EL LADO OSCURO
DEL UNIVERSO

En búsqueda de la materia
y la energía invisibles

Javier Grande Bardanca

© del texto: Javier Grande Bardanca, 2017.

© de las ilustraciones: Joan Pejoan.

© de las fotografías: Age Fotostock: 98; ESO/Wikipedia Commons: 109a; J. Stadel/Universidad de Zúrich: 129; NASA/ESA/Hubble: 59a, 59b, 109bi, 109bd; Shutterstock: cubierta

Diseño de la cubierta: Elsa Suárez Girard.

© RBA Coleccionables, S.A., 2017.

© de esta edición: RBA Libros, S.A., 2019.

Avda. Diagonal, 189 - 08018 Barcelona.

rbalibros.com

Primera edición: junio de 2019.

REF.: ODBO539

ISBN: 9788491874539

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Introducción

Las observaciones más recientes indican que la materia ordinaria (aquella de la que está hecho todo lo que vemos, desde las galaxias, estrellas y planetas hasta nosotros mismos) constituye apenas un 5 % de todo lo que hay en el universo. El 95 % restante correspondería a dos nuevas sustancias, la materia oscura y la energía oscura, sobre las que aún sabemos muy poco: no podemos verlas, no sabemos de qué están hechas y solo percibimos su presencia a través de los efectos gravitatorios que producen. Y no solo eso, sino que dentro del 5 % de materia ordinaria también hay muchos objetos «oscuros», que permanecen ocultos debido a que casi no emiten radiación.

Actualmente hay muchos experimentos dedicados a estudiar este lado oscuro del universo. Sus resultados nos ayudarán a entenderlo mejor, a formular teorías físicas más generales y puede que incluso a responder algunas preguntas fundamentales, como por ejemplo cuál es el destino del cosmos o si existe vida en otros planetas.

Si queremos adentrarnos en el lado oscuro del cosmos, antes es necesario recordar todo lo que hemos aprendido sobre el universo a lo largo del último siglo. En 1915, Albert Einstein introdujo la teoría de la relatividad general, que permite estudiar la evolución de cualquier sistema gravitatorio, incluida la del conjunto del cosmos. Un poco más tarde, en 1929, Edwin Hubble descubrió que el espacio se estaba expandiendo y eso condujo a la teoría de la gran explosión, según la cual el universo comenzó hace miles de millones de años en un estado de enorme densidad y temperatura, y lleva desde entonces expandiéndose y enfriándose. Esta teoría es capaz de explicar con muchísimo detalle cómo evolucionó el cosmos desde sus primeros instantes y realiza dos predicciones muy concretas.

Por un lado, nos indica la cantidad de elementos químicos ligeros (principalmente hidrógeno y helio) que se habrían producido en los primeros minutos que siguieron a la gran explosión. Además, requiere que exista un fondo de radiación de microondas, una luz que llenaría todo el universo y tendría unas características muy concretas. Las observaciones han confirmado de manera espectacular ambas predicciones, y eso ha hecho que la teoría de la gran explosión se convierta en el modelo cosmológico estándar.

En la década de 1970 se descubrió que, a grandes distancias del centro de las galaxias espirales, las estrellas se mueven mucho más deprisa de lo esperado. Para poder explicar este hecho, lo más sencillo es suponer que las galaxias contienen una gran cantidad de materia «oscura» que, por alguna razón, no somos capaces de ver. Posteriormente, otras observaciones han confirmado que en el universo hay unas cinco o seis veces más materia oscura que normal. Discutiremos en detalle una de estas observaciones, la de las anisotropías del fondo de radiación de microondas (pequeñas diferencias de temperatura en la luz que nos llega desde distintas regiones del cielo), que nos proporciona una «fotografía» de cuando el universo tenía tan solo 380.000 años.

Pero ¿de qué está hecha la materia oscura? Algunas posibles explicaciones ya han sido descartadas, por ejemplo, la idea de los MACHO, según la cual la materia oscura estaría formada por objetos celestes tenues. Sin embargo, otros candidatos siguen siendo plausibles y se está tratando de encontrarlos. Entre ellos podemos destacar las WIMP (partículas masivas que interaccionan débilmente), los axiones, los neutrinos estériles o los agujeros negros primordiales. Finalmente, algunos autores defienden que las observaciones pueden explicarse sin necesidad de introducir una nueva sustancia si se modifican las ecuaciones de la gravedad de una manera adecuada.

En 1998 llegó otra sorpresa: resulta que el universo no solo se está expandiendo, sino que lo hace cada vez más deprisa. Se llegó a esta conclusión a partir del estudio de una cierta clase de explosiones estelares llamadas supernovas de tipo Ia. La manera más sencilla de conseguir una expansión acelerada es introducir una constante cosmológica en las ecuaciones de la relatividad general, algo que curiosamente ya había propuesto (y posteriormente descartado) Einstein en su día, por motivos muy distintos. Además, desdeun punto de vista teórico, uno espera que exista una constante cosmológica, debido a la energía que, según la mecánica cuántica,posee el espacio vacío.

Sin embargo, la teoría predice que el valor de la constante cosmológica debería ser muchísimo mayor que el medido. Esto ha provocado que muchos investigadores busquen otras opciones, como los campos escalares de quintaesencia, para explicar la expansión acelerada del universo y que la sustancia (sea lo que sea) que la produce pase a ser conocida con el nombre genérico de energía oscura. La naturaleza de esta energía oscura, que constituye el 70 % del contenido energético del universo, determinará el destino último del cosmos… aunque ninguna de las posibilidades es muy halagüeña.

Más allá de la materia y energía oscuras, en el cosmos existen muchos objetos celestes tenues que casi no emiten radiación y, por tanto, resultan muy difíciles de observar. Algunos de ellos son inmensos, como las nubes de gas y polvo donde se forman las estrellas. En ocasiones, el proceso de formación estelar no culmina con éxito: la estrella incipiente no logra acumular suficiente masa como para desencadenar las reacciones de fusión nuclear y se convierte en una enana marrón, una estrella fallida que se va enfriando poco a poco. Las enanas marrones constituyen el «eslabón perdido» entre estrellas y planetas, lo que hace que los astrónomos estén muy interesados en ellas.

También son oscuros los objetos compactos que se forman cuando las estrellas agotan su combustible nuclear. Entre ellos están las enanas blancas, que pueden dar lugar al tipo de supernovas que sirvieron para descubrir la existencia de la energía oscura. También las estrellas de neutrones, objetos de una densidad increíble y que pueden emitir haces de radiación que recorren el cielo como la luz de un faro. Y los agujeros negros, con una gravedad tan intensa que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de ellos.

Ahora sabemos que existen multitud de planetas girando en torno a otras estrellas. Especial interés despiertan los que son potencialmente habitables, es decir, aquellos que presentan condiciones compatibles con la vida tal y como la conocemos. En general, consideramos que un planeta es habitable si se parece a la Tierra y puede tener agua líquida en su superficie (para lo cual no debe estar ni muy cerca ni muy lejos de su estrella), pero hay otros factores importantes a tener en cuenta: por ejemplo, que tenga una atmósfera o que posea los elementos químicos esenciales para la vida. Ya por último, veremos cómo hay multitud de objetos oscuros más pequeños flotando en las afueras de nuestro propio sistema solar.

Recientemente se han observado varios tipos de colisiones cósmicas que aportan información sobre el lado oscuro del universo. Los choques entre cúmulos de galaxias parecen aportar la prueba definitiva de la existencia de la materia oscura, poniendo en serios aprietos a las teorías que optan por modificar la gravedad en lugar de introducir una nueva sustancia. Por su parte, las fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones han servido para detectar las ondas gravitacionales, unas perturbaciones del espacio-tiempo que suponen una nueva confirmación de la teoría de la relatividad general.

Para terminar, repasaremos algunos de los experimentos más importantes que tratan de detectar la materia oscura, la energía oscura y el resto de objetos oscuros del cosmos. Por ejemplo, hay tres maneras distintas de buscar WIMP: en las búsquedas directas se intenta observar la interacción de alguna de estas partículas con los núcleos de un material detector; las indirectas rastrean las partículas de materia ordinaria que se generarían si dos WIMP se aniquilasen en el espacio; finalmente, también se intenta producir materia oscura en los grandes aceleradores, a partir de choques muy energéticos de partículas ordinarias. Por supuesto, la materia oscura podría estar formada por otro tipo de partículas que requieran métodos de detección diferentes. Así, para buscar los axiones se utiliza el hecho de que pueden convertirse en fotones (partículas de luz) al atravesar campos magnéticos intensos.

Estamos viviendo una época dorada en la exploración del cosmos: hay muchos misterios que desvelar y disponemos de los medios para hacerlo. Es muy posible que de aquí a pocos años se produzca algún gran descubrimiento que revolucione nuestras teorías y nos permita entender mejor de qué está hecho el universo.

Un universo de claroscuros

En el último siglo se ha producido una auténtica revolución en nuestro conocimiento del universo y los objetos celestes que lo pueblan. Podríamos considerar que esta profunda transformación comenzó en 1915, año en que el físico alemán Albert Einstein introdujo su teoría general de la relatividad, la teoría gravitatoria en que se basa la cosmología moderna. Por aquel entonces ni siquiera teníamos muy claro que en el universo hubiese algo más aparte de nuestra propia colección de estrellas, la Vía Láctea. Aunque se habían observado otras galaxias, algunas de las cuales aparecían ya incluso en el catálogo que compiló el astrónomo francés Charles Messier en el siglo XVIII, los astrónomos de la época las denominaban «nebulosas espirales» y existía una gran controversia sobre su naturaleza: mientras que algunos científicos sostenían, correctamente, que se trataba de galaxias independientes —los universos isla que ya había propuesto el filósofo prusiano Emmanuel Kant en el siglo XVIII—, otros propugnaban que no eran sino nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia. El asunto quedaría zanjado pocos años más tarde, cuando Edwin Hubble logró medir la distancia a estos objetos y certificar su condición extragaláctica. Sus observaciones también sirvieron para demostrar que el universo se estaba expandiendo, lo que allanó el terreno para la aparición de la teoría del Big Bang o la gran explosión, de la que seguramente casi todos hemos oído hablar.

Otra cosa que no se sabía en 1915 es de dónde provenía la energía de las estrellas. El astrofísico británico Arthur Eddington fue el primero en proponer, en 1920, que el origen de esta energía era la fusión del hidrógeno en helio y también apuntó la posibilidad de que los elementos más pesados se produjeran en las estrellas. En 1939, el físico estadounidense de origen alemán Hans Bethe describió de manera exhaustiva las dos cadenas de reacciones de fusión que permiten convertir hidrógeno en helio en el interior de las estrellas; y el trabajo del británico Fred Hoyle en las décadas de 1940 y 1950 demostró la producción de elementos pesados que ya había sugerido Eddington.

Estos dos ejemplos sirven para ilustrar los grandes y rápidos avances que experimentó nuestra comprensión del cosmos a lo largo del siglo pasado. Hoy en día, sabemos que en el universo hay billones de galaxias y comprendemos bastante bien el nacimiento, vida y muerte de las estrellas. Hemos descubierto más de 3.700 planetas alrededor de otros astros y enviado numerosas sondas al espacio exterior, algunas de las cuales han llegado incluso a traspasar las fronteras del sistema solar. Además, multitud de instrumentos avanzados, como por ejemplo el telescopio espacial Hubble, nos permiten estudiar los rincones más remotos del cosmos. La detección del fondo de radiación de microondas nos ha proporcionado una «fotografía» del universo cuando tenía tan solo unos 380.000 años. Y la teoría de la gran explosión —confirmada de manera espectacular por diferentes observaciones— y nuestro conocimiento de la física de partículas nos permiten hablar con una cierta seguridad de lo que ocurrió tan solo una fracción de segundo después del nacimiento del universo.

