MAPA DEL UNIVERSO

MAPA DEL UNIVERSO

El mapa definitivo de este Universo

Los cosmólogos han desentrañado muchos misterios de nuestro Universo. Pero queda muchísimo por hacer. Para apreciar lo complicada que sigue siendo la investigación cosmológica, seamos sinceros sobre lo poco que han conseguido los cosmólogos: sobre todo se han limitado a poner parámetros a nuestra ignorancia, porque tras cada parámetro se oculta un misterio inexplicado. Por ejemplo: han medido la densidad de la materia oscura, pero ¿qué es? Han medido la densidad de la energía oscura, pero ¿qué es? Han medido la densidad de átomos (hay alrededor de un átomo por cada 2000 millones de fotones), pero ¿qué proceso creó esa cantidad? Han medido que las fluctuaciones primordiales estaban a un nivel del 0,002 %, pero ¿qué procesos las crearon?

A medida que los datos sigan mejorando, podremos usarlos para medir los números de la tabla con una precisión aún mayor, con más decimales. Podremos usar los datos perfeccionados para medir otras propiedades de la materia oscura y la energía oscura, aparte de su densidad. ¿Tiene presión la materia oscura? ¿Tiene velocidad? ¿Y temperatura? Esto arrojaría luz sobre su naturaleza. ¿De verdad es exactamente constante la densidad de la energía oscura, tal como parece de momento? Si lográramos registrar una variación siquiera mínima a lo largo del tiempo o de un lugar a otro, se convertiría en un dato crucial sobre su naturaleza y sobre cómo repercutirá la energía oscura en el futuro de este Universo. ¿Tienen algún patrón o propiedad las fluctuaciones primordiales, aparte de su amplitud del 0,002 %? Todo ello aportaría claves sobre los orígenes de nuestro Universo.

¿Qué habría que hacer para abordar estas cuestiones? Cartografiar nuestro Universo En concreto, debemos obtener un mapa tridimensional de este Universo lo más completo posible. El mayor volumen que posiblemente logremos cartografiar es la región del espacio en la que la luz ha tenido tiempo de alcanzarnos desde la distancia. Este volumen se corresponde en esencia con el interior de la esfera de plasma del Universo, donde más del 99,9 % del volumen permanece inexplorado. Asimismo, se aprecia que el mapa tridimensional de galaxias más ambicioso que se ha realizado, el del Sloan Digital Sky Survey, tan solo cubre nuestros alrededores cósmicos: ¡este Universo es sencillamente descomunal! Para introducir en esa imagen las galaxias más distantes conocidas, habría que situarlas un poco más allá de la mitad del camino hasta el borde y serían pocas y demasiado alejadas entre sí como para conformar un mapa tridimensional útil.

Si halláramos algún modo de cartografiar esas regiones ignotas de nuestro Universo, sería fantástico para la cosmología. No solo multiplicaría por 1000 la información cosmológica disponible, sino que, como mucha distancia equivale a un pasado lejano, también revelaría con gran detalle qué ocurrió durante la primera mitad de nuestra historia cósmica. Pero ¿cómo? Todas las técnicas seguirán perfeccionándose de diversas formas interesantes, pero por desgracia no parece que vayan alograr cartografiar en algún momento cercano una gran fracción de ese 99,9 % del volumen que aún no lo está. Los experimentos con el fondo cósmico de microondas cartografían sobre todo el contorno de este volumen, puesto que el interior es transparente en su mayoría a las microondas. A distancias tan vastas, la mayoría de las galaxias son muy tenues y difíciles de ver incluso con los mejores telescopios. Aún peor: la mayoría del volumen dista tanto de nosotros que casi no contiene ninguna galaxia; observamos tan lejos en el tiempo ¡que la mayoría de las galaxias aún no se habían formado! Confiemos en que el telescopio espacial James Web aclare algunas de estas cuestiones.

Mapa del hidrógeno

Por suerte, disponemos de una técnica para confeccionar mapas que quizá funcione mejor. Lo que llamamos espacio vacío no está vacío en realidad: está lleno de gas hidrógeno. Es más, en Física se sabe hace mucho tiempo que el gas hidrógeno emite ondas de radio con una longitud de onda de 21 centímetros, lo que se puede detectar mediante radiotelescopios. «¿Cuál es la longitud de onda de la línea de 21 centímetros?»). Esto significa que, en principio, el hidrógeno se puede «ver» con un radiotelescopio a través de todo este Universo, incluso mucho antes de que formara estrellas y galaxias, cuando aún era invisible a los telescopios convencionales. Y lo que es incluso mejor, podemos realizar un mapa tridimensional de gas hidrógeno usando el concepto del desplazamiento hacia el rojo: como estas ondas de radio están estiradas debido a la expansión de nuestro Universo, la longitud de onda que presentan cuando llegan a la Tierra indica desde qué distancia (y, por tanto, desde qué instante temporal) provienen.

