[Astronomía Digital]



Astronomía Digital es la primera publicación electrónica de distribución gratuita en español orientada a la astronomía aficionada.

Todos los contenidos están disponibles de forma libre y completos en la Red para su lectura. Además, puedes leernos en papel imprimiéndonos gracias al formato PDF.

Astronomía Digital quiere llegar a todos los rincones de nuestro planeta donde se hable español.

Inicio > Índice nº 10 > Artículos



Un nuevo universo para un nuevo milenio

Pedro J. Hernández | España

En estos últimos años hemos asistido a un cambio radical en nuestra comprensión de las propiedades geométricas y dinámicas del universo. La cosmología ha pasado de ser un campo esencialmente guiado por la teoría a ser tan dependiente de las observaciones como cualquier rama de la astrofísica. En los próximos párrafos vamos a explicar por qué pensamos que el universo es plano y se expande de manera acelerada y cómo ambos hechos implican la reaparición de una vieja conocida: la constante cosmológica.



¿Por qué es tan difícil decidir en qué tipo de universo vivimos?

El Big Bang nos proporciona una descripción de las propiedades geométricas y dinámicas del universo a cambio de que introduzcamos los valores de tres parámetros básicos: la constante de Hubble, la densidad de materia y la densidad de energía de vacío, más conocida esta última como constante cosmológica. Durante las últimas cuatro décadas se han ido poniendo límites cada vez más estrechos al valor de estas cantidades. Sin embargo, los cosmólogos aún no han podido definir los parámetros con la suficiente precisión como para decidir en qué tipo de Universo nos encontramos. Y en realidad, no es que queden muchas posibilidades diferentes, como vemos en la tabla que se presenta en la tabla 1.

Cuadro 1: Posibles modelos de universo.
Geometría del universo Contribuciones a la densidad Dinámica
Plana Sólo densidad de materia = densidad crítica Universo en expansión eterna, en continua desaceleración y con tendencia a detenerse en un tiempo infinito
Densidad de materia + densidad de energía de vacío = densidad crítica Universo en expansión eterna y en continua aceleración
Curvatura negativa Densidad de materia algo menor que la densidad crítica Universo en expansión eterna y en continua desaceleración
Densidad de materia + densidad de energía de vacío algo menor que la densidad crítica Universo en expansión eterna y en continua aceleración rápida
Curvatura positiva Densidad de materia algo mayor que la densidad crítica Universo con expansión desacelerada y posterior contracción en un tiempo finito
Densidad de materia + densidad de energía de vacío algo mayor que la densidad crítica Universo en expansión desacelerada al principio alcanzando una mínima velocidad de expansión que posteriormente empieza a crecer de nuevo hasta convertirse en acelerada.


Pero decidir entre esas pocas posibilidades no es tarea fácil. El hecho de que el universo se haya decantado por una u otra opción depende de una diferencia en la densidad tan exigua como el equivalente a la masa de un átomo de hidrógeno por cada metro cúbico de espacio.

Existen dos posibilidades de enfrentarse a este gran reto observacional: bien estimando la densidad de materia y energía del universo, estudiando el movimiento de objetos distantes. Ambos tipos de mediciones se han llevado a cabo durante muchos años sin obtenerse resultados concluyentes, debido a la incertidumbre intrínseca de los métodos utilizados. Pero en estos últimos años han aparecido dos técnicas observacionales novedosas que nos han llevado a una nueva era donde la precisión en cosmología es posible. La primera es una técnica clásica consistente en el estudio del movimiento de galaxias lejanas, pero utilizando de forma novedosa el brillo de supernovas de tipo Ia como indicador de distancias. La segunda técnica consiste en una medida indirecta de la densidad utilizando las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas y sólo ha empezado a dar los primeros resultados significativos en el último año.

Desplazamiento al rojo cosmológico (z)

Cuando obtenemos los espectros de galaxias lejanas observamos que las líneas espectrales están desplazadas con respecto a las observadas en los laboratorios terrestres.
Definimos el desplazamiento al rojo z de una línea espectral como la diferencia entre las longitudes de onda observada (lo) y emitida (le) en unidades de la longitud de onda emitida: 1 + z = lo/le
Las distancias entre galaxias lejanas crecen en la misma proporción de tal forma que se cumple 1 + z = Do/De, siendo Do la distancia actual y De la distancia en el tiempo en que se emitió la luz.