No cabe duda de que estos logros son bastante impresionantes, pero ¿sabemos realmente de qué está hecho el cosmos? Si miramos a nuestro alrededor, descubriremos que la mayor parte del universo es oscuro y permanece oculto a nuestros ojos. En particular, las observaciones más recientes indican que la materia ordinaria —la que forma todo aquello que vemos, desde las estrellas y planetas hasta nuestros propios cuerpos— constituye tan solo un 5 % del contenido energético del universo. El otro 95 % correspondería a dos componentes, la materia oscura y la energía oscura, sobre las que aún sabemos muy poco: nunca las hemos detectado directamente, y solo percibimos su presencia a través de los efectos gravitatorios que producen sobre la materia ordinaria o sobre el propio universo en su conjunto.

Y lo que es más: dentro del 5 % de materia ordinaria también hay muchos objetos «oscuros» —como por ejemplo estrellas de neutrones, agujeros negros o planetas alrededor de otras estrellas— que apenas emiten radiación y que aún encierran muchos misterios.

Estamos viviendo una edad de oro en la exploración del universo. Numerosas misiones espaciales y observatorios ubicados en tierra, algunos ya en funcionamiento y otros previstos, tratarán de descubrir la naturaleza de las dos misteriosas componentes que dominan el contenido energético del cosmos y de seguir estudiando esos objetos oscuros «ordinarios» de los que hablábamos, con el fin de comprenderlos mejor. Sin duda, todos estos experimentos, unidos al enorme esfuerzo teórico que también se está realizando, nos permitirán ir descubriendo de qué está hecho realmente el cosmos. Todo ello traerá consigo una auténtica revolución en nuestras teorías físicas e incluso podría servir para responder preguntas fundamentales sobre el origen y destino del universo o la posible existencia de otros mundos habitados, entre otros muchos avances que hoy apenas podemos imaginar. Pero antes de sumergirnos en el lado oscuro del universo y saber qué puede suponer para la humanidad conocerlo más a fondo, comencemos revisando lo que ya sabemos de él.

CAMBIANDO EL PARADIGMA: LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD

A principios del siglo XX, la comunidad científica vivía una situación incómoda. Pocos años antes, en 1864, el físico escocés James Clerk Maxwell había formulado su teoría clásica del electromagnetismo, según la cual la electricidad, el magnetismo y la luz no eran sino manifestaciones de un mismo fenómeno. En particular, su teoría predecía la existencia de ondas electromagnéticas que se desplazaban en el vacío a la velocidad de la luz c (aproximadamente 300.000 km/s), por lo que Maxwell concluyó que la propia luz visible era una onda electromagnética. Hoy sabemos que efectivamente lo es, al igual que las ondas de radio, los rayos X o las microondas, aunque todas estas ondas también pueden describirse como conjuntos de partículas denominadas fotones.

Aunque la existencia de las ondas electromagnéticas había sido confirmada experimentalmente en 1888 por el físico alemán Heinrich Hertz, el hecho de que viajaran a una velocidad constante c parecía incompatible con la mecánica clásica, la introducida por Isaac Newton y que seguimos aprendiendo en la escuela, según la cual la velocidad a la que vemos moverse un objeto depende de nuestro propio estado de movimiento.

Al rescate vino Albert Einstein, que por entonces aún trabajaba en la oficina de patentes de Berna, en Suiza. Einstein tuvo la audacia suficiente para sugerir que lo que había que corregir no era la teoría electromagnética, sino la mecánica newtoniana. De este modo, en 1905 introdujo su teoría de la relatividad especial, basada en dos supuestos: que la velocidad de la luz en el vacío, c, es la misma para cualquier observador, independientemente de su estado de movimiento y que todas las leyes de la física permanecen invariables para cualquier observador inercial (que se mueva a velocidad constante).

A partir de estos dos postulados se obtienen muchísimas consecuencias interesantes, por ejemplo la imposibilidad de transmitir materia o información a velocidades mayores que c o el hecho de que cualquier objeto con masa tenga una energía, dada por la célebre ecuación E = mc². Otra consecuencia es que tanto el espacio como el tiempo son relativos (por ejemplo, dos observadores no tienen por qué estar de acuerdo en el tamaño de un objeto o el tiempo transcurrido entre dos sucesos) y además se entremezclan: ya no pueden definirse de manera separada, sino que pasan a formar un continuo de cuatro dimensiones, el espacio-tiempo.

Por tanto, no hay duda de que la relatividad especial supuso un auténtico cambio de paradigma con respecto a la mecánica newtoniana (no obstante, la teoría clásica sigue siendo una aproximación muy buena para problemas en que las velocidades implicadas son mucho menores que la de la luz). Además, es una teoría enormemente exitosa: ha sido verificada experimentalmente en infinidad de ocasiones y constituye, junto con la mecánica cuántica, la base de lafísica moderna (en concreto, del modelo estándar de la física de partículas). Sin embargo, solo es válida en ausencia de fuerzas gravitatorias, por lo que Einstein enseguida comenzó a pensar cómo podía extender su teoría para incluir los efectos de la gravedad. Sus esfuerzos culminarían en 1915 con la teoría general de la relatividad, cuya ecuación fundamental es la siguiente:

Gμν = 8πTμν

Lo importante de esta fórmula (que en realidad engloba 10 ecuaciones y que puede escribirse de distintas formas; aquí hemos elegido una especialmente sencilla) es que relaciona la geometría —la forma— del espacio-tiempo, caracterizada por el denominado tensor de Einstein Gμν, con el contenido de materia y energía, especificado a través del tensor de energía-momento Tμν.

La idea detrás de las ecuaciones de Einstein es que el espacio-tiempo es como un «tejido» y la materia y la energía lo deforman, hacen que se curve. A su vez, esta curvatura del espacio-tiempo es la que determina cómo se mueve la materia (fig. 1). Así, desde el punto de vista de la relatividad general, la atracción que normalmente atribuimos a la fuerza de la gravedad no es más que el efecto de la curvatura del espacio-tiempo. Hay que recalcar, eso sí, que la figura 1 es una simplificación, ya que en ella vemos que se curva solo el espacio (además, un espacio de dos dimensiones), cuando en realidad lo que se curva es el espacio-tiempo (de cuatro dimensiones), pero es útil para que nos hagamos una idea del cambio conceptual que implica la teoría de Einstein.

Estas ecuaciones sirven para describir la evolución de cualquier sistema gravitatorio. En concreto, podemos aplicarlas al universo en su conjunto, y eso es precisamente lo que se propuso Einstein justo después de formular su teoría. Einstein, como casi todos los científicos de su época, pensaba que el universo debía ser estático, es decir, que no debía expandirse ni contraerse. Esto respondía en parte a un prejuicio filosófico, pero también estaba motivado por las observaciones de las velocidades de las estrellas, ya que todas las que se conocían por entonces eran muy pequeñas.

Sin embargo, para su desazón, Einstein pronto se dio cuenta de que sus ecuaciones no daban como solución un universo estático. Llegados a ese punto, tenía dos opciones: o bien aceptar que, de acuerdo con su propia teoría, el universo no era estático; o bien modificar sus ecuaciones para adecuarlas a sus propias convicciones. Einstein se decidió por este segundo camino e introdujo una constante cosmológica positiva Λ

Gμν + Λgμν = 8πTμν

que permitía hallar una solución (aparentemente) estática. Mientras, otros físicos como el ruso Alexander Friedmann o el belga Georges Lemaître prefirieron mantenerse fieles a las ecuaciones originales y encontraron soluciones en las que el universo se estaba expandiendo. Finalmente, en 1929, las observaciones de Edwin Hubble demostraron de manera convincente que el universo se expande, lo que llevó a Einstein a renegar de la constante cosmológica.

FIG. 1

Un objeto muy masivo curva el espacio-tiempo a su alrededor. A su vez, este espacio-tiempo curvado modifica las trayectorias de los objetos, e incluso los rayos de luz, que pasan cerca.

SÍ, EL UNIVERSO SE EXPANDE

Pero vayamos por partes. ¿Cómo llegó Hubble a la conclusión de que el universo se estaba expandiendo? El primer paso lo dio el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, que desde 1912 midió las velocidades de 41 «nebulosas espirales» (galaxias) y halló que 36 de ellas se estaban alejando de nosotros, algunas a enormes velocidades. Para obtener estos resultados, hizo uso del llamado efecto Doppler, formulado por el matemático austríaco Christian Andreas Doppler en el siglo XIX. Veamos en qué consiste.

Recordemos que la luz es una onda electromagnética que, como cualquier onda, está caracterizada por su longitud de onda, es decir, por la distancia entre sus crestas (fig. 2).

Cuando la fuente que emite las ondas está moviéndose respecto al observador, la longitud de onda que este detecta será diferente a la emitida. Por ejemplo, si la fuente se aleja de nosotros, cada cresta tiene que recorrer un poco más de distancia que la anterior hasta alcanzarnos y eso hace que, en la práctica, la longitud de onda nos parezca mayor de lo que realmente es. Por contra, si la fuente se acerca a nosotros, mediremos una longitud de onda menor.

En el caso de ondas sonoras, una menor longitud de onda implica un sonido más agudo y, una mayor, un sonido más grave. Así, el efecto Doppler es el que provoca que la sirena de una ambulancia, o el motor de un coche de Fórmula 1, suene de un modo cuando el vehículo viene hacia nosotros (más agudo) y de otro muy distinto cuando nos deja atrás (más grave).

Para la luz visible (la que puede distinguir el ojo humano), las longitudes de onda más cortas corresponden al azul y al violeta y las más largas al rojo. Así, si la fuente se aleja de nosotros, su luz parecerá más roja. En lenguaje técnico decimos que se ha producido un corrimiento o desplazamiento al rojo.

En base a ello, Slipher estudió la luz que llegaba desde las nebulosas espirales. En principio, la luz procedente de una galaxia debería presentar un espectro continuo (luz de todos los colores), dado que las estrellas emiten luz en todas las longitudes de onda; sin embargo, los elementos químicos presentes en sus atmósferas absorben algunas longitudes de onda cuando la luz pasa a través de ellos; para esas longitudes de onda, la luz no llega hasta nosotros y, como consecuencia, aparecen una serie de líneas negras; esto es lo que se llama un espectro de absorción (fig. 3).

> EL PRINCIPIO COSMOLÓGICO: EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

Resolver las ecuaciones de Einstein para el universo en su conjunto es menos complicado si asumimos el principio cosmológico, que dice que el universo es homogéneo (igual en cada punto) e isótropo (igual en cada dirección). Pero ¿cómo es eso posible, si contiene planetas, galaxias y espacios vacíos? La clave es que el principio cosmológico solo es válido a escalas grandes, es decir, cuando miramos el cosmos con poca resolución. Comparemos el universo con un vaso de agua: a simple vista, el líquido del vaso parece completamente homogéneo, pero si lo miramos a escalas más pequeñas, del orden del nanómetro (una milmillonésima de metro), podremos distinguir las moléculas. Según el principio cosmológico, si observamos el universo a escalas suficientemente grandes (de unos cientos de megapársecs, unos diez cuatrillones de metros) nos parecería tan homogéneo como el agua del vaso. Las observaciones de objetos lejanos como los cuásares (núcleos de galaxias muy brillantes) parecen confirmar esta hipótesis mientras que las de la radiación del fondo de microondas apoyan la isotropía.

