
actividad de tipo astrofísico, aún no bien entendida, y que podría producir
señales parecidas a las de la aniquilación de la materia oscura. Este «ruido
astrofísico» afecta también a la interpretación de las señales provenientes de
otras zonas de la galaxia. Se trata de un área de investigación de gran
actividad, tanto teórica como observacional.
La producción de materia oscura
La tercera gran estrategia para detectar materia
oscura es producirla artificialmente, utilizando para ello colisiones muy
energéticas de partículas ordinarias. Aunque la interacción de la materia
oscura con la ordinaria es muy pequeña, existe una probabilidad, quizá no
despreciable, de que al chocar dos partículas ordinarias se generen partículas
X de materia oscura. Si esas colisiones se producen de forma copiosa, como
sucede en un acelerador/colisionador de partículas, podemos aspirar a observar
la producción de materia oscura en alguna de ellas. Esto está ilustrado en la
figura 5, en la que la colisión de dos protones da lugar a una partícula y una
antipartícula de materia oscura.
Este tipo de colisiones son precisamente las que
tienen lugar en el LHC, el gran colisionador de protones (el más glande y
potente del mundo) instalado en el CERN. Una parte importantísima del programa
científico del LHC es la búsqueda de partículas no ordinarias.
Figura 5. Una alternativa para descubrir la materia
oscura es producirla artificialmente. Si las interacciones de la materia oscura
con la ordinaria no son demasiado débiles, la colisión muy energética de dos
partículas ordinarias, por ejemplo dos protones (p), podría producir pares
partícula- antipartícula de materia oscura (X).
Como vimos en apartados anteriores, existen razones
poderosas para pensar que el modelo estándar, a pesar de ser tan exitoso, no es
completo; de forma que podemos esperar encontrar nueva física y nuevas
partículas en las colisiones producidas en el LHC. De momento no se ha
encontrado ninguna señal de este tipo, pero el LHC es un experimento en marcha,
así que en los próximos años podemos esperar noticias en este sentido, que
naturalmente tendrían una relevancia histórica, como la tuvo en 2012 el descubrimiento
del bosón de Higgs. Por supuesto, la sola producción de nuevas partículas (por
ejemplo neutralinos) no probaría que son los constituyentes de la materia
oscura, pero si su masa e interacción con la materia ordinaria están en el
rango adecuado para jugar ese papel, esto sería una indicación muy fuerte a su
favor. Los experimentos en el LHC han sido ya muy eficaces para restringir el
rango posible para la masa y las interacciones de la partícula X de materia
oscura. En este sentido desempeñan una labor complementaria a los experimentos
de detección directa.
La energía oscura y el destino del universo
La energía oscura es sin duda uno de los
descubrimientos más extraordinarios e inesperados de los últimos años. Apenas
sabemos aún nada de ella, pero es el factor que decidirá el destino del
universo.
La energía oscura es una extraña forma de energía
que llena de manera uniforme todo el universo. No conocemos su origen ni el
porqué de su magnitud. Pero la energía oscura no es solo misteriosa, también es
problemática, en el sentido de que es muy difícil acomodarla de forma natural
dentro de los esquemas actuales de la física moderna. Esto significa que cuando
comprendamos su misterio, seguramente aprenderemos algo nuevo y profundo sobre
la naturaleza. En cualquier caso, la energía oscura no es solo una curiosidad
enigmática; es el ingrediente que marcará el destino del universo.
Recordemos que la teoría de la relatividad general
predice que el universo ha de pasar necesariamente por una fase de expansión,
como efectivamente se observa en la realidad. Profundicemos un poco en las
características de dicha expansión. Lo que hay que imaginarse es que es el
propio espacio el que se estira, por igual en todas las direcciones, de forma
que las galaxias «insertadas» en él se separan progresivamente. Es lo que se
llama una expansión homogénea e isótropa. Su característica más importante
es que no hay ninguna galaxia «privilegiada»: desde cualquiera de ellas la
expansión se percibe de la misma forma.
Esto está ilustrado en la figura 1, en la que vemos
tres planos que representan una misma «rebanada» del universo en tres momentos
diferentes. Cada punto negro simboliza una galaxia.
El estiramiento del espacio ha hecho que las
galaxias se alejen unas de otras. Si nos situamos mentalmente
en cualquiera de los puntos, veremos que los de alrededor se alejan
de nosotros. Y también observaremos que los puntos más distantes se alejan a
más velocidad, ya que en el mismo lapso de tiempo se han alejado una distancia
mayor. Esta es la llamada ley de Hubble: la velocidad de alejamiento
de cualquier objeto cósmico lejano es proporcional a la distancia que nos
separa de él. Esta ley es el signo distintivo de una expansión homogénea e
isótropa. Y, efectivamente, las galaxias parecen alejarse de acuerdo con la ley
de Hubble. Concretamente se observa que la velocidad de alejamiento de una
galaxia aumenta en unos 20 km/s por cada millón de años-luz de distanciamiento
(por ejemplo, una galaxia situada a 2 000 millones de años-luz se aleja de
nosotros a unos 40.000 km/s). Esta constante de proporcionalidad entre
distancia y velocidad de alejamiento es la que nos indica el ritmo de expansión
del universo.
Ahora hagámonos la siguiente pregunta. El ritmo de
expansión del universo ¿cambia con el tiempo? Y más concretamente: ¿en el
futuro, el universo continuará expandiéndose al mismo ritmo?
Desde el punto de vista teórico, la pregunta puede
responderse a partir de la ecuación principal de la teoría de la relatividad
general (ecuación [2]), que es la que describe cómo evoluciona el espacio y el
tiempo en un sistema físico. Recordemos que, según esa ecuación, la geometría
del espacio-tiempo (y, por tanto, la forma espacial del universo y su evolución
temporal) está determinada por la materia y la energía que contiene.
Pues bien, la ecuación predice que para un universo lleno de radiación y materia
(da lo mismo que sea ordinaria u oscura), el ritmo de expansión
debe ralentizarse con el tiempo. (No estamos considerando todavía la
posibilidad de que el universo contenga también energía oscura).
Figura 1. La figura muestra esquemáticamente una
misma porción del universo en tres momentos sucesivos. Dado que el universo
experimenta una expansión homogénea e isótropa, no hay ningún punto
privilegiado. Desde cualquier galaxia, un observador percibiría que el resto de
las galaxias se alejan de manera semejante.