Por ejemplo, las ondas que llegan con una longitud de 210 centímetros han aumentado 10 veces su longitud inicial, así que fueron emitidas cuando este Universo era 10 veces más pequeño que ahora. Esta técnica se conoce como tomografía en 21 centímetros, y como tiene el potencial de convertirse en la próxima grandeza de la cosmología, está acaparando la atención en los últimos tiempos. Muchos equipos de todo el mundo están reaccionando para erigirse en los primeros en detectar de forma convincente esta esquiva señal procedente del hidrógeno desde un lugar intermedio de nuestro Universo, pero tan lejano que nadie lo ha logrado aún.

¿Qué es un telescopio en realidad?

¿Por qué es tan difícil? Pues porque la señal de radio es muy tenue. ¿Qué se necesita para captar una señal muy débil? Un telescopio grande de verdad. Un tamaño de un kilómetro cuadrado sería lo apropiado. ¿Qué se necesita para construir un telescopio grande de verdad? Pues un presupuesto grande de verdad. ¿Pero de qué cantidad exacta hablamos? Para un radiotelescopio normal el coste pasa del doble si duplicamos su tamaño, y alcanza una cuantía descabellada a partir de unas dimensiones determinadas. Esta es la razón por la que todos los experimentos destinados a practicar tomografía en 21 centímetros emplean una clase más moderna de radiotelescopio llamado interferómetro. Como las ondas de luz y de radio son fenómenos electromagnéticos, crean un voltaje entre distintos puntos del espacio a medida que lo atraviesan. Se trata de voltajes muy débiles, por supuesto, muy inferiores a los 1,5 voltios que median entre ambos extremos de la pila de una linterna, pero aun así lo bastante intensos como para detectarse con buenas antenas y amplificadores.

La idea básica de la interferometría consiste en medir gran cantidad de voltajes de este tipo usando una red de radioantenas y, después, en reconstruir por ordenador el aspecto del cielo. Si todas las antenas se encuentran en un plano horizontal, entonces una onda que llegue justo desde la vertical las alcanzará a todas de manera simultánea. Otras ondas llegan a unas antenas antes que a otras, y el ordenador aprovecha esta circunstancia para calcular de qué direcciones proceden. El cerebro humano utiliza el mismo método para calcular de dónde provienen las ondas sonoras: si el oído izquierdo detecta el sonido antes que el derecho, entonces está claro que procede de la izquierda, y si se mide con exactitud la diferencia de tiempo, el cerebro puede calcular incluso si proviene justo desde nuestra izquierda o si nos llega con cierto ángulo. Como solo tenemos dos oídos no podemos especificar el ángulo con demasiada precisión, pero lo haríamos mucho mejor si imitáramos a un gran radiointerferómetro y tuviéramos cientos de orejas distribuidas por todo el cuerpo. La idea del interferómetro ha cosechado éxitos enormes desde que Martin Ryle la iniciara en 1946, lo que le valió el Premio Nobel de 1974.

No obstante, el paso computacional más lento, que se corresponde con la medición de esas diferencias temporales, se tiene que hacer una vez para cada par de antenas (u orejas) y, si aumenta la cantidad de antenas, el número de pares asciende casi al cuadrado del número de antenas. Esto significa que si multiplicamos por 1000 la cantidad de antenas, el trabajo de la ordenador se vuelve un millón de veces mayor. Queríamos que lo astronómico fuera el telescopio, no el presupuesto. Por este motivo, los interferómetros se han limitado hasta ahora a decenas o centenares de antenas, pero no el millón aproximado que se necesitaría en realidad para la tomografía en 21 centímetros

El omniscopio

Imaginemos los telescopios como máquinas para clasificar ondas. Si nos miramos la mano y medimos la intensidad de la luz que la atraviesa, no descubriremos el aspecto de nuestro rostro porque las ondas de luz procedentes de cualquier lugar de la cara se mezclan en todos los puntos de la piel. Pero si pudiéramos clasificar de algún modo todas esas ondas de luz dependiendo de la dirección en la que viajan, porque las ondas que siguen direcciones diferentes inciden en distintas partes de la mano, entonces reconstruiríamos una imagen de la cara. Justo eso es lo que hace la lente de una cámara, ya sea en un telescopio o en el ojo, y lo que hace el espejo curvo de un radiotelescopio. En matemáticas existe un nombre para la clasificación de ondas: transformada de Fourier. Así que un telescopio es un transformador de Fourier. Mientras que los telescopios tradicionales realizan la transformada de Fourier por medios analógicos, a través de lentes o espejos curvos, el interferómetro lo hace de manera digital, usando cierta clase de ordenador. Las ondas se clasifican no solo por la dirección en la que viajan, sino también por su longitud de onda, que en la luz visible equivale al color.