Según el principio cosmológico, aunque a pequeñas escalas el universo no es homogéneo, a escalas más grandes sí que lo sería. Esto mismo ocurre con el agua.

FIG. 2

La luz visible es una onda electromagnética. Cada color tiene una longitud de onda (la distancia entre las crestas) distinta. La más larga corresponde al rojo y la más corta, al azul.

Lo importante es que cada elemento absorbe siempre las mismas longitudes de onda. Y como hay elementos que están presentes en todas las estrellas, también hay determinadas líneas negras que aparecerán en todos los espectros de absorción. Ahora bien, hemos visto que si la fuente que emite la luz se está moviendo, se produce un cambio en la longitud de onda debido al efecto Doppler. Así pues, si una galaxia se aleja de nosotros, las líneas negras de su espectro de absorción sufrirán un corrimiento al rojo (aparecerán a longitudes de onda mayores) con respecto a las que medimos en el laboratorio y, si se acerca, veremos un corrimiento al azul. Además, la magnitud de este desplazamiento Doppler permite calcular la velocidad de la galaxia.

FIG. 3

El espectro de la luz que nos llega de las galaxias presenta líneas negras. Si la galaxia se mueve con respecto a nosotros, esas líneas aparecerán desplazadas al rojo (si se aleja) o al azul (si se acerca).

De este modo, Slipher descubrió que la mayoría de nebulosas espirales se estaban alejando de nosotros. Pero aún faltaba determinar si dichas nebulosas formaban parte de nuestra galaxia o eran galaxias independientes. Para lograrlo, era imprescindible averiguar a qué distancia se encontraban. Y de eso se encargó Edwin Hubble.

Usando un nuevo y potente telescopio del observatorio del Monte Wilson, en California, Hubble fue capaz de distinguir estrellas individuales en algunas de esas nebulosas. En concreto, pudo identificar algunas estrellas de un tipo muy especial, las llamadas cefeidas. Esas estrellas tienen la particularidad de que su brillo cambia de manera periódica, como si fueran faros cósmicos, y ese período de pulsación guarda relación con su luminosidad (la intensidad de la luz que emiten). Así pues, midiendo el período podemos conocer la luminosidad de la estrella. Y esto nos sirve para estimar cómo de lejos se encuentra, dado que el brillo que observamos disminuye con el cuadrado de la distancia a la estrella.

De esa manera, usando los datos de Slipher sobre la velocidad de las galaxias —y algunos otros que le proporcionó su colaborador Milton Humason— y sus propias mediciones de las distancias, Hubble llegó en 1929 a una importantísima conclusión: las galaxias no solo se alejan de nosotros, sino que lo hacen con una velocidad proporcional a su distancia (es decir, que las que están más lejos se mueven más deprisa), lo que se conoce como la ley de Hubble.

Si juntamos esa observación con el principio de Copérnico (según el cual no ocupamos un lugar especial en el universo), nos vemos obligados a concluir que todas las galaxias se están alejando las unas de las otras. Y la única manera de que eso ocurra ¡es que sea la propia expansión del universo la que las separa!

DEL «ÁTOMO PRIMIGENIO» AL UNIVERSO EN EXPANSIÓN: LA GRAN EXPLOSIÓN

Muy poco después del descubrimiento de Hubble, en 1931, Lemaître se dio cuenta de que si todas las galaxias se alejan unas de otras, entonces en el pasado tuvieron que estar más y más juntas, hasta llegar a un momento en que toda la materia del universo estuviera concentrada en un mismo punto. Lemaître llamó a ese punto el «átomo primigenio». Esta observación es el germen de la teoría del Big Bang, o la gran explosión, según la cual el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años con una densidad y temperatura enormes (infinitas) y lleva desde entonces expandiéndose y enfriándose. Hoy aún sigue haciéndolo.

La teoría de la gran explosión nos permite hablar con mucha seguridad de lo que pasó a partir de la primera décima de segundo (o incluso antes) de vida del universo y sus predicciones han sido confirmadas espectacularmente por las observaciones.

LOS PRIMEROS INSTANTES DEL COSMOS

Lo primero que hay que recalcar es que la teoría, en realidad, no nos permite decir nada sobre la propia gran explosión, sobre el instante inicial. En efecto, para t = 0 las ecuaciones presentan una singularidad, lo que quiere decir que la temperatura y la densidad se hacen infinitas. Aunque existe cierta controversia acerca de las implicaciones de esta singularidad inicial, la interpretación mayoritaria es que nos indica que en ese momento la teoría ya no es válida. De hecho, esperamos que para tiempos inferiores a 10⁻⁴³ segundos (el llamado tiempo de Planck; 10⁻⁴³ es 0,000…01, un uno precedido de 43 ceros) sea necesario tener en cuenta los efectos cuánticos. Para remontarnos a esos instantes tan tempranos, necesitaríamos disponer, por tanto, de una teoría cuántica de la gravedad; y, aunque se han dedicado muchísimos esfuerzos a desarrollar esa teoría, de momento ningún intento ha tenido éxito.

El primer momento del que podemos decir algo con una cierta seguridad se sitúa unos 10⁻³⁵ segundos después de la singularidad: entonces se supone que comenzó una breve etapa de expansión acelerada, conocida como inflación cósmica, y durante la cual el tamaño del universo creció enormemente. Aunque esta fase inflacionaria no está completamente confirmada, la teoría de la inflación también realiza predicciones muy concretas que parecen estar de acuerdo con las observaciones, por lo que la mayoría de los físicos han pasado a considerarla prácticamente una parte esencial del modelo cosmológico estándar.

Antes de continuar desgranando la historia del universo, cabe recordar que la materia ordinaria o bariónica (es decir, todo lo que vemos) está formada por átomos. Estos constan de un núcleo —en el que hay protones cargados positivamente y neutrones sin carga eléctrica— alrededor del cual giran los electrones, con carga negativa. Los diferentes elementos químicos se distinguen por el número de protones (así, el hidrógeno tiene un solo protón, el helio dos, etc.) y cada elemento puede tener diferentes variedades o isótopos en función del número de neutrones, de manera que el helio puede ser helio-3 o helio-4 (llamado simplemente helio) dependiendo de si tiene 1 o 2 neutrones, respectivamente (fig. 4).

FIG. 4

Representación esquemática de un átomo de helio, compuesto por dos electrones, dos protones y uno o dos neutrones.

Pero hasta que pasó aproximadamente una millonésima de segundo desde la gran explosión, las temperaturas eran tan altas que ni tan siquiera los protones y los neutrones podían permanecer unidos: estaban divididos en las partículas elementales que los forman, que se llaman quarks y gluones. Aparte de estos, en el universo había otras partículas, entre las que cabe destacar los electrones, los fotones (partículas de luz) y los neutrinos, un tipo de partícula tan ligera que hasta hace relativamente poco se pensaba que no tenía masa.

> LA TEORÍA DEL ESTADO ESTACIONARIO: CONVENIENTE PERO FALSA

En 1948, los físicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle propusieron la teoría del estado estacionario como alternativa a la de la gran explosión o Big Bang. Según su modelo, el universo se está expandiendo, pero a medida que lo hace se va creando nueva materia, de manera que la densidad y apariencia del universo se mantienen constantes en el tiempo. De este modo se cumpliría el «principio cosmológico perfecto»: el cosmos no solo es igual en cada punto y en cada dirección, sino también en cada instante. La teoría del estado estacionario era filosóficamente muy atractiva, pues recuperaba la visión de un universo eterno e inmutable que la mayoría de los físicos tenían antes del descubrimiento de la expansión del universo. Sin embargo, las observaciones relativas a la abundancia de elementos ligeros y, sobre todo, del fondo de radiación de microondas, acabarían por decantar la balanza del lado de la teoría de la gran explosión, que se ha convertido desde entonces en el modelo estándar de la cosmología.

La expansión del universo hace que los objetos que contiene se vayan separando, al igual que pasaría con un globo al hincharse. Pero según la teoría del estado estacionario, el cosmos se mantendría igual porque va creando nueva materia.

LA NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL:
20 MINUTOS CLAVE

Unos 100 segundos después de la gran explosión, la temperatura bajó por debajo de los mil millones de grados, lo que permitió que los protones y neutrones se fusionaran para formar los primeros núcleos atómicos, un proceso clave que se conoce como nucleosíntesis primordial. Este duró aproximadamente unos 20 minutos y produjo una gran cantidad de helio y cantidades menores de otros elementos como deuterio (un isótopo del hidrógeno que tiene dos neutrones en el núcleo), helio-3 y litio. Además, seguían quedando muchos protones libres, que más tarde se convertirían en hidrógeno que, como hemos visto, es el combustible nuclear de las estrellas.

Los trabajos pioneros sobre la nucleosíntesis primordial fueron realizados por los astrónomos Ralph Alpher, Robert Herman y George Gamow en la década de 1940. Desde entonces, hemos ido profundizando en este conocimiento, hasta llegar a entender muy bien todos los procesos implicados. En concreto, hoy en día somos capaces de predecir la cantidad de cada uno de los elementos ligeros que se produjo durante la nucleosíntesis. Esas cantidades dependen de un parámetro, la densidad de materia ordinaria del universo, por lo que en realidad lo que tenemos son curvas teóricas para la abundancia de deuterio, litio, helio-3 y helio en función de esta cantidad (fig. 5).

Afortunadamente, esta densidad de materia ordinaria se puede estimar a partir de distintas observaciones; por ejemplo, estudios de galaxias o del fondo de radiación de microondas. Esos experimentos arrojan un valor en torno a 0,05 (es decir, el 5 %), a partir del cual podemos obtener predicciones concretas para las abundancias primordiales de cada uno de los elementos ligeros. El hecho de que estas predicciones concuerden muy bien con los valores medidos constituye un tremendo éxito de la teoría de la gran explosión.

LA RECOMBINACIÓN: Y SE HIZO LA LUZ

Tras la nucleosíntesis primordial, el universo estaba formado principalmente por núcleos con carga positiva (incluyendo protones), electrones con carga negativa y fotones. Dado que estos últimos interaccionan fuertemente con las partículas cargadas, no podían viajar libremente —decimos que el universo no era transparente a la radiación— y se encontraban «acoplados» a los electrones y los núcleos, formando un plasma similar al que podemos encontrar hoy en día en las estrellas o las nubes de gas intergaláctico.

Sin embargo, cuando habían pasado aproximadamente 380.000 años desde el instante inicial, la temperatura bajó lo suficiente como para que los núcleos y los electrones se unieran y formasen átomos neutros, en un proceso conocido como recombinación. A partir de ese momento ya no quedan cargas libres y los fotones se desacoplan de la materia, dando lugar a lo que se conoce como radiación de fondo de microondas. Desde entonces, estos fotones viajan libres por el universo. Detectarlos permite obtener una «fotografía» del cosmos cuando solo tenía 380.000 años, un instante tan temprano que es imposible explorarlo de ningún otro modo.

La radiación de fondo de microondas fue predicha por primera vez (¡de nuevo!) por el trío formado por Gamow, Alpher y Herman, en 1948. Una predicción muy importante de la teoría de la gran explosión es que el espectro de esta radiación (la curva que describe su intensidad en función de la longitud de onda) debe presentar una forma muy característica, llamada de cuerpo negro, que solo depende de su temperatura. (Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la radiación que incide sobre él.)

¿Y cuál es la temperatura de los fotones de la radiación de fondo? Cuando quedaron libres, estaban muy calientes, a unos 3.000 grados. Pero desde entonces, su longitud de onda ha aumentado muchísimo debido a la expansión del universo (en lo que se conoce como efecto Doppler relativista: la expansión del universo, aparte de separar las galaxias, también «estira» la longitud de onda de la radiación), lo que implica que han perdido muchísima energía: actualmente se encuentran a unos 2,725 kelvin (recordemos que para pasar de kelvin a grados centígrados hay que restar 273, por lo que esta es una temperatura inferior a los 270 grados bajo cero).