Esto es bastante intuitivo. Las galaxias se alejan
unas de otras por efecto de la explosión inicial, pero su atracción
gravitatoria hace que la expansión se frene, igual que una piedra lanzada hacia
arriba es frenada por la atracción gravitatoria. De hecho, si la cantidad de
materia fuera suficiente, la atracción gravitatoria sería tan grande que
llegaría un momento en que el proceso se invertiría, y las galaxias
retrocederían sobre sí mismas, como le sucedía a nuestra piedra anterior.
Nuevamente todo depende de si la densidad del universo, ρ, es menor o mayor que
la densidad crítica, ρc (recordemos que ρc es aproximadamente un
miligramo por cada billón de kilómetros cúbicos). Si fuera menor o igual, ρ
< ρc, entonces el universo continuaría eternamente su expansión, si bien
cada vez más ralentizada Si fuera mayor, ρ > ρr, llegaría un momento en que
el espacio dejaría de estirarse y empezaría a contraerse: las galaxias se
acercarían unas a otras y todo acabaría en una gran implosión o «Big Crunch»,
que marcaría el instante final del universo. Estas dos posibilidades están
ilustradas por las dos líneas de puntos de la figura 2.
Para comprender bien la figura notemos que hoy en
día conocemos la distancia entre las galaxias y el ritmo de expansión. Por
tanto, las dos curvas, que representan las dos posibilidades, deben coincidir
en el momento actual (marcado como «Hoy» en la figura); y también debe
coincidir su pendiente, que refleja el ritmo de expansión que observamos hoy en
día. Sin embargo, si ρ > ρc, el ritmo de expansión en el pasado tuvo que ser
mayor que si ρ < ρc, como se aprecia en la figura. Esto hace que cuando
vamos mentalmente hacia atrás en el tiempo (nos movemos hacia la izquierda en
el gráfico), llegamos más rápido al Big Bang (punto en el que la curva corta el
eje horizontal) para el caso ρ > ρr que para el caso ρ > ρc.
Figura 2. La gráfica ilustra el ritmo de expansión
del universo a lo largo del tiempo, dependiendo de la cantidad de materia que
contenga, y suponiendo que no hay energía oscura. Si la densidad de materia es
menor o igual que la densidad crítica (ρ ≤ ρc), continuará su expansión de
manera perpetua, aunque cada vez más ralentizada. En el caso contrario (ρ <
ρc), llegará un momento en que la expansión se detendrá y el universo comenzará
a contraerse, terminando su existencia en una gran implosión o Big Crunch.
En otras palabras, si ρ ≤ ρc, el Big Bang tuvo que
ocurrir hace menos tiempo que si ρ ≤ ρc. Esta discusión nos será útil más
adelante.
¿Y cuál de las dos posibilidades es la que tiene
lugar en nuestro universo real? Lo curioso es que, tal como discutimos en el
capítulo 3, la densidad promedio del universo resulta ser aproximadamente igual
a la crítica. Dadas las imprecisiones observacionales, no es posible decidir si
es un poquito más grande, un poquito más pequeña o exactamente igual.
Entonces... ¿seguimos sin saber el destino del universo? Recordemos que en este
análisis teórico hemos supuesto que el universo contiene solo materia y radiación,
tal como se creyó hasta 1998. Pero, como veremos enseguida, la presencia de la
energía oscura lo cambia todo.
Consideremos ahora el punto de vista observacional.
Naturalmente no podemos observar el futuro para comprobar si la expansión
continuará eternamente o se producirá un Big Crunch. Pero sí es posible
estudiar cómo ha evolucionado el ritmo de expansión desde la primera época del
universo hasta ahora mismo. Para ello hay que recordar que cuando miramos un
objeto lejano, no lo vemos como es ahora mismo, sino como era cuando emitió la
luz que ahora nos llega. Por consiguiente, midiendo las velocidades de alejamiento
de objetos situados a diferentes distancias, es posible deducir cómo era el
ritmo de expansión del universo en distintas épocas. Pero para esta tarea es
necesario determinar la distancia a la que está el objeto y su velocidad de
alejamiento por métodos independientes. La velocidad de alejamiento de un
objeto por sí sola no nos dice nada sobre el ritmo de expansión del universo,
ya que siempre habrá objetos suficientemente distantes para alejarse a
cualquier velocidad que imaginemos. Para determinar realmente el ritmo de
expansión cósmica hemos de calcular la proporcionalidad entre la velocidad de
alejamiento del objeto y la distancia a la que se encuentra, para lo cual
necesitamos algún método para medir esa distancia. Una forma de conseguirlo es
comparar la luminosidad aparente del objeto con la real. Imaginemos unos
pescadores que, en una noche oscura, no saben a qué distancia se encuentran de
la costa (¡suponemos que su sistema GPS se ha estropeado!). Sin embargo,
divisan la luz familiar de un faro. Comparando el brillo aparente del faro con
el brillo real del mismo, podrían deducir con precisión a qué distancia se
encuentran de él (cuanto menos brillo aparente, mayor será la distancia). Pero
para ello necesitan conocer bien el faro, saber cuál es su luminosidad real.
Análogamente, para nuestra tarea de determinar la distancia de objetos lejanos,
necesitamos «faros» en el universo, cuyo brillo real conozcamos. Comparando el
brillo aparente con el real podremos determinar la distancia a la que se encuentran,
como hacían nuestros pescadores.
En este sentido unos faros excelentes son las
llamadas supernovas del tipo la. Las supernovas son estrellas en
explosión, y las de este tipo son especialmente útiles porque producen siempre,
con gran regularidad, el mismo brillo real. Así que, cuando vemos una supernova
del tipo la, midiendo su brillo aparente podremos deducir la distancia a la que
se encuentra. Otra ventaja de estas supernovas es que son muy brillantes
(¡tanto como la galaxia entera que las acoge, o incluso bastante más!), por lo
que pueden ser observadas a distancias cósmicas. Por otro lado, su velocidad de
alejamiento puede ser calculada de la forma usual, gracias al desplazamiento al
rojo de la luz que emiten. Una vez determinadas las lejanías y velocidades de
distintas supernovas, se puede evaluar el ritmo de expansión del universo en
épocas diferentes. La desventaja es que las supernovas la no son frecuentes. En
una galaxia típica, como la Vía Láctea, puede aparecer una supernova cada cien
años. Una vez producida la explosión, el intensísimo brillo dura unas pocas
semanas antes de extinguirse. Naturalmente, en la práctica no se puede centrar
la observación en una galaxia lejana y esperar cien años a que se produzca la
deseada supernova. Lo que hay que hacer es mirar muchas galaxias (miles de
ellas) a la vez.
