ENERGIA OSCURA-1

ENERGIA OSCURA-1

Einstein introdujo la constante cosmológica para intentar que las ecuaciones de la relatividad general produjeran el Universo que en esos días todos daban por bueno: un Universo estático que no cambiaba con el tiempo. Pero en 1929, cuando Hubble demostró la expansión del Universo, la constante cosmológica se volvió innecesaria, y Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter propusieron adoptar como modelo cosmológico un Universo espacialmente plano y dominado por la materia. Según este modelo, la densidad de materia debe tener un valor determinado que se conoce como densidad crítica.

Debido a su simplicidad y a la falta de observaciones que lo contradijeran, el modelo de Einstein y De Sitter se erigió durante muchos años en el modelo cosmológico estándar. Sin embargo, a principios de la década de 1990, distintos datos lo pusieron contra las cuerdas. Por un lado, las observaciones directas de la masa contenida en los cúmulos de galaxias y de la formación de estructuras parecían indicar que la densidad de materia del Universo era en realidad bastante menor que esa densidad crítica. Por otro, la edad del Universo que predecía el modelo era menor que la de las estrellas más viejas que se conocían por entonces, lo cual, evidentemente, no tenía ningún sentido.

Algunos científicos notaron que estas discrepancias podían resolverse recuperando la constante cosmológica desechada por el físico alemán. En particular, con ella se incrementaba considerablemente la edad del Universo predicha por la teoría. En efecto, dado que el efecto de una constante cosmológica positiva es acelerar la expansión del Universo (al contrario que la materia, cuya atracción gravitatoria trata de frenarla), un Universo dominado por una constante cosmológica habría crecido más lentamente en el pasado, tardando más tiempo en alcanzar su tamaño actual. Esto lo podemos ver en la figura 1, donde Ωm y ΩɅ son la densidad de materia y la densidad asociada a la constante cosmológica (en unidades de la densidad crítica). La suma de estas dos cantidades, Ωm+ ΩɅ, determina la geometría menor, igual o mayor que 1.

Así pues, las observaciones parecían favorecer la presencia de una constante cosmológica; sin embargo, este término constituía un auténtico quebradero de cabeza desde el punto de vista teórico. La mecánica cuántica (en la que se basan las teorías modernas de la Física de partículas) predice que el espacio vacío posee una cierta energía y, de acuerdo con la relatividad general, todas las formas de energía contribuyen a determinar la evolución del Universo a través de las ecuaciones de Einstein. Pero resulta que esta energía del vacío debería comportarse exactamente ¡como una constante cosmológica! Por tanto, aunque Einstein no lo planteara de esta manera, se puede considerar que la constante cosmológica representa la densidad de esa energía del vacío. Pero al tratar de calcular su valor a partir de la teoría, se obtiene un resultado tan enorme que resultaría incompatible con la formación de galaxias y, por tanto, con la aparición de la vida. Como nadie sabía muy bien cómo resolver este problema, muchos físicos simplemente pensaban que la energía del vacío sería, por alguna razón desconocida, exactamente igual a cero. Sin duda, la mayor parte de la comunidad científica aún no estaba preparada para abrazar la idea de una constante cosmológica.

Pero entonces, en 1998, llegó un hallazgo inesperado: dos experimentos independientes que trataban de encontrar pruebas de la desaceleración de la expansión causada por la materia, a partir del estudio de supernovas (potentes explosiones estelares), descubrieron que la expansión no solo no se estaba frenando, sino que estaba acelerando. Es como si al tirar una piedra al aire, en lugar de ver cómo la gravedad va haciendo que se frene, ¡se observara que la piedra se eleva cada vez más deprisa! El descubrimiento tuvo tal importancia que los principales investigadores de ambos proyectos, los astrónomos estadounidenses Saul Perlmutter, Brian Schmidt y Adam Riess, recibieron por ello el premio Nobel de Física en 2011.

Desde entonces, nuevas observaciones más precisas han confirmado el hallazgo. Y lo más sorprendente es que todos los datos de los que disponemos están de acuerdo con la posibilidad más sencilla: que la aceleración esté causada por una constante cosmológica como la que había introducido Einstein y que, según él mismo, había constituido uno de sus mayores errores. Es imposible no maravillarse con la gran intuición del físico alemán: hasta sus equivocaciones han acabado convirtiéndose en grandes ideas.

UN DESCUBRIMIENTO INESPERADO

En el Universo, observar objetos lejanos equivale a mirar atrás en el tiempo. Por ejemplo, dado que la luz del Sol tarda un poco más de ocho minutos en llegar hasta la Tierra, cuando lo miramos no estamos viendo a nuestro astro rey como es en ese momento, sino como era ocho minutos antes. Este hecho hace que podamos reconstruir la historia del Universo mirando objetos suficientemente distantes, cuya luz puede haber tardado miles de millones de años en llegar hasta nosotros. Para ello, necesitamos que esos objetos tengan un brillo intrínseco conocido, es decir, que sean candelas estándar. (También pueden usarse objetos con un tamaño conocido, llamados reglas estándar.) Así, podremos determinar la expansión del Universo en el pasado, empleando el mismo método que usó Edwin Hubble en 1929: midiendo la distancia a la que se encuentra la candela a partir de su brillo aparente y la velocidad a la que se aleja a partir del corrimiento al rojo de su espectro de absorción.