FIG. 5

Las predicciones teóricas para las abundancias primordiales de elementos ligeros (intersecciones de la barra vertical con las distintas curvas) concuerdan muy bien con los valores observados. En la figura, las partículas blancas son protones y las oscuras, neutrones.

La primera detección de la radiación de fondo de microondas corrió a cargo de dos radioastrónomos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, en 1964. Por entonces, ellos ni siquiera sabían lo que era: la detectaron por casualidad como ruido de fondo en su antena, mientras trataban de medir las emisiones de radio de nuestra galaxia. Penzias y Wilson, que recibirían el Nobel en 1978, se quedaron desconcertados por las características de la radiación (no variaba con la dirección, ni a lo largo del tiempo) y recurrieron a Robert Dicke, de la Universidad de Princeton, que enseguida se dio cuenta de lo que habían encontrado.

Penzias y Wilson solo habían detectado la radiación de fondo a una determinada longitud de onda. Es decir, habían detectado un único punto del espectro. Por tanto, para acabar de confirmar las predicciones de la teoría de la gran explosión había que medirla en otras longitudes de onda y comprobar que, en efecto, su espectro tenía la forma característica de un cuerpo negro. En la década de 1970 se hicieron suficientes nuevas mediciones para confirmar este extremo y, en 1992, el satélite COBE (por cosmic background explorer, explorador del fondo cósmico) obtuvo el espectro completo con una enorme precisión. La conclusión no dejaba lugar a dudas: el fondo de radiación de microondas constituía el cuerpo negro más perfecto que se conoce.

La medición del fondo de radiación de microondas supuso la confirmación definitiva del modelo cosmológico estándar y acabó con otras teorías alternativas, como la del modelo estacionario (según la cual el universo siempre tendría el mismo aspecto, gracias a que se va creando materia a medida que se va expandiendo), que no podían explicar que tuviera características de cuerpo negro. Los fotones nos llegan prácticamente a la misma temperatura desde todos los puntos del cielo, lo que viene a confirmar la segunda mitad del principio cosmológico, que postula que, a grandes escalas, el universo es homogéneo (igual en cualquier punto) e isótropo (igual en cualquier dirección).

La teoría de la gran explosión, apoyada por tres grandes pilares observacionales —la expansión del universo, la abundancia primordial de elementos ligeros y la existencia y características del fondo de radiación de microondas—, nos proporciona una visión bastante completa de cómo era el universo primitivo.

Sin embargo, eso no debe hacernos olvidar que aún ignoramos muchas cosas del cosmos. La exploración de ese lado oscuro del universo, formado por la materia oscura, la energía oscura y toda una serie de objetos que apenas emiten luz, traerá consigo una revolución en nuestras teorías físicas y podría servir para responder preguntas fundamentales sobre el universo en que vivimos. Por ejemplo, el destino del cosmos está inevitablemente ligado a la energía oscura: de las características de esta componente depende que el universo continúe expandiéndose para siempre, comience a contraerse hasta que se produzca una «gran implosión» o incluso acabe desgarrado debido a una expansión cada vez más desbocada. Y el estudio de otros planetas más allá del sistema solar podría ayudarnos a entender mejor las condiciones necesarias para que surja la vida o incluso revelar si realmente estamos solos en el universo.

Más allá de estas cuestiones, los enormes esfuerzos teóricos y experimentales que se están llevando a cabo para tratar de descubrir de qué está hecho el cosmos podrían tener muchas otras consecuencias que aún no es posible vislumbrar. La materia y la energía oscuras, sean lo que sean, no tienen cabida dentro de nuestras teorías actuales. Eso indica que es necesario ampliar el modelo estándar de la física de partículas o la relatividad general (o tal vez ambos). Y el descubrimiento de una nueva teoría siempre acaba influyendo de un modo dramático en nuestras vidas. Por ejemplo, la teoría de la relatividad general dio lugar a los GPS que hoy en día todos usamos para orientarnos, y la física cuántica está detrás de la tecnología basada en semiconductores que emplean los ordenadores y teléfonos móviles modernos. Desde el punto de vista experimental, el estudio cada vez más preciso de la naturaleza requiere el desarrollo de instrumentos y tecnologías punteras que, con el tiempo, podrían encontrar aplicación en campos totalmente distintos. Así, la cámara de cualquier teléfono móvil se basa en los sensores CMOS (de las siglas en inglés de semiconductor complementario de óxido metálico) desarrollados por la NASA para intentar disminuir el tamaño de las cámaras de sus naves espaciales. Y fueron unos investigadores de la Organización Europea para la Investigación Nuclear, el célebre CERN ubicado en Ginebra, Suiza—el mismo laboratorio donde hoy se trata de producir materia oscura mediante violentos choques de partículas—, los que inventaron la web, tratando de desarrollar un sistema para transferir y analizar datos de forma más eficiente.

Así pues, tenemos muchas razones para seguir estudiando los objetos oscuros del universo. Por de pronto, veamos qué es lo que realmente sabemos de ellos y cómo las observaciones presentes y futuras pueden ayudarnos a comprenderlos mejor.

Materia oscura

En los últimos años, diferentes observaciones han puesto de manifiesto que en el universo parece haber mucha más materia aparte de la que podemos ver. En concreto, se piensa que esta materia oscura constituye aproximadamente el 25 % de todo el contenido energético del universo, lo que significaría que es entre cinco y seis veces más abundante que la materia ordinaria.

Parece que el primero en sospecharlo fue el astrónomo suizo Fritz Zwicky, cuando, en 1933, estudió el cúmulo de galaxias de Coma. A partir de las velocidades de las galaxias, Zwicky calculó que la masa del cúmulo debía ser 400 veces mayor que la que se deducía a partir de su brillo. Así, concluyó que debía haber una gran cantidad de materia oscura que no emitía luz y que, por tanto, permanecía oculta a nuestros ojos.

Aunque los cálculos de Zwicky presentaban algunos problemas que le llevaron a sobrestimar la cantidad de materia oscura, su resultado era válido cualitativamente. Sin embargo, nadie le dio mucha importancia a este problema de la materia oscura hasta que las observaciones de los astrónomos estadounidenses Vera Rubin y Kent Ford volvieron a traerlo a primer plano en la década de 1970.

LA EXTRAÑA ROTACIÓN DE LAS GALAXIAS

El propósito de Rubin y Ford era estudiar las curvas de rotación de diversas galaxias —la velocidad a la que giran las estrellas en función de la distancia al centro de la galaxia— con el fin de medir su masa. Para ello emplearon un sencillo cálculo basado en las leyes clásicas de Newton que demuestra que la velocidad de cualquier objeto orbitando alrededor de una masa M cumple que:

donde G es la constante de gravitación universal de Newton y r el radio de la órbita. Esta fórmula puede aplicarse, por ejemplo, para calcular las velocidades de traslación de los planetas del sistema solar, obteniendo resultados que concuerdan muy bien con los valores medidos. En efecto, las observaciones indican que la velocidad de los planetas disminuye a medida que nos alejamos del Sol; y eso es exactamente lo que se esperaría a partir de la fórmula: en este caso, M es la masa del Sol y dado que G y M son fijas, cuanto más grande sea el radio de la órbita r, menor será la velocidad.

Algo parecido esperaban hallar Rubin y Ford cuando estudiaron la masa de diferentes galaxias espirales. Es fundamental entender que en la fórmula, M no es la masa total de la galaxia, sino solo la que se encuentra dentro de la órbita de la estrella objeto de estudio. Así pues, midiendo la velocidad de las estrellas (mediante la técnica del efecto Doppler) situadas a diferentes distancias del centro de la galaxia, uno puede calcular la masa que hay en el interior de cada una de las órbitas y descubrir así como se distribuye la masa en la galaxia. Rubin y Ford pensaban que, para aquellas estrellas que orbitaran muy lejos del centro, la velocidad disminuiría con la distancia, igual que ocurre con los planetas del sistema solar. En efecto, dado que a grandes distancias del centro ya hay muy pocas estrellas y gas, la masa M es prácticamente la misma (la masa total de la galaxia) para cualquier estrella independientemente del tamaño de su órbita, por lo que la situación sería completamente análoga a la de los planetas.

> LA FÓRMULA DE LA MATERIA OSCURA

Una galaxia ejerce una fuerza gravitatoria F sobre una estrella de masa m, lo que hace que esta describa una órbita de radio r con velocidad v. Notemos que M no es la masa total de la galaxia, sino solo la que está dentro de la órbita de la estrella.

Una manera de hallar la masa de una galaxia y cómo está distribuida es estudiar las estrellas que orbitan a su alrededor. La fuerza de atracción sobre ellas viene dada por la ley de la gravitación universal de Newton:

donde G es la constante de gravitación universal, M es la masa de la galaxia (solo de la que se halla dentro de la órbita de la estrella), m es la masa de la estrella y r es el radio de su órbita. Según la segunda ley de la mecánica de Newton, toda fuerza (F) produce una aceleración (a) en el cuerpo sobre el que actúa. La relación entre F y a viene dada por: . Igualando las dos fórmulas anteriores, encontramos que la aceleración de la estrella no depende de su propia masa m:

Esta aceleración centrípeta hace que la estrella describa una órbita y cumple que:

A partir de las dos últimas fórmulas, finalmente obtenemos:

que es la expresión que utilizaron Vera Rubin y Kent Ford para deducir la existencia de la materia oscura a partir de las curvas de rotación de las galaxias.

Pero lo que descubrieron fue que todas las estrellas distantes parecían tener aproximadamente la misma velocidad, por grande que fuera r (fig. 1). ¿Cómo podía explicarse ese comportamiento? Lo más sencillo era suponer que, además de la materia visible, existe mucha más materia que no podemos ver y que se extiende a grandes distancias del centro de la galaxia. Si esto fuera cierto, vemos a partir de la fórmula de Rubin y Ford que al aumentar el radio de la órbita r también aumentaría la masa interior M, de modo que la velocidad se mantendría constante, tal y como nos dicen las observaciones. Esta materia «invisible» es la materia oscura.

FIG. 1

La mecánica newtoniana predice que la velocidad de las estrellas que giran alrededor de una galaxia disminuirá rápidamente al alejarnos del centro. Sin embargo lo que se observa es que permanece aproximadamente constante. Esto sugiere que existe una gran cantidad de materia oscura que no podemos ver.

Este estudio constituyó la primera prueba convincente de la existencia de materia oscura en el universo y sus conclusiones han sido confirmadas posteriormente por muchas observaciones independientes; entre ellas, las del fondo de radiación de microondas.

LAS SEMILLAS DE LA ESTRUCTURA

Ya vimos cómo el descubrimiento de la radiación del fondo de microondas constituyó la confirmación definitiva de la teoría de la gran explosión. El satélite COBE demostró que ese fondo de radiación es el cuerpo negro más perfecto que se conoce, con una temperatura de unos 2,725 kelvin en cualquier dirección.

