El
lado oscuro del universo.
Introducción.
Cuando
no podemos ver de cerca un objeto luminoso, nos es posible obtener información
de dicho objeto; la suposición más sencilla sería que la luminosidad del objeto
podría ser mayor que la de otro que está más cerca pero es más tenue y
concluiríamos erróneamente que el primero es el más cercano. Pero es tan
maravilloso el universo que en esta lectura aprenderemos más de él y su lado
obscuro.
Desarrollo.
En 1929
Edwin Hubble uso las cefeidas como el primer patrón de luminosidad el cual sirvió
para medir distancias intergalácticas, con esto logro calcular las distancias
de alrededor de 90 “nebulosas espirales”, así eran conocidas las Galaxias. Y comparo
sus datos con los estudios que otros astrónomos habían hecho.
Resulta
que la luz de una galaxia también puede decirnos a qué velocidad se acerca o se
aleja de nosotros. Una moto que pasa suena más agudo cuando viene y más grave
cuando se va. Por una razón parecida, la luz de una galaxia se ve más roja
cuando ésta se aleja y más azul cuando se acerca. El grado de enrojecimiento de
la luz de una galaxia debido a la velocidad con que se aleja se llama corrimiento
al rojo, y se puede medir con precisión. Los astrónomos a principios del
siglo XX descubrieron que todas (menos las más cercanas) presentan corrimiento
al rojo. Es decir, todas las galaxias se están alejando entre sí.
En
1929, Hubble comparó los datos de corrimiento al rojo con los de distancia, se
llevó el susto de su vida: los datos se acomodaban en una bonita recta (bueno,
más o menos), lo cual indica que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido
se aleja y que la relación entre distancia y velocidad es una simple
proporcionalidad directa: una galaxia al doble de la distancia se aleja al
doble de la velocidad, una al triple, al triple… Ésta es la llamada ley de
Hubble, y se interpreta como signo de que el Universo se está expandiendo.
El
descubrimiento de Hubble condujo al poco tiempo a la teoría del Big Bang del
origen del Universo. Si las galaxias se están separando, esto quiere decir que
en el pasado estaban más juntas. En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, dos
físicos que estaban probando una antena de comunicación satelital, detectaron
un ruidito persistente que no podían explicar. Éste resultó ser el rastro del
violento origen del Universo. Hoy se llama radiación de fondo, y sirvió
para convencer a casi todo el mundo de la teoría del Big Bang.
El
modelo del Big Bang se fue ajustando con los años. Por ejemplo, a
principios de los años 80, los cosmólogos (empezando por el físico Alan Guth)
añadieron al modelo el concepto de inflación para explicar los resultados
de ciertas observaciones. Según la hipótesis inflacionaria, en la primera
fracción de segundo una fuerza de repulsión muy intensa hizo que el embrión de
Universo pasara de un tamaño menor que el de un átomo al de una toronja en un
tiempo brevísimo. Este modelo inflacionario resolvía tan bien las
dificultades de la teoría original del Big Bang que no tardó en
convertirse en el favorito de los cosmólogos.
Si el
espacio tiene curvatura positiva, como una esfera, los ángulos de un
triángulo suman más de 180 grados, si tiene curvatura negativa, como una
silla de montar, menos. Todo depende de qué tan fuerte jale la fuerza de
gravedad total del Universo, o en otras palabras, de cuánta materia y energía
contenga éste en total:
1.
poca materia y energía = curvatura negativa
2. ni
mucha ni poca = geometría plana
3.
mucha = curvatura positiva
¿Dónde
quedó el Universo?
Para
mediados de la década de los 90 la cosmología se encontraba en la siguiente
situación:
*Según
el modelo inflacionario, el Universo debía contener suficiente materia y
energía para que la expansión se fuera deteniendo sin nunca parar por completo
(geometría plana).
*Unos
estudios de la radiación de fondo corroboraban observacionalmente que el
Universo es de geometría plana, y sanseacabó.
*Los
recuentos del contenido de materia y energía del Universo decían
categóricamente que éstas no alcanzaban ni de lejos para producir la geometría
plana que exigían el modelo inflacionario y los estudios de la radiación de
fondo.
Por lo
tanto, concluyeron los cosmólogos, faltaba una parte del Universo. De hecho,
faltaba la mayor parte: alrededor del 75% de la materia o energía necesaria
para explicar que el Universo cumple con una geometría plana.