Ese fue el objetivo de dos proyectos científicos de
los años noventa: el High-z Supernova Search Team y el Supernova Cosmology
Project. Observando del orden de un millón de galaxias por noche, estos equipos
de investigadores descubrieron muchas supernovas del tipo la a diferentes
distancias. Comparando esas distancias con las correspondientes velocidades de
alejamiento, los dos proyectos fueron capaces de calcular cómo había variado el
ritmo de expansión del universo desde épocas remotas hasta ahora. Es interesante
destacar que ambos grupos de investigadores se habían propuesto medir
la ralentización de la expansión, ya que se daba por hecho que el
universo estaba frenando su ritmo de expansión. Pero lo que encontraron no fue
eso... ¡sino que la expansión estaba acelerándose! Como pequeña digresión,
mencionemos que desde círculos intelectuales críticos con la objetividad de la
ciencia se hacen a veces afirmaciones del tipo «los científicos encuentran solo
aquello que buscan» o «los científicos interpretan los resultados
experimentales de forma que confirmen sus prejuicios teóricos». Por supuesto,
los científicos no son perfectos y están sujetos a prejuicios, como todos los
humanos. Pero es indudable que el método científico es un gran antídoto contra
los prejuicios. Hay muchos ejemplos en los que los científicos encontraron
justo lo contrario de lo que buscaban, y, aunque en algunos casos se
resistieron a aceptar sus propios resultados, al final los hechos objetivos
terminaron por imponerse. Un factor que contribuye decisivamente a este proceso
es que los experimentos u observaciones han de poder ser reproducidos por otros
grupos científicos, proporcionando así una verificación cruzada de los
resultados. Volviendo a nuestro caso, los dos grupos competidores observaron de
manera independiente el mismo hecho sorprendente: la expansión del universo
está acelerándose, un proceso que comenzó hace unos 4000 millones de años. Los
dos grupos presentaron sus resultados en 1998, y desde entonces han sido
repetidamente confirmados por otros equipos. En 2011 los físicos
estadounidenses Saúl Perlmutter, Brian Schmidt y Adam Riess, líderes
científicos de los dos proyectos pioneros, recibieron el premio Nobel de física
por esta contribución sobresaliente.
Naturalmente, si el universo está acelerando su
expansión, «algo falla» en el razonamiento teórico inicial, basado en las
ecuaciones de la relatividad general, que predecían que la expansión debería
frenarse. ¿Es que están mal las ecuaciones de Einstein?
Interpretación teórica: la energía oscura
En el capítulo 2 dijimos que Einstein modificó la
forma original de sus ecuaciones, añadiendo un término a las mismas (el llamado
término de la «constante cosmológica») para que pudieran acomodar un universo
estático; modificación de la que luego se arrepintió, cuando se observó que el
universo no era estático sino que se expandía. Lo asombroso es que aquella
denostada constante cosmológica (en una versión algo diferente de la imaginada
por Einstein) es capaz de explicar por qué el universo se expande aceleradamente.
Vamos a profundizar un poco en esta idea.
Anteriormente escribimos la ecuación principal de
la relatividad general. La ecuación modificada con el término de la constante
cosmológica tiene el aspecto siguiente:
Nuevamente, no vamos a precisar el significado de
los símbolos de esta ecuación, pero el lector observará que en el miembro de la
derecha se ha introducido un término adicional,
¿Cuál es el efecto físico de la energía oscura, Λ?
Al resolver la ecuación [5], resulta que el universo sigue sufriendo una fase
de expansión (como efectivamente se observa), pero ahora ¡la expansión se
acelera con el tiempo! (también como se observa). Esto sucede porque A produce
una repulsión gravitatoria, idea que ciertamente choca con nuestra
intuición habitual de que la gravedad es siempre una fuerza atractiva.
Figura 3. Cuando comprimimos un gas, este almacena
la energía que hemos empleado para presionarlo, y que por tanto aumenta. Si
pudiéramos hacer lo mismo con la energía oscura, veríamos que su energía
disminuye, ya que es proporcional al volumen que ocupa. Se dice que la presión
del gas es positiva, mientras que la de la energía oscura es negativa.
Aquí hay que pensar que las ecuaciones de la
relatividad general implican que las fuerzas gravitatorias no solo están
originadas por la materia y la energía, sino también por
la presión que esta materia y energía ejercen, lo que supone una modificación
conceptual importante con respecto a la ley de gravitación de Newton. Y sucede
que si la presión es negativa, da lugar a una fuerza repulsiva Esto está muy
bien, pero... ¿qué es una presión negativa?
Para entenderlo consideremos los dos recipientes de
la figura 3, ambos tapados por un émbolo móvil. El primer recipiente contiene
gas, y el segundo, energía oscura. Naturalmente la energía oscura del universo
se extiende por todos los espacios, y no podemos confinarla en un recipiente,
así que esta es una situación ficticia, pero útil para ilustrar la idea. La
presión que ejerce el gas es presión positiva, que no es más que la presión
ordinaria. Su característica es que si empujamos el émbolo para disminuir el
volumen del gas, nos costará un esfuerzo. Eso significa que el gas, confinado
ahora en un espacio más pequeño, almacena una mayor energía (la que le hemos
comunicado al presionar el émbolo). Consideremos ahora el recipiente lleno de
energía oscura. Ya que la densidad de energía oscura es, por definición,
invariable, la energía almacenada en el recipiente es simplemente proporcional
al volumen que ocupa. Si bajamos el émbolo, su volumen disminuye, y por tanto
la energía almacenada disminuye; justo lo contrario de lo que le sucedía al
gas. Este tipo de comportamiento es lo que se llama presión negativa. Y es esta
presión negativa la que conduce a una repulsión gravitatoria. Así es como la
energía oscura puede explicar la expansión acelerada que se observa en el
universo.
Por supuesto, otra posibilidad es que las
ecuaciones de Einstein requieran una modificación más radical que la sola
incorporación del término de la energía oscura. De hecho, muchos físicos
teóricos han considerado y trabajan en esa idea; pero hasta ahora las
observaciones de la expansión cósmica acelerada se ajustan perfectamente a la
explicación sencilla proporcionada por la hipótesis de la energía oscura.