Sin embargo, todo el mundo esperaba que COBE encontrara algo más: pequeñas anisotropías, es decir, pequeñas diferencias en la temperatura de los fotones que nos llegan desde distintas direcciones del cielo. La razón es la siguiente: para que puedan haberse formado las grandes estructuras que vemos en el universo—las galaxias y cúmulos de galaxias—, en el momento de la recombinación debían existir pequeñas «inhomogenidades», zonas en que la densidad de materia fuese ligeramente superior o inferior a la media. Con el paso de los años, las zonas más densas irían acumulando cada vez más y más materia por atracción gravitatoria, hasta convertirse en las estructuras que observamos hoy en día. Pero dado que antes de la recombinación los fotones formaban un plasma junto a electrones y núcleos, en las zonas más densas este plasma estaría más comprimido y, por tanto, un poco más caliente (igual que se calienta el aire al comprimirlo, por ejemplo cuando hinchamos la rueda de una bicicleta), y en las zonas menos densas pasaría lo contrario. Así pues, se esperaba que la presencia de esas pequeñas inhomogeneidades se manifestara a través de ligerísimos cambios en la temperatura de los fotones del fondo de radiación.

Y así fue: en 1992, COBE descubrió esos pequeños cambios de temperatura a lo largo de todo el cielo, que son de unas decenas de microkelvins (cienmilésimas de grado). Sin embargo, la resolución de COBE no le permitía distinguir detalles que ocuparan menos de 7° enel cielo (lo que corresponde aproximadamente a 14 lunas llenas puestas una al lado de la otra) y se esperaba que las observaciones más interesantes tuvieran lugar a escalas angulares más bajas. Así, se lanzaron dos nuevos satélites, primero el WMAP (por Wilkinson microwave anisotropy probe, sonda Wilkinson de anisotropía de microondas) de la NASA y luego el Planck de la Agencia Espacial Europea (ESA), que fueron capaces de realizar observaciones mucho más precisas. En la figura 2 se muestra el mapa de anisotropías más reciente (de 2013), obtenido por la misión Planck. Hay que entender que en el momento de la recombinación, los fotones quedaron libres en todas las partes del universo, pero los que recibimos justo hoy en día son los que partieron de una esfera imaginaria que recibe el nombre de «superficie de última dispersión». El mapa de anisotropías consiste en una proyección de esta superficie esférica y equivale a una instantánea del universo cuando solo tenía 380.000 años.

FIG. 2

Mapa de las anisotropías del fondo de radiación de microondas, es decir, de las pequeñas diferencias de temperatura de los fotones que nos llegan desde distintas partes del cielo.

A pesar de la gran importancia cualitativa del mapa de anisotropías, a los científicos lo que realmente les gusta es poder hacer cálculos para compararlos con las predicciones de las teorías y con otras observaciones. Así pues, la pregunta crucial es: ¿existe alguna manera de extraer información cuantitativa a partir de ese mapa? Afortunadamente, sí la hay.

EL ESPECTRO DE POTENCIAS

Concretamente, a partir del mapa de anisotropías podemos construir una curva que se conoce como el espectro de potencias del fondo de radiación (fig. 3).

Básicamente, el espectro mide la amplitud (la importancia) de las fluctuaciones de temperatura a distintas escalas, es decir, en función del tamaño de los puntos fríos y calientes. En el mapa de anisotropías aparece mezclada la información correspondiente a todas las escalas, pero es posible usar métodos estadísticos para extraerla y formar la curva de la figura 3.

Lo que se observa en esa curva es que las mayores variaciones de temperatura se registran cuando consideramos regiones que ocupan aproximadamente 1° (dos lunas llenas) en el cielo. Dicho de otra manera, el tamaño típico de los puntos calientes y fríos del mapa de anisotropías es de aproximadamente 1°. Eso es lo que nos dice el primer pico del espectro, pero además hay otros picos más bajos para escalas menores. ¿Cómo podemos explicarlos?

FIG. 3

Espectro de potencias del fondo de radiación. Como se muestra en la imagen inferior, cada punto del espectro refleja cómo de grandes son las diferencias de temperatura para puntos calientes y fríos (regiones del cielo) de distintos tamaños.

OSCILACIONES A TRAVÉS DEL PLASMA QUE GENERAN ONDAS SONORAS

Todo indica que, al comienzo, el plasma no era completamente homogéneo, sino que presentaba regiones en las que la densidad era ligeramente mayor o menor que la media. Así, las zonas con una densidad un poco mayor debieron comenzar a colapsar sobre sí mismas por efecto de la gravedad, comprimiendo el plasma. Pero los fotones ejercen una presión que se opone a esa contracción y acaba por detenerla (momento en que la región alcanza la máxima compresión) y revertirla. La región se expande hasta alcanzar su máxima rarefacción (mínima densidad), momento en que vuelve a empezar a contraerse. Así, la región oscila entre compresiones y rarefacciones, y esas oscilaciones se transmiten a través del plasma en forma de ondas acústicas, de manera muy similar a cómo se transmite el sonido en el aire.

Otras regiones de distintos tamaños oscilarán a distintos ritmos (más despacio cuanto más grande sea la región, dado que el plasma tiene que recorrer más distancia entre las compresiones y las rarefacciones), lo que se traduce en que habrá una infinidad de ondas de distintas frecuencias viajando por el plasma.

En el momento de la recombinación los electrones se unen con los núcleos y los fotones quedan libres. Cuando eso pasa, algunas de las ondas de las que hablábamos se encontrarían justamente provocando compresiones (en unas regiones del plasma) y rarefacciones (en otras) máximas o, lo que es lo mismo, las máximas fluctuaciones en la temperatura de los fotones; son precisamente esas ondas las que producen los picos del espectro de potencias.

En concreto, la onda que produce el primer pico (y que recibe el nombre de modo fundamental) es aquella que había tenido tiempo de provocar una única compresión en las regiones más densas. Los siguientes picos corresponden a ondas que habían tenido tiempo de causar una compresión y una rarefacción (el segundo pico); una compresión, una rarefacción y otra compresión (tercer pico), y así sucesivamente. Las ondas de estos picos menores tienen frecuencias que son el doble, el triple, etc., que la del modo fundamental por lo que, por analogía con un instrumento musical, a veces se las llama armónicos.

LO QUE ESCONDE EL ESPECTRO DE POTENCIAS

El espectro de potencias de la figura 3 nos permite deducir muchas características de nuestro universo, del mismo modo que estudiando el espectro del sonido de un instrumento musical podemos descubrir algunas de sus propiedades, como si es de cuerda o de viento, o su longitud.

Por ejemplo, la posición del primer pico es muy sensible a la curvatura espacial del universo. Una manera de visualizar la expansión del universo es imaginarlo como la superficie de un globo que se hincha. Pero el universo no tiene por qué ser «cerrado» como un globo, también podría ser «plano» como una hoja de papel o «abierto» como una silla de montar, como se muestra en la figura 4.

Para distinguir entre estas tres posibilidades, podemos usar lo que se conoce como una «regla estándar», que no es más que un objeto de unas dimensiones conocidas. Si, además, sabemos la distancia a la que se encuentra ese objeto, podremos calcular el ángulo que ocuparía en el cielo en función de la geometría del universo.

Como regla estándar podemos usar el diámetro de uno de los puntos fríos o calientes típicos del mapa de anisotropías, que está relacionado con la longitud de onda del modo fundamental (la cual puede calcularse a partir de la edad del universo en el momento de la recombinación y de la velocidad del sonido en el plasma, ambos datos conocidos). Como vemos en la figura 4, el ángulo que ocupa en el cielo uno de estos puntos típicos solo es de un grado en un universo plano: para un universo abierto el ángulo sería menor (y el primer pico de la figura 3 aparecería más a la derecha) y para un universo cerrado sería mayor. Así pues, el estudio del espectro de potencias del fondo de radiación nos permite concluir que vivimos en un universo plano.

Por otro lado, comparando la altura de los dos primeros picos, podemos obtener información acerca de la cantidad de bariones (materia ordinaria). En efecto, recordemos que el primer pico, y en general todos los picos impares, corresponden a una compresión de aquellas zonas que originalmente eran un poco más densas, mientras que el segundo pico, y todos los picos pares, corresponde a una rarefacción. Ahora bien, la gravedad de los bariones favorece la compresión y se opone a la rarefacción, por lo que una mayor densidad de ellos potenciará los picos impares frente a los pares. Así, analizando la altura relativa de los dos primeros picos, podemos deducir la densidad de materia ordinaria, obteniendo un resultado que concuerda perfectamente con las predicciones de nucleosíntesis: constituye, aproximadamente, el 5 % de la energía del universo.

FIG. 4

En un universo abierto los ángulos de un triángulo suman menos de 180° y, como consecuencia, los puntos fríos y calientes parecerían más pequeños. En un universo cerrado pasa todo lo contrario. Solo en un universo plano los puntos ocupan aproximadamente 1° en el cielo.

Y, analizando conjuntamente los tres primeros picos, podemos deducir que la materia oscura constituye aproximadamente otro 25 %. Estos resultados implican que el 70 % restante no es ni materia oscura ni materia ordinaria: así, el fondo de radiación de microondas proporciona pruebas indirectas que apoyan la existencia de una nueva componente: la energía oscura.

Por tanto, vemos que hay diversas observaciones que sirven para inferir la existencia de la materia oscura y calcular su contribución al contenido energético del universo. Pero todavía queda por responder la pregunta del millón: ¿qué es esta materia oscura?

BUSCANDO CANDIDATOS A MATERIA OSCURA

Quizá la opción más natural es suponer simplemente que se trata de cuerpos celestes tenues y, por tanto, difíciles de detectar. Estos objectos, que llenarían los centros de las galaxias y los halos esféricos que las rodean, se denominan MACHO (objetos compactos masivos del halo, por sus siglas en inglés, massive astrophysical compact halo object) y entre ellos podría haber planetas, enanas marrones, enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Para tratar de encontrarlos, los astrónomos hicieron uso del fenómeno de las microlentes gravitacionales.

La idea de las lentes gravitacionales (fig. 5) es aprovechar que la curvatura del espacio-tiempo no solo desvía las trayectorias de los objetos, sino también las de los rayos de luz, para detectar materia que no podemos ver. De este modo, si la luz de una fuente lejana (por ejemplo, una estrella o una galaxia) se encuentra una acumulación de materia en su camino a la Tierra, esta desviará los rayos de luz —como si se tratara de una lente— y hará que podamos ver algunos rayos que de otra manera no habrían llegado hasta nosotros. Estudiándolos, podemos inferir la cantidad de materia que ha provocado el fenómeno y cómo está distribuida. Dependiendo de la intensidad del efecto, distinguimos entre tres tipos de lentes:

Las lentes gravitacionales fuertes (normalmente, objetos muy masivos como los cúmulos de galaxias) producen la máxima desviación de la luz y los efectos más espectaculares. Pueden generar varias imágenes de la fuente que —en el caso de fuentes no puntuales, como galaxias— a veces adoptan la forma de arcos alargados y curvados. Incluso, si el alineamiento entre fuente, lente y observador es perfecto, puede aparecer un anillo completo que se conoce como anillo de Einstein.

En la mayoría de los casos, sin embargo, los rayos solo se curvan de manera leve, lo que genera pequeñas distorsiones en la forma de la fuente que no son apreciables a simple vista y deben ser detectadas mediante métodos estadísticos. En este caso hablamos de lentes gravitacionales débiles.

FIG. 5

Un objeto masivo (por ejemplo, una galaxia) actúa como lente gravitatoria, curvando los rayos de luz procedentes de un objeto distante (por ejemplo, un cuásar) y creando dos nuevas imágenes de él.

Finalmente, las microlentes suelen ser objetos mucho menos masivos. Aunque producen nuevas imágenes de la fuente, que en este caso suele ser una estrella, estas están tan próximas que lo que aprecia el observador es un aumento de brillo momentáneo.

Volviendo a los MACHO, la idea para detectarlos era vigilar un gran número de estrellas de alguna galaxia cercana, como por ejemplo las Nubes de Magallanes, y tratar de observar si alguna de ellas aumentaba de brillo debido a que un MACHO situado en el halo de la Vía Láctea pasara por delante.