El 15
de octubre de 1998 el telescopio Keck II, situado en la cima del volcán
Kilauea, en Hawai, escudriñaba un retazo de cielo en el área de la constelación
de Pegaso. Hacía unas semanas, los científicos del Proyecto de Cosmología con
Supernovas (Supernova Cosmology Project), dirigido por Saul
Perlmutter, habían tomado fotos de las galaxias de la misma región como
referencia. Al comparar las nuevas imágenes con las de referencia, vieron que
en una galaxia había aparecido un punto brillante. Era una supernova, una
estrella que hizo explosión, la cual llamaron Albinoni, como el compositor
italiano del siglo XVIII (Perlmutter toca el violín).
Nueve
días después, el grupo usó el Telescopio Espacial Hubble, además del Keck II,
para medir la luminosidad aparente de Albinoni, así como el corrimiento al rojo
de la galaxia en la que se localiza. Al cabo de varios días confirmaron que se
trataba de una supernova de tipo Ia con un corrimiento al rojo de 1.2, lo que
indicaba que hizo explosión hace miles de millones de años.
Este
grupo, así como el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto Corrimiento al Rojo(High-z
Supernova Search Team), dirigido por el astrónomo Brian Schmidt, se dedica a
buscar supernovas de este tipo por todo el cielo. Las supernovas Ia son muy
intensas, lo que permite verlas desde muy lejos, y alcanzan a todas
aproximadamente el mismo brillo intrínseco, por lo que son excelentes patrones
de luminosidad. Hoy en día, las supernovas Ia son el patrón más usado para
determinar distancias a galaxias muy lejanas. Los dos equipos de cosmología con
supernovas comparan la distancia de las supernovas Ia que descubren con el
corrimiento al rojo de sus galaxias para estudiar el pasado de la expansión del
Universo.
La expansión
acelerada en astronomía, mirar lejos es mirar al pasado. La luz, viajando a 300
mil kilómetros por segundo, tarda cierto tiempo en llegar a la Tierra desde sus
fuentes: ocho minutos desde el Sol, unas horas desde Plutón, unos años desde
las estrellas más cercanas, 30 mil años desde el centro de nuestra galaxia y
muchos miles de millones de años desde las galaxias más lejanas. La luz de
Albinoni y su galaxia, por ejemplo, llegó al espejo del telescopio Keck II 10
mil millones de años después de producirse la explosión.
El
corrimiento al rojo de las galaxias lejanas se debe a que la expansión del
Universo “estira” (es un decir) su luz. Comparándolo con la distancia a la que
se encuentra la galaxia se obtiene información acerca del ritmo de expansión
del Universo en épocas remotas.
Para
1998, los equipos de Schmidt y Perlmutter habían estudiado unas 40 supernovas
que explotaron entre 4 000 y 7 000 millones de años atrás. Estos datos les
bastaron para convencerse de que algo andaba mal con la cosmología del Big
Bang. Las supernovas se veían 25% más tenues de lo que correspondía a su
corrimiento al rojo si la expansión del Universo se va frenando. Luego de
descartar posibles fuentes de error (como intromisiones de polvo
intergaláctico) y de verificar que ambos equipos obtenían los mismos
resultados, luego de devanarse los sesos por espacio de varios meses buscando
explicaciones prosaicas, los investigadores anunciaron públicamente una
conclusión nada prosaica: la expansión del Universo, lejos de frenarse como
casi todo el mundo suponía, se está acelerando.
El lado oscuro
La
edad del Universo se calculaba suponiendo que la gravedad frenaba la expansión.
Si en vez de frenarse, se acelera, el cálculo cambia y el Universo resulta más
antiguo.
En las
ciencias, como en la vida, las cosas tienen muchas facetas. El efecto de
aceleración del Universo nos pone ante un problema pero al mismo tiempo
resuelve otro.
Pero,
¿qué es la energía oscura? Dos posibilidades, o por lo menos, ¿qué podría ser?
Antes
de 1929 todo el mundo creía que el Universo era estático. Cuando la teoría
general de la relatividad mostró que no podía ser así, Einstein añadió a sus
ecuaciones un término que representaba una especie de fuerza de repulsión
gravitacional y que tenía el efecto de mantener quieto al Universo. Le llamó constante
cosmológica. Cuando Hubble descubrió la expansión del Universo, Einstein retiró
la constante cosmológica con cierto alivio. Pero su extraña creación reapareció.
La
constante cosmológica es una propiedad intrínseca del espacio, es decir, el
espacio simplemente es así y se acabó. Otra posibilidad es que la energía
oscura provenga de un nuevo tipo de campo, parecido a los campos eléctricos y
magnéticos, al que algunos cosmólogos llaman quintaesencia. En la teoría
de la relatividad todos los campos producen atracción gravitacional por
contener energía, pero la quintaesencia produce repulsión gravitacional.