Desde un punto de vista más cuantitativo, la
expansión acelerada del universo, puesta de manifiesto por las supernovas,
requiere para su explicación una cantidad de energía oscura que supone,
aproximadamente, el 68% de la densidad crítica, ρc. Dijimos en el capítulo 3
que el análisis del espectro sonoro de la radiación de fondo indica que la
densidad total del universo se aproxima mucho a la densidad crítica, ρc. Dado
que la materia ordinaria supone el 5% de pc y la materia oscura, el 27 %
de ρc, vemos que la energía oscura encaja perfectamente con el 68% que faltaba
para completar la densidad total del universo. Hay que decir que,
históricamente, la primera señal de que en el universo había un gran componente
de energía oscura surgió del estudio de las supernovas. Las indicaciones
complementarias a partir de la radiación de fondo fueron encontradas con
posterioridad, y sin duda han supuesto un respaldo muy importante a la
interpretación de la expansión acelerada del universo como una consecuencia de
la energía oscura.
La energía oscura parece estar efectivamente ahí,
siendo el ingrediente más importante del universo actual... y también el que
marcará su destino.
El destino del universo
El descubrimiento de la energía oscura obliga a
reconsiderar la cuestión que planteábamos hace unas páginas: ¿Cómo será el
ritmo de expansión del universo en el futuro?
Figura 4. Cuando hay energía oscura presente
(ρΛ>0), llega un momento en que esta domina el universo, el cual comienza a
expandirse de forma cada vez más rápida (línea continua). Esto contrasta con la
evolución del universo si no hay energía oscura, en cuyo caso la expansión se
ralentiza o incluso se invierte (líneas de puntos).
Acabamos de ver que la energía oscura ha producido
una aceleración de la expansión en los últimos miles de millones de años.
La ecuación principal de la relatividad general
predice que esa aceleración proseguirá en el futuro, eternamente, y ello
independientemente de cuál sea la densidad exacta de materia (ordinaria y
oscura) y radiación.
La energía oscura domina ya el contenido del
universo y marca el ritmo de su expansión, y lo hará cada vez más en el futuro,
ya que su densidad permanece constante, mientras que la densidad de materia y
radiación se va diluyendo a medida que el universo crece. Por ello, ¡la
existencia de la energía oscura hace que podamos predecir con solvencia el
futuro del universo! Esto está ilustrado en la figura 4, que es idéntica a la
figura 2, pero con una línea adicional (la línea continua), que representa la
evolución del universo cuando contiene una cierta densidad de energía oscura,
llamada ρΛ en la figura.
Podemos observar que en el futuro la expansión
continuará a un ritmo cada vez mayor. La evolución descrita por las líneas de
puntos sería la real si no hubiera densidad de energía oscura, de ahí la
leyenda ρΛ = 0 para esas líneas. Sin embargo, las observaciones indican
que la energía oscura está realmente ahí, con ρΛ > 0. Por cierto, a la
vista de la figura 4 está claro que si el universo contiene energía oscura
(línea continua), el tiempo transcurrido entre el Big Bang (momento en el que la
distancia entre galaxias es cero) y el momento actual es mayor que si no la
hubiera (líneas de puntos). Si hay energía oscura, el cálculo indica que la
edad del universo es de unos 13800 millones de años. Si no la hay, el cálculo
indica que la edad del universo es inferior a 12000 millones de años. Esto es
interesante por lo siguiente. La edad del universo ha de ser mayor,
lógicamente, que la de cualquier objeto que contenga. En particular, ha de ser
mayor que la edad de las estrellas más viejas conocidas, que son las estrellas
de los llamados cúmulos globulares (pequeñas aglomeraciones esféricas de
estrellas en la periferia de la Vía Láctea). Esas estrellas tienen más de
12.000 millones de años, por lo que si no hubiera energía oscura
serían más antiguas que el propio universo, una situación inverosímil. ¡Otro
argumento más a favor de la energía oscura!
Es importante recordar que, para llegar a la
conclusión de que el universo continuará eternamente su expansión acelerada,
hemos asumido que la densidad de energía oscura es
efectivamente constante. Hasta ahora todo indica que lo es, pero
podría ser que no lo fuera exactamente. Por ejemplo, podría ser que la energía
oscura estuviera disminuyendo de forma imperceptible, y que en un futuro lejano
llegara a extinguirse. Al fin y al cabo, no conocemos el origen de la energía
oscura y no podemos descartar esta posibilidad. En ese caso terminaríamos por
volver a la situación descrita por las líneas de puntos en la figura 4.
El futuro ya no es lo que era.
Paul Valéry
Sin olvidar esta última precaución, discutamos
ahora cómo será el futuro del universo si, en efecto, la densidad de energía
oscura no cambia con el tiempo, como parecen indicar los datos. Las galaxias
continuarán alejándose unas de otras, a un ritmo cada vez mayor. Desde nuestra
galaxia, la Vía Láctea, veremos cómo se alejan todas las galaxias distantes a
una velocidad creciente, hasta que llegue un momento que superen la velocidad
de la luz. Esto puede parecer contradictorio con la teoría de la relatividad,
que nos dice que la velocidad de la luz es la máxima posible, pero realmente no
hay contradicción. Lo que dice la teoría de la relatividad es que no se pueden
enviar viajeros o señales a velocidades mayores que la de la luz de un sistema
físico a otro. Por ejemplo, no podemos viajar de una galaxia a otra a una
velocidad mayor que la de la luz. Pero en el caso de la expansión acelerada, lo
que en rigor está pasando es que se está creando espacio entre las
galaxias a un ritmo creciente. Esto hace que, de manera efectiva, las galaxias
distantes se alejen de nosotros a velocidades superlumínicas, pero nunca
podríamos «montamos en una de ellas» para viajar de mía galaxia a otra, ya que
todas se están distanciando unas de otras. Por tanto, todo es perfectamente
consistente con la teoría de la relatividad. Una vez que su velocidad de
alejamiento efectiva supera la de la luz, las galaxias dejan de ser visibles.
La razón es que la luz que emiten viaja hacia nosotros, pero el espacio que hay
en medio se está estirando a una velocidad aún mayor, de forma que la luz nunca
nos alcanza. Es como un caracol tratando de alcanzar una hoja de lechuga; si
ambos están colocados sobre una superficie de goma que se está estirando, el
caracol nunca la alcanzará; de hecho cada vez estará más lejos de ella. Del
mismo modo, la luz emitida por esas galaxias distantes nunca nos alcanzará, por
lo que se volverán invisibles a todos los efectos. En la terminología
relativista se dice que «habrán salido de nuestro horizonte». Solo las galaxias
cercanas, pertenecientes a nuestro grupo local, permanecerán visibles, ya que
están ligadas a nosotros por la atracción gravitatoria.