Eso es lo que hicieron, a partir de 1989, dos experimentos denominados MACHO y EROS (por las siglas en francés de expérience pour la recherche d'objets sombres, experimento para la búsqueda de objetos oscuros) y sus resultados descartaron que los MACHO de menos de 15 masas solares (menos de 15 veces más pesados que el Sol) puedan constituir el principal componente de la materia oscura.

LOS MACHO NO. ¿QUIZÁ NEUTRINOS?

Una vez comprobado que los MACHO no pueden ser los componentes principales de la materia oscura, parece lógico pensar que está compuesta por algún tipo de partícula distinta a los protones, neutrones y electrones que constituyen la materia ordinaria.

Sabemos algunas de las propiedades que debería cumplir esta partícula: dado que la materia oscura no interacciona apreciablemente con la radiación electromagnética (no absorbe ni emite luz), debe tratarse de una partícula neutra, sin carga eléctrica. Por otro lado, tampoco debe interaccionar demasiado con la materia ordinaria, de lo contrario, ya la habríamos detectado. Finalmente, tiene que ser estable, dado que la proporción de materia oscura no parece haber cambiado desde la recombinación hasta el momento actual; así pues, la vida media de cualquier partícula candidata a explicar la materia oscura debe ser mayor que la edad del universo.

> LAS CUATRO INTERACCIONES FUNDAMENTALES

El universo se rige por cuatro fuerzas fundamentales:

Gravitatoria: Es la causante de la expansión acelerada del universo o de la formación de cúmulos, galaxias, estrellas y planetas.

Electromagnética: Hace que los electrones permanezcan unidos a los núcleos atómicos y posibilita las reacciones químicas.

Nuclear fuerte: Mantiene unidos a los núcleos atómicos y permite que los quarks se unan en protones y neutrones.

Nuclear débil: Posibilita la desintegración beta, crucial para que las estrellas puedan fundir hidrógeno y producir energía.

La gravedad es la más débil de todas las fuerzas. Si vemos sus efectos es porque las interacciones fuerte y débil solo actúan a distancias muy pequeñas y la mayor parte de la materia que nos rodea es eléctricamente neutra y no siente la fuerza electromagnética. La materia oscura, sea lo que sea, solo puede interaccionar con la materia ordinaria a través de las fuerzas gravitatoria y débil. De lo contrario, ya la habríamos detectado.

Las cuatro interacciones fundamentales que rigen el universo: gravitatoria, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil.

Da la casualidad de que conocemos unas partículas que se ajustan muy bien a estas propiedades: los neutrinos. Estas partículas pueden ser de tres tipos (electrónico, muónico o tauónico), son neutras y estables, y solo interaccionan (además de gravitatoriamente) a través de la fuerza débil, mucho menos intensa que las otras dos interacciones restantes, la fuerte y la electromagnética. Además son tremendamente abundantes: cada segundo nos atraviesan cientos de billones procedentes del Sol sin que nos demos cuenta y existe un «fondo de neutrinos cósmicos» producidos en la gran explosión, análogo al fondo de radiación de microondas.

Solo había un problema: durante mucho tiempo, se pensó que los neutrinos no tenían masa. Sin embargo, en la década de 1960, un experimento descubrió que a la Tierra llegaban muchos menos neutrinos electrónicos provenientes del Sol de los que predecían nuestras teorías. Para explicarlo, se propusieron las oscilaciones de neutrinos, que permitirían que estas partículas cambien de un tipo a otro a medida que se propagan y que solo pueden ocurrir si los neutrinos tienen masa.

Finalmente, en 1998, las oscilaciones de neutrinos fueron observadas (y sus descubridores, el japonés Takaaki Kajita y el canadiense Arthur McDonald, obtuvieron por ello el premio Nobel de Física en 2015). Así pues, los neutrinos tienen masa y, siendo tan abundantes, tal vez podrían dar cuenta de la materia oscura. Sin embargo, todo apunta a que sus masas son mucho más pequeñas de lo necesario (al menos un millón de veces menores que la del electrón).

De hecho, la idea de que la materia oscura pudiera estar formada por neutrinos se descartó mucho antes de que se descubrieran sus masas. En principio la materia oscura puede ser de dos tipos, fría o caliente. Esta distinción no tiene que ver con su temperatura, sino con la velocidad a la que se mueven las partículas que la constituyen: la materia oscura caliente estaría formada por partículas que se mueven a velocidades relativistas (cercanas a la velocidad de la luz), mientras que la materia oscura fría se movería a velocidades más lentas.

Si las partículas de materia oscura hubieran estado moviéndose a velocidades relativistas antes de la recombinación, podrían haber escapado a los efectos gravitatorios y haber suprimido la formación de estructura. Eso habría hecho que las galaxias se hubieran formado en un momento muy tardío de la historia del universo, lo que no concuerda con nuestras observaciones, por lo que se deduce que la materia oscura (o al menos la mayor parte de ella) debe de ser fría.

ALGUNOS ASPIRANTES MÁS EXÓTICOS

Así pues, la materia oscura no puede estar compuesta de MACHO —ni, en general, de materia ordinaria, ya que esta solo constituye el 5 % de la energía del universo— ni de neutrinos u otras partículas «calientes». En el modelo estándar de la física de partículas tampoco hay ninguna otra partícula con las propiedades necesarias. Por tanto, empieza a parecer claro que para entender la materia oscura necesitamos alguna nueva teoría.

WIMP, ¿PARTÍCULAS MILAGROSAS?

Entre las diversas partículas que se han propuesto para explicar la materia oscura, las WIMP (partículas masivas que interaccionan débilmente, por sus siglas en inglés, weakly interacting massive particles) son, sin duda, las más populares. Se trata de partículas muy pesadas y que aparecen de manera natural en diversas teorías que buscan extender el modelo estándar de la física de partículas.

Una de las causas de la popularidad de las WIMP es el llamado «milagro WIMP». Cualquier partícula que pretenda explicar la materia oscura tiene que producirse en el universo primitivo con la abundancia adecuada. Y que esto ocurra o no depende de la relación que exista entre la masa de la partícula y la intensidad de sus interacciones. En concreto, cualquier partícula que pese unas 100 veces más que un protón e interaccione con la materia ordinaria solo a través de la fuerza débil se habría producido en el universo primitivo justo con la abundancia necesaria para explicar la cantidad observada de materia oscura. Lo sorprendente es que muchos modelos supersimétricos predicen de manera natural una partícula con estas características.

La supersimetría es una de las extensiones más populares al modelo estándar, entre otras cosas porque podría explicar uno de sus grandes misterios: por qué las partículas tienen las masas que tienen. Postula que cada partícula fundamental tiene una supercompañera, mucho más pesada que ella y que aún no ha sido descubierta. Así, por ejemplo, además del electrón habría un s-electrón mucho más masivo y que se diferenciaría de este último en una propiedad llamada espín. Aunque hay muchas clases de modelos, normalmente la partícula supersimétrica más ligera posee las propiedades adecuadas para explicar la materia oscura: es estable, no posee carga eléctrica, interacciona únicamente a través de la fuerza débil, se produce con la abundancia necesaria y constituye materia oscura fría.

A pesar de estar muy bien fundamentadas, de momento las WIMP han resultado tan escurridizas como los MACHO. Los científicos llevan décadas buscándolas con aceleradores de partículas, detectores subterráneos y telescopios espaciales, pero aún no han encontrado ninguna prueba concluyente de su existencia. Aunque aún es demasiado pronto para descartarlas, estos resultados negativos ya han comenzado a poner en apuros a la supersimetría: muchos de los modelos más simples han sido total o casi totalmente descartados, hasta el punto que el «milagro WIMP» parece hoy en día más una coincidencia que otra cosa. Todo eso ha hecho que los científicos comiencen a pensar en otros candidatos más exóticos.

AXIONES: PARTÍCULAS ULTRALIGERAS

Hasta ahora, la mayoría de experimentos que tratan de encontrar la materia oscura se han centrado en buscar partículas de gran masa, pero la materia oscura también podría estar compuesta por partículas ultraligeras (siempre que se muevan a velocidades no relativistas), que interaccionarían con la materia aún menos que las WIMP. Este tipo de candidatos se conocen con el nombre genérico de WISP (partículas ligeras que interaccionan débilmente, weakly interacting slim particles) y la más popular de ellas es el axión.

Los axiones fueron propuestos en la década de 1970 para resolver el llamado problema de CP fuerte (CP significa «paridad y carga»). Decimos que una ley física tiene simetría CP si sigue siendo válida después de cambiar todas las partículas por sus antipartículas (que tienen la misma masa pero carga opuesta; por ejemplo, los electrones por positrones) e invertir las coordenadas espaciales (de manera que arriba pase a ser abajo, izquierda a ser derecha y delante a ser detrás).

Los científicos pensaban que las cuatro interacciones fundamentales debían preservar la simetría CP. Sin embargo, en 1964, los físicos estadounidenses James Cronin y Val Logsdon Fitch descubrieron que la interacción débil la violaba. Investigaciones posteriores demostraron que la interacción fuerte también podía incumplirla, dependiendo del valor de un parámetro cuyo valor no queda fijado por la teoría (hay que determinarlo experimentalmente). Dado que en los experimentos nunca se ha observado que la interacción fuerte viole la simetría CP, ese parámetro debe ser exactamente 0, aunque a priori no haya ninguna razón por la que esto debiera ser así. A los físicos no les gustan este tipo de coincidencias (lo llaman un problema de «ajuste fino»), así que trataron de hallar una explicación.

La respuesta fue encontrada en 1977 por el físico italiano Roberto Peccei y su colega australiana Helen Quinn: si ese parámetro, en vez de ser una constante, variase con el tiempo, acabaría alcanzando el valor 0 de manera natural. Los físicos estadounidenses Steven Weinberg y Franz Wilczek se dieron cuenta de que un parámetro dinámico es lo mismo que un campo, y los campos siempre están asociados con partículas. Así que la solución de Peccei y Quinn implicaba la existencia de una nueva partícula: el «axión».

La teoría predice, de manera general, que los axiones deben ser partículas muy ligeras, bastante estables y que interaccionan muy débilmente con la materia ordinaria. Vemos por tanto que, aunque no fueron diseñados para ello, poseen las propiedades básicas necesarias para postularse como candidatos a materia oscura. Además, las teorías que tratan de unificar todas las interacciones, como la teoría de cuerdas (una de las extensiones más populares al modelo estándar), predicen la existencia de axiones y otras partículas ultraligeras.

Los cálculos también indican que, en caso de existir, en el universo primitivo debieron producirse muchísimas de estas partículas. A nuestro alrededor podría haber decenas de miles de billones de axiones por litro, por lo que, a pesar de su masa tan pequeña, podrían explicar la materia oscura.

AGUJEROS NEGROS PRIMORDIALES

Algunos investigadores han vuelto a reconsiderar la hipótesis de los MACHO, centrándose particularmente en la posibilidad de que la materia oscura se componga de agujeros negros primordiales, producidos justo al final de la inflación. La idea es que esta etapa de expansión acelerada podría haber generado algunas regiones muy densas, las cuales podrían haber colapsado sobre sí mismas para producir agujeros negros que, en algunas teorías, podrían tener un gran abanico de masas (entre 0,01 y 10.000 masas solares).

Las lentes gravitacionales fuertes pueden crear varias imágenes de un objeto. Arriba, una galaxia crea cuatro imágenes de un cuásar lejano. Abajo, una galaxia desvía la luz de otra galaxia lejana alineada con ella, generando lo que se conoce como anillo de Einstein.