Supernovas de tipo Ia y aceleración del universo.

Durante los últimos tres o cuatro años varios grupos han estado usando Supernovas de tipo Ia como candelas estándar. Una candela estándar no es más que una fuente luminosa cuyo brillo intrínseco es conocido y usado para medir distancias. La enorme utilidad de las supernovas reside en el hecho de ser capaces de rivalizar en brillo con el conjunto de estrellas de su galaxia de origen, y por tanto es una de las pocas formas que tenemos de conocer a qué distancia se encuentran las galaxias más lejanas.

Las supernovas de tipo I son explosiones de enanas blancas situadas en sistemas binarios. La acreción de materia que se produce desde la estrella compañera hace que la enana blanca alcance el límite superior de masa --conocido como límite de Chandrasekhar-- donde pierde su estabilidad. Entonces la estrella empieza a colapsar y la compresión propicia la combustión explosiva del carbono que produce una destrucción total de la estrella. La radiación que se emite procede principalmente de la descomposición radiactiva del níquel y el cobalto producidos en la explosión. El pico de luminosidad de este tipo de supernovas está relacionado con la rapidez de debilitamiento de su brillo. Cuando se aplica esta correlación, la luminosidad relativa de una supernova de tipo Ia puede determinarse dentro de un intervalo de error del 10 al 20%. ¡Podemos así medir distancias extragalácticas relativas con una precisión sin precedentes!.

Ahora que podemos comparar distancias entre galaxias lejanas podremos estudiar cómo cambia la velocidad de alejamiento a medida que nos vamos a diferentes épocas del universo. Pero ¿cómo relacionar esta velocidad con la distancia?. El factor clave aquí es el desplazamiento al rojo. Cada modelo de universo conlleva una relación definida entre el desplazamiento al rojo y la distancia. Veamos a continuación cómo podemos entender este hecho básico.

Representación del brillo de supernovas para diferentes desplazamientos al rojo.

La línea superior roja es el resultado que cabría esperar en un universo de densidad crítica dominado por la contribución de la constante cosmológica. La línea central azul corresponde a un universo de baja densidad dominado por materia. La línea inferior en verde corresponde a un universo de densidad crítica dominado por materia.

Relación entre el brillo y el desplazamiento al rojo.

En un universo en expansión existen en principio tres efectos a considerar sobre el movimiento de una galaxia. Uno es la inercia de la expansión, que viene caracterizada por el valor de la famosa constante de Hubble. Otro es la tendencia al frenado de la expansión originada por la atracción gravitatoria mutua de toda la masa del universo. El último es un efecto repulsivo debido a la constante cosmológica. Es un fenómeno análogo al que se produce al lanzar una piedra verticalmente hacia arriba. La inercia debida a la velocidad de lanzamiento y la atracción gravitatoria terrestre tienen efectos contrapuestos sobre el movimiento de la piedra (claro que aquí no habría lugar para una constante cosmológica).

Supongamos ahora un universo con tan poca densidad de materia que el efecto inercial de expansión sea el dominante --que constituiría el análogo al caso de una piedra lanzada desde un cuerpo de poca masa como un asteroide--. La tasa de expansión permanecerá muy aproximadamente constante. Siempre que miremos a un objeto con desplazamiento al rojo z = 1 estaremos mirando atrás hasta una época cuando los objetos del universo estaban la mitad de separados que en la actualidad (ver cuadro sobre desplazamiento al rojo). En un universo con una tasa constante de expansión eso significa que una supernova observada con desplazamiento al rojo z = 1 habría emitido su luz cuando el universo tuviera la mitad de su edad actual.

Si observáramos la misma supernova pero ahora situada en un universo con mayor densidad de materia, la desaceleración de la expansión por efecto de la atracción gravitatoria implicaría que el universo se estaba expandiendo más rápido en el pasado que en la actualidad. Los objetos en el universo estarían la mitad de separados al desplazamiento al rojo z = 1 que lo que están en la actualidad, pero el universo ya no tendría la mitad de su edad, sino algo menos. Al expandirse más rápido en el pasado que en la actualidad, se necesitaría menos tiempo que en el caso con tasa de expansión constante para llegar hasta la separación actual, y por tanto la luz habría viajado durante menos tiempo desde la supernova hasta nosotros. Su distancia aparentaría ser menor y aparecería algo más brillante que en el caso de un universo de baja densidad.