Dentro de irnos 100000 millones de años la
situación será más o menos la siguiente. El Sol, después de pasar por una etapa
de gigante roja (que habrá aniquilado la vida en la Tierra y quizá el propio
planeta), se habrá convertido en una enana blanca extraordinariamente pálida,
camino de convertirse en una enana negra e incapaz de albergar planetas con
vida. La Vía Láctea también habrá cambiado de aspecto, puesto que habrá sufrido
procesos de colisión y fusión con las galaxias vecinas. Muchas de sus estrellas
actuales se habrán apagado, siguiendo un proceso parecido al del Sol. Sin
embargo, habrán nacido muchas estrellas nuevas, y una parte de ellas aún
brillará. Es razonable pensar que en algunos planetas asociados a esas
estrellas habrán surgido civilizaciones inteligentes. ¿Y qué verán a su
alrededor esos seres inteligentes? Absolutamente nada. Con excepción de las
estrellas y galaxias vecinas, verán un vacío sepulcral en el inmenso universo
que les rodeará. No solo no verán las galaxias distantes, sino que no recibirán
absolutamente ninguna información del exterior de la galaxia. Por ejemplo, la
radiación de fondo actual se habrá enfriado de tal manera que será totalmente
invisible. Realmente, será difícil para ellos deducir a partir de sus
observaciones que el universo se está expandiendo. Nosotros lo sabemos gracias
a que vemos como las galaxias distantes se alejan de nosotros, siguiendo la ley
de Hubble, y también gracias a la radiación de fondo, que es un testimonio
luminoso de la gran explosión. Ellos no verán nada de todo eso. ¡Para ellos
será mucho más difícil que para nosotros investigar el origen y la estructura
del universo!
En épocas aún más futuras, todas las estrellas se
apagarán, toda vida se extinguirá, y el universo seguirá expandiéndose
eternamente, esparciendo los cadáveres helados de estrellas y planetas. ¡No
cabe duda de que vivimos en una época privilegiada!
Los misterios de la energía oscura
La existencia de la energía oscura suscita
preguntas profundas, aún sin respuesta; ¿cuál es el origen de esa densidad de
energía que llena el universo?; ¿por qué tiene el valor que tiene? De hecho, el
misterio de la energía oscura va incluso más allá de estas preguntas. Para
entenderlo, conviene que nos situemos mentalmente en los años anteriores a
1998, cuando prácticamente nadie había pensado en la posibilidad de que
existiera una energía oscura. Lo curioso es que, incluso en aquellos años, ¡la
energía oscura ya era un misterio! Veamos por qué.
Posiblemente, cuando hemos descrito las
características de la energía oscura, es decir «una densidad de energía
constante, que se extiende uniformemente por todo el universo, incluso por los
espacios aparentemente vacíos», el lector haya recordado la definición del
campo de Higgs que hicimos en el capítulo 4 usando términos muy parecidos. En
aquel caso era el campo de Higgs el que se extendía uniformemente por todo el
espacio (la interacción de las partículas elementales con dicho campo es lo que
les confiere masa a estas). Efectivamente, la energía oscura y el campo de
Higgs son conceptos tan similares que resulta tentador identificarlos: ¿No
podría ser el campo de Higgs el responsable de la energía oscura? Pues bien, lo
cierto es que no puede; al menos no puede ser el único responsable, ya que
produce una contribución a la energía oscura que es... ¡demasiado grande! (y
además de signo negativo). Y no es la única contribución importante. En el
contexto de la física de partículas moderna, sistematizada en el exitoso modelo
estándar (véase el capítulo 4), sucede que hay muchas contribuciones
potenciales a la energía del vacío. Según el modelo estándar, los objetos
básicos de la naturaleza son los campos, y las partículas elementales surgen
como las excitaciones cuánticas de ellos. Por ejemplo, los fotones son las
excitaciones del campo electromagnético; los quarks, las excitaciones de los
campos de quarks, etc. Y esos campos contribuyen de formas diversas (positivas
y negativas) a la energía del vacío, y siempre con aportaciones gigantescas,
muy superiores a la cantidad de energía oscura que realmente se observa Esto
resultaba muy chocante antes de 1998: la energía oscura parecía ser cero (aún
no se había descubierto), lo que exigía una cancelación «mágica» entre todas
las gigantescas contribuciones a la misma El problema teórico, llamado en
aquellos años «problema de la constante cosmológica», era tan grande que la
mayoría de los físicos sospechaban que realmente la energía oscura debía ser
exactamente cero. En otras palabras, se pensaba que debía existir algún motivo
por el que la gravitación no era sensible a la energía asociada al vacío.
|
Del big bang a la expansión acelerada
1. El Big Bang En el primer instante apareció, supuestamente,
un universo minúsculo. Posiblemente, casi de inmediato, el universo entró en
una época inflacionaria, durante la cual esa pequeña región espacial
multiplicó su tamaño de forma exponencial en una pequeña fracción de segundo.
Al terminar la inflación el universo se llenó de materia y radiación. La
temperatura en aquel momento era extraordinariamente alta y fue descendiendo
a medida que el universo seguía expandiéndose. Esta época inicial es la
denominada genéricamente como Big Bang. 2. El Universo se Enciende La materia fue concentrándose poco a poco en
torno a las zonas de más densidad; en este proceso de agrupamiento la materia
oscura jugó un papel esencial. Las primeras estrellas (seguramente con sus
planetas) todavía tardaron varios cientos de millones de años en formarse. En
ese momento fue como si se encendieran lámparas en el universo: por eso a
veces se dice que entre la recombinación y la formación de las primeras
estrellas hubo una «edad oscura», si bien esta denominación no tiene nada que
ver con la materia y la energía oscuras. 3. Se Forman las Galaxias Las galaxias y cúmulos de galaxias fueron
tomando forma. Hay que tener en cuenta que a medida que el universo se
expandía, la densidad de materia (y de radiación) iba diluyéndose: sin
embargo, la densidad de la energía oscura, por su propia naturaleza, se
mantenía constante. 4. Expansión Acelerada Si la energía oscura mantiene su presencia,
como hasta ahora lo ha hecho, la expansión acelerada continuará, y llegará un
momento en que los grupos de galaxias se desgajarán unos de otros hasta
perder todo contacto. Las estrellas y la vida se irán apagando gradualmente. 5. Recombinación y Materia Cuando el universo tenía 380.000 años los
electrones fueron capturados por los núcleos atómicos, formándose los
primeros átomos; fue la época de la recombinación. La luz que fue liberada en
ese instante (con sus inhomogeneidades) ha seguido viajando por el espacio
hasta hoy, constituyendo la radiación de fondo de microondas. Además de la
materia ordinaria (la constituida por los átomos), la materia oscura estaba
ya presente y de hecho era el ingrediente más importante del universo (la
energía oscura era todavía irrelevante). 6. Energía oscura domina el universo Cuando el universo tenía alrededor de 9800
millones de años, la densidad de energía oscura empezó a ser más grande que
el resto, convirtiéndose en el principal ingrediente del universo, el cual
empezó a acelerar su expansión. Esa es la época en la que estamos viviendo
hoy día, cuando el universo tiene unos 13800 millones de años de antigüedad. |
Pero eso no bastaba con decirlo, sino que requería
modificar la teoría de la relatividad de alguna manera sutil para que, sin
estropear todos los éxitos extraordinarios de esta, se consiguiera que,
efectivamente, la gravitación no fuera sensible a la energía del vacío. Esa
«modificación sutil» nunca llegó a ser formulada, a pesar de las muchas
intentonas. Y justamente cuando los físicos teóricos se devanaban la cabeza
para entender por qué la constante cosmológica era cero... ¡se descubre en 1998
que realmente no es cero! Lo cierto es que esto sería perfecto desde el punto
de vista teórico si la cantidad de energía oscura que se observa en el universo
fuera la que naturalmente parece implicar el modelo estándar. Pero, como hemos
dicho antes, en realidad es muchos órdenes de magnitud más pequeña. Así que
ahora la situación es aún más desconcertante que antes de 1998: no sabemos por
qué la energía oscura es distinta de cero, y tampoco sabemos por qué es tan
pequeña. Cuando decimos en este contexto que la energía oscura es muy pequeña,
esta afirmación puede resultar sorprendente, ya que hemos insistido en que es
el ingrediente principal del universo; pero esto no contradice el hecho de que,
teóricamente, uno esperaría que fuese aún mucho mayor.