Lamentablemente, las estrellas cefeidas que utilizó Hubble no sirven para este fin, dado que no es posible observarlas a las distancias necesarias, que son de más de 1.000 millones de años-luz: necesitamos objetos mucho más brillantes. Por suerte, los tenemos.

EXPLOSIONES TAN BRILLANTES COMO MIL MILLONES DE SOLES

Se trata de las supernovas, unas explosiones estelares tan potentes que, durante algunas semanas, pueden superar en brillo incluso a su propia galaxia. En concreto, los astrónomos estudiaron una clase particular de supernovas, las de tipo Ia, que se producen cuando estalla una enana blanca. Las enanas blancas son estrellas viejas y tremendamente compactas que pueden acumular tanta masa como el Sol en un volumen tan pequeño como el de la Tierra, lo que las hace más de un millón de veces más densas que aquel. Se forman cuando una estrella ya ha consumido todo su combustible nuclear (el helio y el hidrógeno) y solo quedan carbono y oxígeno. Este es el final más probable para una estrella y, de hecho, más del 90 % de las que hay en nuestra galaxia —incluido el Sol— acabarán su vida como enanas blancas que se apagan y enfrían lentamente.

Pero, en ocasiones, una enana blanca puede tener una compañera: otra estrella de gran tamaño que aún no ha agotado su combustible y que permanece unida a ella por la gravedad. En ese caso, la enana blanca puede ir apropiándose del gas de su compañera gracias a su enorme atracción gravitatoria. Así, irá creciendo a lo largo de millones de años. Y si en algún momento alcanza una masa crítica de alrededor de 1,4 veces la masa del Sol —lo que se conoce como límite de Chandrasekhar por el físico que lo postuló, el matemático estadounidense de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar—, la presión y la temperatura en su núcleo se harán tan grandes que el carbono comenzará a fusionarse, en una reacción en cadena que dará lugar a una supernova de tipo "Ia". Los productos de la fusión nuclear emiten una intensa radiación que aumenta rápidamente durante las semanas que siguen a la explosión, para desaparecer luego en cuestión de meses. El punto importante es que, como el proceso que las origina es siempre el mismo, todas las supernovas de tipo Ia alcanzan aproximadamente el mismo brillo máximo, por lo que podemos usarlas como candelas estándar. Además, son tan brillantes, que podemos observarlas a distancias grandísimas; de hecho, se han observado supernovas que estallaron ¡hace más de 10.000 millones de años!

UN MÉTODO INTELIGENTE PARA «CAZAR» SUPERNOVAS

Sin embargo, las supernovas presentan una serie de problemas que hacían que fuera muy complicado usarlas en investigaciones de este tipo. Para empezar, no son muy frecuentes: en una galaxia típica solo se producen un par de ellas cada 1.000 años. Además, son eventos muy breves que alcanzan su brillo máximo en unos veinte días, por lo que es esencial descubrirlas poco después de estallar. Y no existe ninguna señal que permita intuir dónde y cuándo van hacerlo. Por ello, los científicos tuvieron que idear un sistema que garantizaba la identificación de un número suficiente de supernovas: tomaban una serie de imágenes de una región del cielo justo después de la luna nueva y repetían la misma serie de imágenes tres semanas más tarde, justo antes de la siguiente luna nueva. Entonces comparaban ambas, buscando puntos de luz que apareciesen en las segundas instantáneas pero no en las primeras. Esos puntos eran supernovas, y el hecho de que hubiera tres semanas de diferencia entre ambas fotografías aseguraba que el descubrimiento se producía antes de que alcanzaran su brillo máximo. Finalmente, durante las noches sin luna que seguían a la segunda serie de fotografías, examinaban las candidatas mediante telescopios terrestres con el fin de determinar si se trataba de supernovas del tipo buscado.

CANDELAS Y REGLAS ESTÁNDAR

La mejor manera de investigar los efectos de la energía oscura sobre la expansión del Universo es medir la distancia y el desplazamiento al rojo para un gran número de objetos distantes. Lo más complicado es determinar la distancia, y hay dos tipos de objetos que permiten hacerlo: las candelas estándar tienen un brillo intrínseco conocido.Dado que el brillo aparente (el que nosotros vemos) disminuye con el cuadrado de la distancia, si uno de estos objetos está 3 veces más lejos que otro, nos parecerá 9 veces más tenue. Las usadas para grandes distancias son las supernovas de tipo Ia. Por su parte, las reglas estándar tienen un tamaño conocido. El tamaño aparente disminuye con la distancia, así que si uno de estos objetos está 3 veces más lejos que otro, nos parecerá 3 veces más pequeño. Para esas mediciones se usan sobre todo las oscilaciones acústicas de bariones, fluctuaciones en la densidad de materia ordinaria que se produjeron en el Universo primitivo. En base a ellas sabemos que las galaxias tienden a estar a una distancia de 480 millones de años-luz unas de otras.