¿Se podría diseñar un radiointerferómetro inmenso donde las antenas no estuvieran repartidas de manera más o menos arbitraria, como en el proyecto que teníamos entre manos siguiendo un patrón simple y regular? En el caso de un telescopio formado por un millón de antenas, esto permitiría computar la transformada de Fourier 25 000 veces más rápido recurriendo a algunos ingeniosos trucos numéricos que aprovecharan el patrón regular, lo que tornaría el telescopio 25 000 veces más económico. Llamaríamos omniscopio al telescopio propuesto porque es tanto omnidireccional (toma imágenes simultáneas de todo el cielo) como omnicromático (toma imágenes simultáneas de gran variedad de longitudes de onda/«colores»).

La idea básica del omniscopio ya la había probado veinte años antes un grupo japonés, con una finalidad diferente, pero se topó con las limitaciones electrónicas de la época para 64 antenas. Gracias a la revolución ulterior de los teléfonos móviles, los componentes fundamentales necesarios para este prototipo habían experimentado una bajada espectacular de precio, lo que permite ejecutar todo el plan con un presupuesto mínimo ¿Alguien conseguirá a la larga hacer que la tomografía en 21 centímetros funcione con todo su potencial?

¿De dónde salió la Gran Explosión?

Hemos visto que un aluvión de datos de precisión ha transformado la cosmología del campo especulativo, filosófico que era en la ciencia de precisión que es hoy en día y que nos ha permitido medir la edad de este Universo hasta con una incertidumbre del 1 %. Tal como suele ocurrir en ciencia, la resolución de viejos interrogantes ha destapado otros nuevos, y es probable que tengamos ante nosotros una década apasionante en la que los cosmólogos del mundo entero desarrollarán teorías y experimentos para arrojar luz sobre la naturaleza de la materia oscura, la energía oscura y otros misterios.

Una de las lecciones más impactantes de la cosmología de precisión es que nuestro Universo se rige por leyes matemáticas simples desde sus más violentos orígenes. Por ejemplo, las ecuaciones que conforman la teoría de la relatividad general de Einstein parecen gobernar con exactitud la fuerza gravitatoria a través de distancias que van desde un milímetro hasta 100 cuatrillones (10 ²⁶) de metros, y las ecuaciones de la Física atómica y nuclear parecen haber gobernado con exactitud este Universo desde el primer segundo posterior a la Gran Explosión hasta la actualidad, casi catorce mil millones de años después. Y no de manera imprecisa, como las ecuaciones de la economía, sino con una precisión asombrosa. De este modo, la cosmología de precisión subraya la enigmática utilidad de las matemáticas para comprender el mundo.

Otra lección impresionante de la cosmología de precisión es que está incompleta. Sabemos que todo lo que observamos en nuestro Universo en la actualidad evolucionó a partir de una "Gran Explosión" caliente en la que un gas casi uniforme y tan caliente como el núcleo del Sol se expandió tan deprisa que duplicó su tamaño en menos de un segundo. Pero ¿quién ordenó eso? Esto es como el «problema de la explosión»: ¿qué puso la explosión en la Gran Explosión? ¿De dónde salió este gas caliente en expansión? ¿Por qué era tan uniforme? ¿Y por qué quedó marcado con ese nivel del 0,002 % de fluctuaciones primordiales que con el tiempo aumentó hasta formar las galaxias y la estructura a gran escala que observamos a nuestro alrededor dentro de este Universo en la actualidad?

En resumen, ¿cómo empezó todo eso? Al extrapolar aún más hacia el pasado, las ecuaciones de Fridman sobre este Universo en expansión, encontramos indicios de que necesitamos una idea absolutamente revolucionaria para discernir nuestros orígenes últimos. Esa idea, como ya he mostrado en otros artículos, vino de la mano de Alan Guth y Andrei Linde, principalmente.