El problema de la energía oscura es sin duda uno de
los grandes retos de la física del siglo XXI, y un tema de investigación
apasionante. Parece claro que, cuando se resuelva, aprenderemos algo muy
profundo acerca de la naturaleza.
Mientras muchos físicos teóricos intentan entender
el porqué de la existencia y características de la energía oscura, hasta ahora
con poco éxito, otros grupos de científicos tratan de conocerla mejor desde el
punto de vista experimental. Además de los estudios de las supernovas,
actualmente se está utilizando otro tipo de observaciones para extraer
información sobre la energía oscura. Concretamente, muchos proyectos actuales y
futuros se centran en la exploración de la distribución de galaxias en el universo.
La idea es la siguiente. La forma en que las galaxias están distribuidas en el
universo actual es heredera de las fluctuaciones originales, registradas en el
mapa de la radiación de fondo (véase el recuadro «Las semillas de las
galaxias»). Recordemos que aquel mapa presentaba un granulado básico, una
distancia típica en la que era más probable que un punto pasase de ser caliente
(denso) a frío (poco denso). Esa distancia se correspondía con la longitud de
onda fundamental del espectro sonoro del plasma primitivo, y sigue siendo
visible en la distribución de galaxias actual, amplificada por la expansión del
universo desde la recombinación hasta ahora. Estudiando el tamaño aparente de
esta longitud a diferentes distancias, y por tanto en diferentes momentos de la
historia del universo, se puede reconstruir el ritmo de la expansión cósmica, y
de ahí obtener información sobre la energía oscura. Ahora mismo, el objetivo
principal es determinar si la densidad de energía oscura ha sido realmente
constante a lo largo de la historia del universo o ha cambiado ligeramente.
Esto es muy importante, ya que puede dar claves sobre su origen físico. Por
ejemplo, si la energía oscura está asociada a un campo, semejante al campo de
Higgs, que llena el universo y cuyo valor evoluciona lentamente; eso debería
reflejarse en el ritmo de expansión del universo. De momento, todas las
observaciones son consistentes con una energía oscura perfectamente constante,
pero los proyectos de observación que están en marcha podrían deparamos
sorpresas.
El principio antrópico y el multiverso
Ahora que nos acercamos al final del libro vamos a
entrar en un terreno mucho más especulativo. Hemos dicho que pocos científicos
previeron la existencia de la energía oscura. Pero hay una excepción muy
notable. En 1987, el físico teórico estadounidense Steven Weinberg (premio
Nobel de física en 1979 por sus contribuciones a la construcción del modelo
estándar) sugirió que la constante cosmológica (o sea, la densidad de energía
oscura) podría ser distinta de cero. No solo eso, sino que sugirió en qué rango
podría encontrarse su valor, acertando de pleno con las observaciones
realizadas una década después. ¿En qué se basó Weinberg para su sorprendente y
exitosa predicción?
Para entenderlo, hemos de comprender primero el
concepto de principio antrópico. Este principio es sencillamente una
verdad autoevidente: «los seres vivos solo pueden habitar en entornos físicos
aptos para la vida». Es una verdad tan obvia que podría pensarse que no tiene
ninguna implicación interesante. Sin embargo, el principio adquiere fuerza
cuando tenemos un gran conjunto de entornos físicos con características
variadas. Por ejemplo, en la Vía Láctea hay miles de millones de planetas con condiciones
físicas diferentes (gravedad, temperatura, atmósfera, etc.). Seguramente, solo
en una pequeña parte de ellos se dan las condiciones para la aparición de la
vida Por tanto, solo en esos planetas podrán surgir seres inteligentes, capaces
de observar su entorno. Y, naturalmente, lo que observarán será un planeta con
condiciones ideales para el florecimiento de la vida. Es exactamente lo que nos
sucede a nosotros cuando observamos la Tierra: su atmósfera, temperatura,
contenido de agua, etc. parecen diseñados a propósito para que podamos
habitarla. Pero no hay ningún diseño: simplemente hay miles de millones de
planetas, la mayor parte de ellos inhabitables, y una minoría aptos para la
vida Necesariamente, nosotros, por el simple hecho de estar vivos, tenemos que
habitar en uno de esos raros planetas con condiciones privilegiadas. Pero si no
supiéramos que ahí fuera hay una infinidad de planetas (por ejemplo, si no se
hubiera inventado aún el telescopio), entonces las exquisitas condiciones de la
Tierra para poder albergar la vida sí parecerían algo sorprendente e
incluso inexplicable. Por ejemplo, si la distancia de la Tierra al Sol no fuera
la que es, con bastante exactitud, no podría haber agua en estado líquido sobre
la Tierra Si la distancia fuera mayor, el agua se congelaría; si fuera menor,
se evaporaría Así que, si no supiéramos de la existencia de otros planetas, nos
parecería como si «alguien» hubiese colocado la Tierra a la distancia exacta
del Sol para permitir la existencia de agua líquida, la cual es indispensable
para toda la vida conocida. Sin embargo, cuando pensamos que hay miles de
millones de planetas, entonces ya no hay nada extraordinario en ello: una
pequeña fracción de los planetas está a la distancia adecuada de su estrella
para contener agua líquida. Y nosotros tenemos que estar necesariamente en uno
de esos raros planetas.