La energía de vacío

El principio de incertidumbre de Heisenberg permite la formación de pares virtuales partícula-antipartícula durante breves instantes de tiempo. Este proceso implican que el vacío debe tener una densidad de energía diferente de cero que a veces se denomina "energía del punto cero" ó "energía de vacío". Existen evidencias experimentales indirectas de la existencia de esta densidad de energía de vacío a través de lo que se conoce como el efecto Casimir. Como en relatividad cualquier contribución energética tiene implicaciones gravitatorias podemos decir que ¡el vacío pesa!.

Pero, ¡¿cómo puede el vacío pesar algo?!. Si tenemos un pistón "lleno de vacío" y tiramos del émbolo, crearemos más vacío, que por tanto contendrá una mayor "energía de vacío" y que sólo ha podido ser suplida por la fuerza que movió el pistón. En el proceso, la densidad de energía de vacío debe ser por supuesto una constante puesto que no puede depender de ningún parámetro ya que ¡en el vacío no hay nada de lo que pueda depender!. Cuando hacemos el experimento más habitual con un gas en el interior del pistón, baja la presión del gas. En este proceso "bajar la presión" implica enfriamiento y por tanto "disminución de la energía interna del gas". En el caso del vacío ocurre lo contrario. Tenemos por tanto que calcular la presión del vacío como negativa. En otras palabras, el vacío actúa como una fuerza gravitatoria repulsiva. Esa fuerza gravitatoria repulsiva es lo que se denomina a veces constante cosmológica.



El resultado que han obtenido los grupos de investigadores de supernovas no corresponde a ninguno de los dos casos mencionados en las líneas precedentes. Las supernovas a un determinado desplazamiento al rojo son aún menos brillantes que lo esperado en un universo de baja densidad. La manera más directa de interpretar este resultado es que el universo está en expansión acelerada. Así, ésta era más lenta en el pasado que en la actualidad, con lo que el universo necesitó más tiempo para alcanzar la separación actual de objetos y por tanto la luz de la supernova ha tardado más tiempo hasta nosotros, lo que implica una mayor distancia aparente y consecuentemente un menor brillo aparente.

Cabe por supuesto la posibilidad de que ese menor brillo observado sea debido a efectos evolutivos o de interposición de gas y polvo que no se han tenido en consideración. Pero el trabajo observacional de los grupos de supernovas ha sido muy cuidadoso en tener en cuenta todos estos detalles y aún se sigue estudiando la manera en que esos resultados podrían ser engañosos.


¿Una modelo definitivo? Fluctuaciones del fondo cósmico de microondas.

Si fijamos un radiotelescopio lo suficientemente sensible en una dirección particular del cielo podremos sintonizar una señal muy débil con un máximo centrado en una frecuencia de unos 280 GHz que corresponde al rango de las microondas en el espectro electromagnético. Si nuestro radiotelescopio fuera capaz de sintonizar frecuencias cercanas a los 280 GHz, observaríamos que la intensidad de la señal disminuye a ambos lados de una forma particular y sorprendentemente equivalente a la señal que mediríamos a la salida de un pequeño agujero realizado en las paredes perfectamente absorbentes de un objeto hueco (un cuerpo negro) a 2,73 grados por encima del cero absoluto de temperatura. Técnicamente se suele llamar a esta señal fondo cósmico de microondas.

«En algún momento la temperatura era tan alta que ni siquiera los átomos podían haber existido como tales, encontrándose los electrones desligados de los núcleos.»
Sólo el modelo del Big Bang nos da una respuesta simple a la existencia de este fondo de microondas. Si el universo está en expansión, éste tenía que ser más pequeño, más denso y más caliente en el pasado. En algún momento la temperatura era tan alta que ni siquiera los átomos podían haber existido como tales, encontrándose los electrones desligados de los núcleos. En esas condiciones los electrones interaccionan con las partículas de luz (los fotones) de una forma muy eficiente. En otras palabras, la luz estaba en estrecho contacto con la materia alcanzando ambas un equilibrio térmico perfecto. Pero la expansión del universo enfriaba el entorno hasta que alcanzados unos 3000°C los electrones empezaron a combinarse rápidamente con los núcleos formando átomos. En ese momento la luz empezó a viajar libremente, encontrando cada vez menos electrones a su paso. Esa luz sigue entre nosotros, pero la expansión del universo ha tenido como efecto el disminuir drásticamente la frecuencia hasta convertirla en microondas.