De existir, estos agujeros negros se comportarían como materia oscura. Además, las restricciones deducidas a partir de los experimentos de microlentes solo afectan a los MACHO de menos de 15 masas solares, por lo que los agujeros negros más pesados seguirían siendo viables.

NEUTRINOS ESTÉRILES

Como hemos visto, conocemos tres tipos de neutrinos. Estos tipos de neutrinos tienen una propiedad: son «zurdos». Eso, hablando de manera muy imprecisa, significa que giran sobre sí mismos siempre en el mismo sentido: si apuntamos con el pulgar de la mano izquierda en la dirección en que se desplaza el neutrino, la rotación tiene lugar en el sentido que indican el resto de los dedos.

Sin embargo, el hecho de que los neutrinos oscilen abre la posibilidad a que exista un cuarto tipo de neutrino, que a diferencia de los que conocemos, sería «diestro». Esto tiene mucha importancia, porque resulta que las interacciones débiles solo las sienten las partículas zurdas, así que estas nuevas partículas interaccionarían con la materia ordinaria única y exclusivamente a través de la gravedad, y por eso los científicos las bautizaron como neutrinos estériles. Para distinguirlos de ellos, a los tres tipos de neutrinos que ya conocemos se les llama neutrinos activos.

De este modo, los neutrinos estériles serían aún más escurridizos que los neutrinos activos (que ya lo son mucho): la única manera de detectarlos sería a través de las oscilaciones de neutrinos, observando cómo los neutrinos ordinarios desaparecen o aparecen donde no se les esperaba. El neutrino estéril podría explicar algunos otros problemas aparte de la materia oscura, como por ejemplo las pequeñísimas masas de los neutrinos activos.

GRAVEDAD MODIFICADA: ¿Y SI NO HAY MATERIA OSCURA?

Por último, una posibilidad que tampoco puede descartarse es que no haya materia oscura en absoluto. En vez de eso, podría ser que hubiera que modificar nuestra teoría de la gravedad. Tanto la relatividad general como la ley de gravitación de Newton han demostrado funcionar muy bien en el sistema solar; sin embargo, las galaxias o cúmulos de galaxias implican distancias y masas mucho mayores, y no es descabellado considerar la posibilidad de que, en esas condiciones, la gravedad pueda funcionar de manera diferente.

Eso es lo que proponen teorías como MOND (dinámica newtoniana modificada, por sus siglas en inglés, modified newtonian dynamics). Esta teoría propone que la fuerza gravitatoria se comporta de manera distinta dependiendo de las aceleraciones implicadas: para aceleraciones grandes (es decir, a distancias pequeñas, como las del sistema solar) conservaría su forma newtoniana, variando de manera inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Pero para aceleraciones más pequeñas, variaría de manera inversamente proporcional a r. Como resultado, al calcular la fórmula de Rubin y Ford para las curvas de rotación de las galaxias, obtenemos que la velocidad no depende del radio de la órbita: es constante a cualquier distancia, de acuerdo con las observaciones.

Estas teorías son capaces de explicar muy bien las curvas de rotación de las galaxias, pero a escalas más grandes —por ejemplo, a la hora de explicar la formación de estructura o las anisotropías del fondo de radiación de microondas— presentan algunos problemas. En cualquier caso, y aunque actualmente la mayoría de científicos consideran más plausible el escenario de la materia oscura que el de la gravedad modificada, conviene considerar todas las opciones y mantener una mente abierta. Como siempre ocurre en física, serán las observaciones las que acaben inclinando la balanza.

Energía oscura

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 neerlandés 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 del universo: este será abierto, plano o cerrado dependiendo de si esa suma es 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.

FIG. 1

De abajo arriba, las curvas representan la evolución de un universo cerrado, plano y abierto sin constante cosmológica y un universo plano con constante cosmológica. En este último caso, el tiempo transcurrido desde la gran explosión hasta el momento actual es mayor.

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 tras 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.

Las candelas y las reglas estándar nos permiten estimar la distancia a la que se encuentran determinados objetos en el universo.

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 (de las que ya hablamos en el capítulo anterior) y las de las oscilaciones acústicas de bariones.

OSCILACIONES ACúSTICAS 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.

FIG. 2

Una zona más densa del plasma genera una onda acústica que se desplaza hacia fuera a la velocidad del sonido. Tras la recombinación, queda una acumulación de materia oscura en el centro y otra de bariones en una capa esférica a una distancia d que hoy correspondería a 480 millones de años-luz.

PERO ¿QUÉ ES LA ENERGÍA OSCURA?

Una vez comprobado que el universo se está expandiendo de manera acelerada, hay que preguntarse qué es lo que está provocando esta aceleración. Los científicos han bautizado a la sustancia causante de ello como energía oscura, pero todavía nadie tiene claro cuál es su verdadera naturaleza.

La opción más sencilla es suponer que se trata de una constante cosmológica. Esta posibilidad está de acuerdo con todas las observaciones realizadas hasta la fecha y, además, como ya hemos comentado, el modelo estándar de la física de partículas predice la existencia de una energía del vacío que se comportaría precisamente como una constante cosmológica en las ecuaciones de Einstein.

Detengámonos aquí un momento. ¿Cómo que una «energía del vacío»? Si en el espacio vacío no hay nada… ¿cómo puede tener energía? La idea tiene que ver con el principio de incertidumbre, una propiedad fundamental de los sistemas cuánticos. Este principio, formulado por el físico alemán Werner Heisenberg, establece que hay ciertas cantidades complementarias que es imposible medir simultáneamente con total precisión: cuanto mejor conozcamos una, menos sabremos de la otra. En concreto, dos de estas cantidades son la energía y el tiempo, y eso hace que la energía de un sistema presente, inevitablemente, pequeñas fluctuaciones, y esto también es aplicable al vacío. Podemos pensar que en el vacío están apareciendo constantemente, de manera espontánea, pares de partículas y antipartículas «virtuales» que se aniquilan y desaparecen tan solo un instante después, demasiado rápido para que podamos detectarlas (de ahí lo de «virtuales»).

Así pues, las fluctuaciones cuánticas confieren al vacío una energía que, en principio, podemos calcular a partir de la teoría. El problema es que, si lo hacemos, obtenemos un valor muchísimo mayor (hasta 10¹²⁰ veces, un uno seguido de ciento veinte ceros) que el observado.

Esbocemos brevemente cómo se realiza el cálculo. El modelo estándar, la teoría actual de la física de partículas, es una teoría cuántica de campos. Eso quiere decir que cada partícula fundamental (electrones, fotones, quarks, etc.) está asociada a un campo, un objeto matemático que describe sus propiedades e interacciones. Así, por ejemplo, los fotones —las partículas de luz— están asociadas al campo electromagnético. Cada uno de estos campos contribuye con sus fluctuaciones a la energía del vacío.

El caso es que un sencillo cálculo demuestra que cada una de estas aportaciones a la energía de vacío debería ser muchísimo mayor que el valor medido. Aunque algunas de estas contribuciones son positivas y otras negativas, todas ellas dependen de distintos parámetros, por lo que a priori no hay ninguna razón por la que debieran cancelarse. Pero, incluso si eso ocurriera, sería mucho más natural que la energía de vacío fuera exactamente cero, en vez de un valor tan sumamente pequeño.

Para obtener una idea cualitativa del problema que esto supone, imaginemos que tenemos dos equipos que participan en una competición de lanzamiento de jabalina. Las reglas son las siguientes: cada uno de los miembros de un equipo hace un solo lanzamiento, y el resultado final del equipo es la suma de todas las distancias alcanzadas. Para complicar más las cosas, cada equipo está integrado por un número distinto de personas y el nivel de los participantes es muy heterogéneo —algunos apenas alcanzan 10 metros y otros rozan los 90—. Supongamos que calculamos el resultado final de los dos equipos, de acuerdo con las reglas anteriormente expuestas… ¡y ambos resultados difieren en tan solo una micra (una millonésima de metro)! Nadie se lo creería, tamaña casualidad parece completamente imposible. Algo así pasa con la energía del vacío. Solo que, en el ejemplo de la jabalina, las contribuciones (cada uno de los lanzamientos) son unas 10⁸ veces mayores que el resultado final (una micra), ¡y en el caso de la energía del vacío estamos hablando de un factor 10¹²⁰!

En pocas ocasiones se ha producido en la física una discrepancia tan abismal entre el resultado de un cálculo y el valor medido. Hoy en día, nadie ha logrado todavía encontrar una solución para este problema de la constante cosmológica, y todos los modelos alternativos que tratan de explicar la aceleración del universo a partir de algún tipo de energía oscura suponen implícitamente que la energía del vacío se anula por algún motivo que aún no entendemos.

UNA COINCIDENCIA PROBLEMÁTICA

Por si lo expuesto fuera poco, la constante cosmológica presenta aún otro problema conceptual. Como su propio nombre indica, su valor es constante, no cambia con el tiempo. La densidad de materia, por el contrario, cada vez es menor debido a la expansión del universo. Para entenderlo, recordemos que la densidad es igual a masa dividida por volumen. Así que si la cantidad de materia se mantiene constante y el volumen del universo cada vez es mayor, la densidad irá disminuyendo.

Eso quiere decir que en el pasado, durante muchos miles de millones de años, la densidad de materia ha sido mucho mayor que la de la energía de vacío. Y en el futuro pasará justo lo contrario, la materia se diluirá tanto que su densidad será mucho menor que la constante cosmológica. Como se ve en la figura 3, ambas cantidades solo parecen ser comparables precisamente en el momento actual. ¿Por qué ocurre esto? ¿No es mucha casualidad? Como a los físicos no les gustan nada las casualidades, esto representa un problema (aunque no tan serio como el de la constante cosmológica) que se conoce como el problema de la coincidencia.

FIG. 3

El problema de la coincidencia consiste en explicar por qué las densidades de materia y energía de vacío son comparables precisamente en el momento actual.

Antes de pasar a comentar algunas de las posibles alternativas a la constante cosmológica, merece la pena poner énfasis en dos características notables de la energía de vacío. La primera es que está uniformemente distribuida por todo el espacio: está extendida por todo el universo, en todas partes, en vez de agruparse como, por ejemplo, la materia oscura. La segunda es que, como acabamos de ver, no se diluye con la expansión del universo. Además, tiene un efecto gravitatorio repulsivo. Definitivamente, ¡la energía de vacío tiene unas características muy peculiares!

EL CAMPO ESCALAR DE LA ENERGÍA OSCURA: LA QUINTAESENCIA

Una manera de intentar solucionar los dos problemas relacionados con la constante cosmológica es permitir que la energía oscura varíe con el tiempo. La manera más habitual de conseguirlo es asociar la energía a un campo escalar, similar al que se piensa que produjo la inflación en los primeros instantes del universo.

Como se ha dicho anteriormente, la física de partículas moderna describe la naturaleza a través de campos, objetos matemáticos que toman un valor en cada punto del espacio. Si ese valor es simplemente un número, decimos que se trata de un campo escalar. Un ejemplo sería un campo de temperaturas que asigne una temperatura a cada punto de una habitación. También podemos tener campos vectoriales, que en cada punto tienen una magnitud y una dirección, como el campo eléctrico creado por una partícula cargada. Las partículas serían excitaciones o perturbaciones de estos campos.

El campo escalar asociado a la energía oscura se conoce como campo de quintaesencia. Para entender su comportamiento, podemos imaginar que es como una canica que cae rodando por un valle (fig. 4). La canica tendrá una energía cinética (asociada a la velocidad con la que cae) y una energía potencial (asociada a su altura: cuánto más alta se encuentre, más energía potencial tendrá).