Lo que sabemos es una gota de agua; lo que
ignoramos es el océano.
Isaac Newton
¿Qué tiene que ver todo esto con la energía oscura?
Pues que solo si la energía oscura está en un rango reducido de valores es
posible el surgimiento de la vida en el universo. Si la densidad de energía
oscura fuera mucho más grande, entonces el proceso de expansión acelerada
habría comenzado demasiado pronto y de forma muy intensa. Esto habría provocado
una dispersión de las partículas de materia, las cuales nunca se habrían
juntado para formar estrellas y planetas. La vida no hubiera sido posible.
Por otro lado, la energía oscura podría haber
tenido un valor negativo (un concepto que aquí no podemos desarrollar). El
efecto de una energía oscura negativa en las ecuaciones de Einstein es que el
universo colapse (en contraste con la de signo positivo, que hace que el
universo se expanda aceleradamente). Si la magnitud de esa energía oscura
negativa fuera demasiado grande, el proceso de colapso se produciría antes de
la formación de las estrellas y los planetas, impidiendo así el surgimiento de
la vida. Según el cálculo de Weinberg (posteriormente refinado en otros
trabajos), para que no se produzca ninguno de estos desastres la densidad de
energía oscura, ρΛ, debe estar dentro de un estrecho rango: si es positiva,
como mucho puede de ser 100 veces mayor que la densidad de materia (ordinaria y
oscura), ρM; y si es negativa, como mucho 10 veces (en valor absoluto). En
otras palabras, el rango aceptable para la densidad de energía oscura es:
-10ρM < ρΛ < 100ρM. Por supuesto, la densidad real de la
energía oscura está dentro de este rango. Recordemos que la energía oscura
supone aproximadamente el 68% de la densidad total del universo, mientras que
la densidad de materia supone el 32% (suma del 5% de materia ordinaria y el 27%
de materia oscura). Así que en nuestro universo, ρΛ= 2,2 pM, que está dentro
del rango anterior.
Ahora pensemos: si nuestro universo fuera el único
existente, entonces el principio antrópico no explicaría en absoluto el valor
de la energía oscura (igual que si la Tierra fuera el único planeta, el
principio antrópico no explicaría por qué su distancia al Sol está en el rango
adecuado para la vida). Sin embargo, si nuestro universo no es único, sino un
elemento de un gran conjunto de «universos», separados unos de otros y
con características físicas distintas, entonces el principio antrópico
sí podría explicar el valor de la energía oscura que observamos. Recordemos que
en la física moderna esperamos muchas contribuciones gigantescas —de signo
positivo y negativo— a la energía oscura Típicamente eso conduce a un valor
demasiado grande (positivo o negativo) de la densidad de energía oscura, lo que
significa que en la mayoría de esos hipotéticos universos la magnitud de la
energía oscura será excesiva, por lo que no serán aptos para el surgimiento de
la vida Pero en una pequeña fracción de ellos se producirá una cancelación casi
perfecta entre las diversas contribuciones, de forma que la energía oscura
residual será pequeña y estará dentro del rango anterior: -10 ρM <
ρΛ <100 ρM. Solo en esos raros universos podrá surgir la vida, y con
ella, observadores que contemplen su propio universo. Notemos que en la mayoría
de esos universos privilegiados, la densidad de energía oscura será pequeña
pero no exactamente cero, sino que tendrá un valor cualquiera dentro del rango
aceptable para la vida. Por eso Weinberg predijo que la densidad de energía
oscura sería seguramente distinta de cero, y con una magnitud no muy diferente
a la densidad de materia, ¡y acertó!
Es importante tener claro que, para que el
argumento antrópico funcione hace falta un gran conjunto de universos con
características físicas distintas, concretamente con valores distintos de la
densidad de energía oscura. Este hipotético conjunto de universos es lo que se
ha venido en llamar multiverso. La palabra «multiverso» puede
resultar equívoca. Si definimos el universo como «todo lo que hay», está claro
que la noción de multiverso carece de sentido, ya que ese conjunto de
«universos» constituiría el auténtico y único universo. Es una cuestión de pura
terminología. Cuando se habla de multiverso, lo que se quiere indicar es que el
universo podría tener regiones desligadas unas de otras, en el sentido de que
no pueden verse ni influirse entre ellas. Esas regiones podrían tener
características físicas distintas, concretamente distintas densidades de
energía oscura. Desde el punto de vista de los pobladores de una de ellas, la
región en cuestión sería todo lo que es posible observar, y por tanto constituiría
«su» uní-
verso, si bien la realidad es que habría otras
regiones o «universos» invisibles para ellos.
Una burbuja en el océano
¿Cómo podría llegarse a una situación de
multiverso? Lo cierto es que no es tan raro. Unas páginas atrás descubrimos que
en un futuro lejano, nuestro grupo de galaxias quedará totalmente desconectado
del resto de galaxias, las cuales habrán salido de «nuestro horizonte», por lo
que serán totalmente invisibles a todos los efectos. El universo entero se
«desgajará» en regiones desconectadas unas de otras, una infinidad de
universos-isla que contendrán solo un grupo de galaxias. Lo que actualmente
contemplamos como un único universo se habrá transformado en un multiverso.
Existe la posibilidad de que un proceso semejante
tuviera lugar al comienzo del universo, pero con una energía del vacío mucho
mayor que la actual. En ese caso, el universo se habría expandido inicialmente
de forma vertiginosa, multiplicando su tamaño cuatrillones de cuatrillones de
veces en una fracción de segundo. Un escenario de este tipo se
denomina universo inflacionario (por analogía con una inflación
monetaria desbocada), y es una de las hipótesis más serias acerca de lo que
aconteció en los primerísimos instantes del universo. La energía del vacío
capaz de originar aquel hipotético proceso de inflación pudo provenir del valor
inicial de un campo, semejante al campo de Higgs. La idea es que ese campo
(llamado inflatón en la jerga de los físicos) tendría inicialmente un
valor que no era el que minimizaba su energía asociada. Una situación así se
denomina de falso vacío, ya que el campo puede durar un cierto tiempo
en ese estado, pero finalmente terminará por caer a su valor natural (el que
minimiza su energía). Es como una pelota en lo alto de una cúpula. Durante unos
instantes puede mantenerse en la cúspide, pero después rodará hacia la base de
la cúpula, donde su energía potencial es mínima. En el caso del inflatón, esos
breves instantes «en lo alto de la cúpula» tuvieron consecuencias
trascendentales. Fue entonces cuando se produjo el proceso de inflación
primitiva, el cual pudo generar un multiverso. Al igual que sucederá algún día
con nuestro universo (a un ritmo mucho más lento), durante aquella inflación
vertiginosa muchas regiones del espacio quedaron desconectadas unas de otras.