En cualquier dirección en la que apuntemos nuestro telescopio veremos lo mismo, o mejor dicho casi lo mismo. En 1992, el satélite COBE de la NASA descubrió que la temperatura equivalente del fondo cósmico de microondas varía ligeramente entre dos puntos del cielo separados angularmente unos pocos grados. Las variaciones de temperatura son extraordinariamente pequeñas, de unas pocas cienmilésimas de grado. Fueron buenas noticias, porque un fondo de microondas sin esas fluctuaciones implicaría un universo demasiado uniforme. Pero sabemos que el universo no puede ser perfectamente uniforme porque actualmente existen estructuras galácticas y grandes vacíos, y esa enorme heterogeneidad del universo presente tendría que tener su marca de fábrica en el universo primigenio.

Representación de las variaciones del fondo cósmico de microondas
Las zonas rojas corresponden a zonas ligeramente más calientes y las azules a zonas ligeramente más frías. Se representa la señal pura esperada producida por las ondas acústicas de periodicidad l = 2 correspondiente a una escala angular de 90°, de periodicidad l = 16, correspondiente a unos 11° y los datos obtenidos por COBE donde supuestamente deben estar la contribución de todos los modos de oscilación.

En la fase de gas caliente en el universo primigenio, las variaciones de la densidad de un lugar a otro se propagarían al modo de ondas acústicas. Esas variaciones se producirían por el hecho de que los fotones de luz tienden a dispersar la materia mientras que ésta tira gravitatoriamente del entorno, produciéndose dos efectos contrapuestos: cuando la densidad disminuye debido a la acción dispersora de los fotones, su presión pierde eficiencia y empieza a ganar el tirón gravitatorio que vuelve a aumentar la densidad en un ciclo que se autoalimenta a sí mismo creando ondas acústicas.

Si pudiéramos estar en aquel ambiente infernal de la creación seríamos capaces de oír un ruido característico de esas ondas acústicas de densidad. Entre todo ese ruido distinguiríamos (con los oídos apropiados claro) una nota particular que destaca entre todas las demás, una longitud de onda que la expansión del universo ha alargado unas 1100 veces de tamaño y que ahora podríamos observar como un máximo de variación de la temperatura del fondo cósmico entre dos regiones del cielo separadas angularmente algo menos de 1°. La razón de la existencia de una frecuencia que destaca sobre las demás está relacionada con el hecho de que los modos de oscilación acústicos no pueden estar coordinados más allá de la distancia que ha viajado la luz desde el comienzo del universo.

Por su puesto que no podemos oír la música de la creación, pero sí al menos representar sus notas. La posición exacta de esa nota destacada depende de la densidad total de materia y energía del universo. Un poco más denso y la escala angular será algo mayor; un poco menos denso y la escala se hará menor.

En noviembre de 1999 llegaban a los medios de comunicación los resultados preliminares del proyecto Boomerang, un globo estratosférico provisto de un pequeño radiotelescopio capaz de medir variaciones de la temperatura del fondo de microondas en escalas de hasta 1/5 de grado. Los datos de la muestra obtenida, que cubría un 1% del cielo, fueron publicados en la revista Nature en abril de 2000. Habían descubierto el rastro dejado por la contribución principal de las ondas acústicas. El denominado técnicamente primer pico Doppler estaba justo donde cabría esperar si la densidad total del universo fuera igual a la densidad crítica; el universo tiene geometría espacial euclídea, o en términos más coloquiales, el universo parece ser plano.

Desde entonces otros grupos han añadido más datos con lo que la forma del primer pico Doppler empieza a delimitarse con cierta claridad.


La sorpresa de la constante cosmológica.