Tras demostrar en 1994 que este sistema funcionaba, dos grupos de investigación independientes comenzaron sus observaciones. Pero cuando ambos equipos presentaron sus resultados definitivos a principios de 1998, saltó la sorpresa: la expansión del Universo se estaba acelerando. En concreto, lo que observaron es que las supernovas eran más tenues de lo esperado. Pero ¿por qué significaba esto que la expansión era cada vez más rápida? El argumento es exactamente el mismo que hemos usado al discutir la edad del Universo, en relación con la figura 1. Lo primero que hay que entender es que el valor del corrimiento al rojo está directamente relacionado con el tamaño del Universo cuando se emitió la luz. Así, si observamos que la luz que nos llega de una supernova (en concreto, las líneas negras de su espectro de absorción) tiene longitudes de onda que son el doble de las que mediríamos en el laboratorio, eso significa que el tamaño del Universo se ha doblado desde que se emitió esa luz.

Si una supernova con un cierto corrimiento al rojo resulta ser más tenue de lo que esperaríamos a partir del ritmo actual de expansión del Universo, eso quiere decir que la luz ha tenido que recorrer más distancia (y ha tardado más tiempo) de la que esperábamos para llegar hasta nosotros. Es decir, que el Universo ha tardado más en pasar del tamaño que tenía cuando se emitió la luz al tamaño actual que si se estuviera expandiendo a un ritmo constante. Pero eso implica que en el pasado estaba creciendo más lentamente que ahora o, lo que es lo mismo, que la expansión del Universo se está acelerando.

Entre los dos grupos midieron la distancia y el corrimiento al rojo de más de 50 supernovas. Encontraron que los resultados eran incompatibles con el modelo de Einstein y De Sitter y que, en cambio, un modelo con una constante cosmológica se ajustaba muy bien a los datos. En concreto, asumiendo un Universo plano, los datos de los dos equipos indicaban que la energía del vacío debía constituir aproximadamente el 70 % del Universo y la de materia, el 30 %. Es decir, que si representásemos los datos en la figura 1,la mayoría de los puntos estarían cerca de la línea con Ωm= 0,3 y ΩɅ= 0,7.

Desde 1998, numerosos experimentos han confirmado esos resultados. Aunque el estudio de supernovas sigue constituyendo el método más directo para investigar la energía oscura, hay otras observaciones complementarias que nos ayudan a determinar mejor sus características. Las más importantes son las del fondo de radiación de microondas y las de las oscilaciones acústicas de bariones.

OSCILACIONES ACUSTICAS DE BARIONES

Antes de la recombinación, el Universo consistía principalmente en un plasma formado por núcleos atómicos y electrones (a los que nos referiremos conjuntamente como bariones) y fotones. También había algunas otras partículas, como los neutrinos, y se estima que debía haber bastante materia oscura. Las ondas acústicas que se propagaban en ese plasma tuvieron tiempo de recorrer una determinada distancia hasta el momento de la recombinación, que hoy en día (después de aumentar más de 1.000 veces debido a la expansión del Universo) corresponde a unos 480 millones de años-luz. Y eso implica que, en la actualidad, dos galaxias cualesquiera tienen una ligera tendencia a estar separadas por esa distancia.

Para entender por qué, supongamos un modelo simplificado en que el plasma primitivo es completamente uniforme excepto en un punto donde es más denso (fig. 2). La presión de los fotones se resiste a la compresión y empuja el plasma hacia fuera, creando una onda acústica, una «ola» que viaja por el plasma a la velocidad del sonido. La materia oscura, mientras tanto, como está desacoplada del plasma, permanece en el punto inicial. En el momento de la recombinación, la onda ha tenido tiempo de recorrer una determinada distancia d, que corresponde actualmente a 480 millones de años-luz. Entonces, los fotones quedan libres y lo que tenemos es una acumulación de materia oscura en el punto inicial y otra de bariones en una capa esférica de radio d. Ambas zonas actuarán como «semillas» que atraerán más y más materia y acabarán formando galaxias.

En los experimentos, lo que observamos es que la densidad de galaxias alrededor de una galaxia cualquiera aumenta ligeramente en un anillo de radio d. Eso nos permite utilizar ese radio como una «regla estándar» para medir distancias a lo largo del cosmos y reconstruir la expansión del Universo.

CONTINUARÁ...