La
constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, no cambia con la
expansión del Universo, no interactúa con la materia y no cambia de valor en
distintas regiones. En cambio la quintaesencia sí podría interactuar con la
materia y cambiar de valor. Otra diferencia detectable es que la quintaesencia
acelera la expansión del Universo menos que la constante cosmológica. Los
nuevos telescopios, tanto terrestres como espaciales, que se están construyendo
nos ayudarán a elegir.
El
Universo se va a acabar —o por lo menos se van a acabar las condiciones aptas
para la vida—Antes de 1998 se consideraban, en esencia, dos posibles capítulos
finales para el Universo: ¿sería la fuerza de gravedad total lo bastante
intensa como para frenar la expansión e invertirla, o seguiría el Universo
creciendo para siempre? En el primer caso el Universo terminaba con un colosal
apachurrón exactamente simétrico al Big Bang; en el segundo, la expansión
seguía eternamente, diluyendo el cosmos y haciéndolo cada vez más aburrido.
Con el
descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura las cosas han
cambiado. Si bien aún no se puede decidir si la energía oscura es constante
cosmológica o quintaesencia, está claro, en todo caso, que la posibilidad del
Gran Apachurrón queda excluida. El Universo seguirá expandiéndose para siempre
hasta que desde la Tierra no veamos ya otras galaxias por haber aumentado tanto
las distancias que su luz ya no nos alcance.
Pero
nuestra propia galaxia seguirá acompañándonos, por así decirlo. Las estrellas
que la componen seguirán unidas por la fuerza gravitacional, como también
seguirán unidos los planetas a sus estrellas. De modo que, pese a todo, las
cosas en la Tierra seguirán su curso normal. Pequeño detalle: al Sol se le
acabará el combustible en 5 000 millones de años, de modo que, más allá de ese
tiempo, no se puede decir que las cosas en la Tierra sigan su curso normal,
pero pasemos por alto esta minucia.
El año
pasado algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría de la energía
oscura que consiste en tomar en cuenta ciertos valores, antes desdeñados, de un
parámetro que la describe. Para distinguirla de la quintaesencia los
científicos llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo. No
precipiten conclusiones los esotéricos: estos nombres son sólo nombres, que no
llevan significado oculto ni ocultista.
Si la
energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del Universo será
muy distinto a lo que nos habíamos imaginado. Según el físico Robert Caldwell y
sus colaboradores, llegará un día, dentro de unos 22 mil millones de años, en
que la aceleración de la expansión del Universo empezará a notarse a escalas
cada vez más pequeñas para producir un final que se llama Big Rip (el
“Gran Desgarrón”). Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma
superará a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras y se
desmembrarán los cúmulos de galaxias. Sesenta millones de años antes del fin,
se desgarran las galaxias. Tres meses antes del Big Rip, el efecto alcanza
la escala de los sistemas planetarios: los planetas se desprenden de sus
estrellas. Faltando 30 minutos para el postrer momento, los planetas se
desintegran. En la última fracción de segundo del Universo los átomos se
desgarran. Luego, nada.
Espantoso,
¿verdad? Por suerte, para entonces hace mucho que la Tierra habrá dejado de
existir. Qué alivio.
Conclusión.
Después
de tantos magníficos astrónomos, físicos y personas que han intentado describir
del todo al universo, algo si nos queda claro que a pesar de cada estudio científico
que haga el ser humano, el universo es tan maravilloso que siempre encontrara
como maravillarnos, que aunque todos tememos por lo que hay haya afuera y que
nunca sabremos la fecha exacta o como se va a terminar, estamos tan enamorados
de cada partícula que hay en él.
Y
aunque algún día descubriéramos todo lo que existe en él y su lado obscuro, aun
así sé que lo seguiríamos viendo con asombro.
Reflexión.
¿Por
qué elegí este tema? El universo
siempre me ha parecido un tema interesante y al ver que con esta lectura podía
aprender un poco más de él me agrado la idea.
¿De dónde partiste para empezar a escribir? Fui leyendo la
lectura y conforme avanzaba iban surgiendo las ideas
Referencias consultadas.
El lado
oscuro del universo. En ¿Cómo ves? Recuperado el 30 de abril de 2016, de http://www.comoves.unam.mx/numeros/articulo/58/el-lado-oscuro-del-universo