Como hemos visto anteriormente, los resultados de la variación del brillo aparente de supernovas de tipo Ia con el desplazamiento al rojo indicaban que el universo está acelerando la expansión. Al mismo tiempo, las observaciones de las variaciones de la temperatura del fondo cósmico de microondas parecen indicar que la densidad de materia y energía del cosmos es igual a la densidad crítica. Sólo hay una salida compatible con estos dos resultados preliminares y es admitir que la contribución de la constante cosmológica a la densidad de energía del universo es significativa. Este hecho nos deja ante dos de las preguntas más importantes de la física y de la astrofísica actuales:

  • ¿Por qué la constante cosmológica es unos 120 órdenes de magnitud menor que lo que predicen las teorías cuánticas de campos?

  • ¿Por qué su contribución a la densidad de energía en el universo presente es del mismo orden de magnitud que la densidad de materia?


Nadie tiene una respuesta convincente a ninguna de estas dos preguntas. Quizás, a falta de otras propuestas, el físico Steven Weinberg ha sugerido que la única solución natural a la segunda cuestión sea que los escenarios inflacionarios, donde existen una infinidad de universos en expansión como el nuestro, sean representaciones suficientemente aproximadas de la realidad. Cada uno de esos universos partiría con valores diferentes de sus parámetros básicos y la vida sólo sería posible en aquellos universos con una constante cosmológica lo suficiente pequeña para que la tasa de expansión acelerada no fuera impedimento para el colapso gravitatorio del hidrógeno primordial y la posterior formación de galaxias. A los observadores no les quedaría más remedio que hallarse a sí mismo en universos donde la constante cosmológica tuviera un valor apropiado. ¡Quizás seamos unos de los ganadores de la gran lotería cósmica!.

Valores posibles de la densidad de materia (eje horizontal) y de la constante cosmológica (eje vertical) en unidades de densidad crítica
La elipse amarilla representa los valores compatibles con los datos de Supernovas tipo Ia. La elipse rosa circundante corresponde a la incertidumbre de esas observaciones. La banda azul corresponde a los valores compatibles con las observaciones del fondo cósmico de microondas. La intersección entre ambos resultados implica una mejor estimación de la densidad de materia del orden del 30% de la densidad crítica y una contribución de la constante cosmológica del orden del 70% de la densidad crítica.

Una nueva década de precisión en Cosmología.

Estamos entrando seguramente en la década más apasionante de la cosmología moderna debido a la avalancha de observaciones que se nos avecina realizadas con instrumentos cada vez más sofisticados y precisos. Quizás los resultados más espectaculares vengan de la mano de dos misiones de satélites con instrumentos para medir las variaciones del fondo cósmico de microondas con una precisión sin precedentes (algo inferior a la cien milésima de kelvin). La misión de la NASA MAP (Microwave Anisotropy Probe), que fue lanzado en junio de 2001, está rastreando variaciones en escalas angulares superiores a 0,2°. La otra misión de la ESA, Planck Surveyor será capaz de delimitar la posición del segundo pico Doppler. Esas observaciones combinadas con los avances en la catalogación de millones de galaxias, en la detección de lentes gravitatorias y en otro gran números de nuevas técnicas en desarrollo permitirá que a principios de la próxima década tengamos valores de los principales parámetros cosmológicos con menos del 1% de error. Pero en astrofísica las cosas suelen ser más complicadas de lo que parecen en un principio. Una simple idea como la del principio cosmológico --un principio democrático donde todos los observadores verían un universo similar desde cualquier posición-- formulada por Einstein para obtener soluciones cosmológicas matemáticamente sencillas que se convertirían en el conjunto de modelos que denominamos Big Bang Caliente, nos ha llevado a una descripción sorprendentemente aproximada de las propiedades a gran escala del universo. Pero la historia de esta disciplina nos enseña a ser comedidos y a nadie le sorprendería que hubiera sorpresas insospechadas desde nuestro limitado conocimiento de cómo funciona la naturaleza a esas escalas inmensas.


Páginas de interés.



Pedro J. Hernández (phgt@correo.rcanaria.es) es licenciado en física/astrofísica y profesor de enseñanza secundaria.

info.astro Astronomía Digital es una iniciativa de info.astro con la colaboración del Planetario de Pamplona. Se permite la reproducción total o parcial de los contenidos de la revista para uso personal y no lucrativo. Para el envío de artículos o cartas de opinión debe ponerse en contacto con la redacción mediante correo electrónico en digital@astro-digital.com o por carta a:
Astronomía Digital, Apartado de correos 271, 35080 Las Palmas de Gran Canaria (ESPAÑA).