Después el campo cayó a su valor natural, pero podría suceder que hubiera
muchos valores naturales posibles. Imaginemos, en nuestro ejemplo de la pelota,
que la base de nuestra cúpula está colocada sobre un terreno desigual. La
pelota rodará desde lo alto en una dirección cualquiera, pero al llegar a la
base resultará que su altura final no será la misma si cae en una dirección o
en otra: habrá pequeñas diferencias relacionadas con las desigualdades del
terreno en la base de la cúpula. Análogamente, en nuestro universo
inflacionario el inflatón caería en una dirección aleatoria, que podría ser
distinta en cada región desconectada de las demás. Como consecuencia, en cada
región el valor final de la energía del vacío (o sea, la energía oscura) sería
diferente. De esta forma, se habría generado un multiverso como el que
necesitamos para explicar el valor observado de la energía oscura.
Unos comentarios sobre el mecanismo de la inflación
y el multiverso a que puede dar lugar. El modelo de universo inflacionario fue
propuesto en 1981 por Alan Guth para explicar algunos aspectos intrigantes de
nuestro universo. Por ejemplo, una predicción sobresaliente del universo
inflacionario es que, una vez que el inflatón cae a su valor mínimo, la energía
almacenada en el campo se convierte en materia y radiación convencionales. Se
puede demostrar que la densidad final de materia y energía coincide con la
densidad crítica, pc. Esto supone un gran éxito, ya que ese es precisamente el
valor que se observa Es interesante mencionar que el modelo teórico de la
inflación fue desarrollado mucho antes del descubrimiento de la energía oscura
Ahora sabemos que, curiosamente, el universo actual está experimentando un
auténtico proceso inflacionario (producido por la energía oscura), solo que
mucho más suave que el que supuestamente tuvo lugar en los comienzos del
universo.
Figura 5. La zona sombreada representa una zona del
universo durante un proceso de expansión inflacionaria eterna, que conduce a
una situación de multiverso. Las burbujas de vacío verdadero que se crean
continuamente son universos, desgajados unos de otros, y posiblemente con
características físicas distintas.
Por último, un escenario del tipo anterior, en el
que el universo se infla y tiene muchos estados finales a los que «caer» con
características físicas distintas, se da naturalmente en las teorías de
supercuerdas. Recordemos que estas teorías fueron construidas con un objetivo
diferente, concretamente la consistencia matemática de la gravitación a nivel
cuántico. Resulta muy sugerente que de forma natural puedan conducir a la
generación de un multiverso. No obstante, hay que decir que este es un tema polémico
dentro de la comunidad científica.
Un hecho muy interesante es que en muchos casos, el
proceso inflacionario puede continuar eternamente. Esto está ilustrado en la
figura 5. En ella vemos una zona del universo (sombreada) en la que el inflatón
está en situación de falso vacío. Por tanto, esa zona está inflándose
vertiginosamente. En algunos puntos, de forma aleatoria, se forman burbujas de
vacío verdadero, en las que el inflatón adquiere un valor que minimiza su
energía. Cada burbuja corresponde a un universo convencional, y el conjunto de
las burbujas sería el multiverso. Estas burbujas se expanden a la velocidad de
la luz, pero el espacio entre ellas crece aún más rápido, de forma que las
burbujas nunca llegan a llenar todo el espacio. Sin embargo, en ese espacio
intermedio se siguen generando nuevas burbujas. Nuestro universo sería
simplemente una de esas burbujas que se enciende y se apaga, si bien la
producción de burbujas (es decir, de universos desconectados del nuestro)
continúa eternamente. Si las cosas son así, el futuro del universo global es
mucho menos deprimente que el destino al que está abocado nuestro
universo-burbuja particular.
La idea del principio antrópico asociada al
multiverso para explicar la energía oscura es controvertida A muchos físicos
teóricos (¡incluido Weinberg!) no les gusta, porque de alguna manera supone
renunciar a entender de manera profunda un aspecto sorprendente de la
naturaleza. Sin embargo, guste o no guste, la idea podría ser correcta. De
hecho se ha especulado que el multiverso podría proporcionar también la
explicación a otros aspectos intrigantes de las leyes físicas que nos
gobiernan, y que parecen «diseñados» para que la vida pueda surgir. Es
importante señalar que el multiverso no es una noción mística, sino todo lo
contrario: proporciona una posible explicación racional a características de la
naturaleza que parecen diseñadas a propósito. En ese sentido se parece a la
idea de la selección natural de Darwin: los seres vivos son tan sofisticados
que parecen diseñados a propósito para realizar sus funciones. Sin embargo, ese
aparente diseño es en realidad la consecuencia de muchas mutaciones aleatorias
a lo largo de millones de años, de las que solo las más favorables han sido
seleccionadas. En cualquier caso, no hay que olvidar que, ahora mismo, la
explicación de la energía oscura basada en la noción de multiverso es solo una
interesante especulación sobre la que se sigue investigando.
· Feynman,
R. P., Electrodinámica cuántica. La extraña teoría de la luz y la
materia, Madrid, Alianza Universidad, 2004. —: El carácter de la ley
física, Barcelona, Tusquets Editores, 2000.
· Greene,
B., El universo elegante, Barcelona, Booket, 2012.
· Guth,
A., El universo inflacionario, Barcelona, Debate, 1999. Hogan, C. J.,
Rees M., El libro del Big Bang. Introducción a la cosmología, Madrid,
Alianza Editorial, 2005 Sacan, C., Cosmos, Barcelona, Planeta, 2004.
· Susskind,
L., El paisaje cósmico. Teorías de cuerdas y el mito del diseño
inteligente, Barcelona, Editorial Crítica, 2007. Weinberg, S., El
sueño de una teoría final. La búsqueda de las leyes fundamentales de la
naturaleza, Barcelona, Editorial Crítica, 2010. —: Los tres primeros
minutos del universo, Madrid, Alianza Editorial, 2009.
FIN
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