Las características de la aceleración causada por el campo de quintaesencia dependerán de la relación entre su energía cinética y la potencial, relación que puede cambiar con el tiempo. Por ejemplo, si la energía potencial es mucho mayor que la cinética (la canica se mueve muy lentamente), el campo de quintaesencia se comportará de manera muy parecida a una constante cosmológica. Existen muchos modelos distintos de quintaesencia, cada uno caracterizado por un potencial (la forma del valle por el que rueda la canica) distinto.

FIG. 4

Podemos imaginar un campo de quintaesencia como una canica que cae rodando por una ladera. Distintos modelos presentarán valles de diferentes formas.

Esta explicación de la energía oscura a través de un campo escalar es muy popular por varias razones. En primer lugar, los campos escalares aparecen de manera natural en prácticamente todas las teorías que pretenden generalizar el modelo estándar de la física de partículas, como por ejemplo la supersimetría. Por otro lado, como ya hemos apuntado, una energía oscura que cambia con el tiempo, podría ayudar a explicar los dos problemas asociados con la energía oscura.

Sin embargo, los campos escalares presentan sus propios problemas. Para que el campo se comporte hoy en día como una constante cosmológica (como requieren las observaciones) hay que ajustar arbitrariamente algunos de sus parámetros. En particular, su masa debe ser extremadamente pequeña. Esto es un inconveniente, porque las masas de los campos escalares tienden a ser muy grandes, a no ser que no haya una buena razón (una simetría) que lo impida. De hecho, uno de los principales problemas del modelo estándar —conocido como el problema de la jerarquía— es explicar por qué la masa del bosón de Higgs es tan pequeña… ¡y la masa del campo de quintaesencia tendría que ser unas 10⁴⁴ veces menor! Además, sabemos que las partículas con masas pequeñas dan lugar a interacciones de largo alcance (que actúan a grandes distancias); por ejemplo, las dos interacciones de este tipo que conocemos, la electromagnética y la gravitatoria, están asociadas a partículas de masa cero: el fotón y el gravitón, respectivamente. Así, esperaríamos que la partícula asociada al campo de quintaesencia diera lugar a un nuevo tipo de interacción, una «quinta fuerza» que produjese efectos observables. Sin embargo, diversos experimentos imponen restricciones muy severas contra la existencia de este tipo de fuerzas.

En la actualidad, y aunque la posibilidad de una energía oscura dinámica es atractiva y debemos tenerla en cuenta, la manera más simple y convincente de explicar la expansión acelerada del cosmos sigue siendo a través de una constante cosmológica.

EL PRINCIPIO ANTRÓPICO:
UN UNIVERSO COMPATIBLE CON LA VIDA

Otra idea que últimamente ha recibido bastante atención es la del principio antrópico. Básicamente consiste en considerar el hecho de que en nuestro universo exista vida inteligente como un dato experimental más, que nuestras teorías deben explicar. Así, podemos establecer restricciones sobre estas teorías para asegurarnos de que son compatibles con nuestra propia existencia.

De hecho, varios años antes de que se descubriera la expansión acelerada del universo, el físico estadounidense Steven Weinberg ya usó este tipo de argumentos para predecir que la densidad de energía asociada a la constante cosmológica sería, como máximo, 5 o 10 veces mayor que la densidad actual de materia (en realidad es algo más del doble). De lo contrario, la expansión habría sido demasiado rápida, y las galaxias no habrían podido formarse… y, por ende, tampoco la vida.

El principio antrópico está conectado con la idea del «multiverso», que propone que hay muchos otros universos como el nuestro, y en cada uno de ellos las constantes de la naturaleza podrían tomar valores distintos, de modo que solo un subconjunto de ellos serían aptos para la vida. Aunque esta idea parezca un tanto esotérica, hay muchas teorías que predicen la existencia de un multiverso. De hecho, la teoría de la inflación conduciría de manera genérica a este escenario: debido (¡una vez más!) a las fluctuaciones cuánticas, la rápida etapa de expansión acelerada no habría terminado al mismo tiempo en todas las partes del universo. Así, algunas partes habrían dejado de inflarse mientras otras seguían haciéndolo; este proceso se repetiría una y otra vez (la inflación no acabaría nunca), produciendo un conjunto infinito de «universos burbuja», aislados los unos de los otros. La teoría de cuerdas, una de las teorías que busca proporcionar una descripción unificada de las cuatro interacciones fundamentales, también permite la existencia de un número enorme de universos.

Uno de los principales problemas de esta idea del multiverso es que resulta muy difícil de demostrar, dado que no tenemos acceso al resto de universos. A pesar de ello, hay bastantes científicos que defienden la idea del multiverso y constituye un área de investigación relativamente activa.

> INFLACIÓN CÓSMICA: DOBLE SOLUCIÓN

La teoría de la inflación cósmica explica que nuestro universo nos parezca plano: habría crecido tanto en sus primeros instantes que solo percibimos una pequeña parte de él.

Según la teoría de la inflación cósmica, el universo ya sufrió una etapa de expansión acelerada en sus primeros instantes. Esta teoría explica dos problemas asociados al modelo del Big Bang: el del horizonte y el de la planitud. El primero parte de que los fotones del fondo de radiación de microondas nos llegan casi con la misma temperatura desde todas las direcciones. Pero según la teoría de la gran explosión, las regiones separadas más de un grado en el cielo no habían podido interactuar antes de la recombinación, porque la luz aún no había tenido tiempo de viajar entre ellas. ¿Cómo alcanzaron entonces la misma temperatura? Por otro lado, el problema de la planitud consiste en explicar por qué el universo es plano, cuando (de acuerdo con la teoría del Big Bang) lo normal es que fuese abierto o cerrado. La inflación da respuesta a ambas cuestiones: antes de la inflación el universo observable era diminuto, por lo que todas sus regiones habían tenido tiempo de interactuar y alcanzar una temperatura común. Y aunque el universo antes de la inflación fuera curvo, se habría hinchado tanto que hoy en día solo tendríamos acceso a una pequeñísima parte de él y nos parecería plano… como a la hormiga de la figura. Pero el mayor éxito de la inflación es que explica el origen de las inhomogeneidades que acabarían convirtiéndose en las galaxias y cúmulos que vemos hoy en día: la enorme expansión habría amplificado las diminutas (e inevitables) fluctuaciones cuánticas que ocurrieron al principio de la inflación hasta convertirlas en esas regiones que presentan distintas densidades.

GRAVEDAD MODIFICADA

Por último, mencionar que, al igual que pasaba con la materia oscura, algunos investigadores han propuesto modificar la gravedad demanera que conduzca a una expansión acelerada sin necesidad de recurrir a la energía oscura. Construir una teoría que consiga explicar las observaciones renunciando tanto a la materia oscura como a la energía oscura no es nada sencillo, por lo que muchas de las propuestas se centran en eliminar una de estas dos componentes. Sin embargo, la idea de la energía oscura sigue siendo la opción preferida entre la mayoría de científicos.

EL DESTINO DEL UNIVERSO, EN MANOS DE LA ENERGÍA OSCURA

Uno de los motivos por los que queremos conocer la naturaleza de la energía oscura es porque el destino del cosmos depende exclusivamente de cómo evolucione esta componente. Aunque aún no podemos estar seguros de qué final nos aguarda, no parece haber muchas posibilidades, y ninguna de ellas es demasiado prometedora (fig. 5).

Si la energía oscura se comporta como una constante cosmológica, el universo continuará expandiéndose eternamente. En un futuro, la materia estará cada vez más diluida y el universo será cada vez más frío y estará más vacío. Este final, que conduciría a la muerte térmica del universo (ya no habría energía disponible) y que a veces recibe el nombre de «gran congelación» (Big Freeze), es el mismo que le aguardaría a un universo abierto o plano sin energía oscura. Pero la presencia de la constante cosmológica introduce una diferencia importante: con el tiempo, todas las galaxias —salvo las más cercanas, que probablemente se hayan unido a la Vía Láctea— se estarán alejando de nosotros a velocidades mayores que la de la luz, por lo que habrán desaparecido de la vista para siempre. Nótese que este hecho no contradice el principio relativista de que la materia no puede moverse más rápido que la luz, ya que en realidad las galaxias no se estarían moviendo, sería simplemente un efecto causado por la expansión del universo.

FIG. 5

La expansión del universo podría continuar eternamente (gran congelación), hacerse cada vez más rápida hasta acabar desgarrando el cosmos (gran desgarro) o frenarse, dando paso a una fase de contracción que acabaría en una gran implosión.

En caso de que la densidad de energía oscura aumentase con el tiempo, el final del universo sería todavía más dramático. La expansión se aceleraría cada vez más, e iría desgarrando progresivamente todas las estructuras del universo, empezando por los cúmulos y las galaxias, hasta llegar a un momento en que ni tan siquiera los núcleos atómicos podrían permanecer unidos. Este escenario apocalíptico recibe el nombre de «gran desgarro» o Big Rip.

Finalmente, si la densidad de energía oscura disminuye con el tiempo, la materia podría volver a convertirse en la componente dominante en un futuro. Aun así, dado que nuestro universo parece ser plano, seguiría expandiéndose eternamente, aunque a una velocidad cada vez menor. Solo en caso de que la densidad de energía oscura se hiciese negativa (con lo cual pasaría a reforzar la atracción gravitatoria de la materia) podría ocurrir que la expansión acabara deteniéndose por completo. En tal caso, el universo comenzaría a contraerse, repitiendo toda su historia en sentido inverso hasta terminar exactamente igual que empezó: concentrado en un punto de densidad infinita. Esta posibilidad normalmente recibe el nombre de «gran implosión» o «gran colapso» por el término inglés Big Crunch. Y, quién sabe, quizá tras ese colapso el universo podría comenzar una nueva etapa de expansión, posibilidad que recibe el nombre de «gran rebote», o Big Bounce.

Sea lo que sea, parece que la energía oscura ha venido para quedarse. Encaja muy bien con todas las observaciones, que indican que nuestro universo es espacialmente plano y está formado por aproximadamente un 70 % de energía oscura, un 25 % de materia oscura y tan solo un 5 % de materia ordinaria. Así pues, desconocemos casi por completo el 95 % del contenido del universo. Habrá quien vea esta situación como algo negativo, como una crisis. Sin embargo, quizá sea más apropiado considerarla como una gran oportunidad, una invitación a una era de grandísimos descubrimientos. Todo indica que en los próximos años lograremos enormes avances en ese sentido. Al fin y al cabo, muchas de las grandes revoluciones de la física han tenido su origen en fenómenos para los que no teníamos explicación. Es decir, en una crisis.

Otros objetos oscuros

La materia ordinaria, aquella de la que está hecho todo cuanto vemos a nuestro alrededor, constituye apenas el 5 % del contenido del universo. Sin embargo, una parte significativa de ella también permanece oculta a nuestros ojos, ya que forma parte de objetos celestes que son demasiado tenues como para que los detectemos. Algunos de ellos pueden ser inmensos, como las nubes de gas y polvo que existen en el interior de las galaxias. Estas nubes están compuestas fundamentalmente por hidrógeno (en un 90 %) y helio, y por trazas de elementos más pesados, aportados por las estrellas que vivieron y murieron en épocas pasadas. Las más grandes, denominadas nubes moleculares gigantes, pueden pesar millones de veces más que el Sol y alcanzar diámetros de más de 600 años-luz. Se trata de los mayores objetos que hay en las galaxias, y también están entre los más importantes, pues en ellas es donde se forman las estrellas y planetas.

Estas nubes moleculares gigantes son cientos o miles de veces más densas que el medio interestelar y están muy frías —más o menos a entre 10 y 30 kelvin, es decir –263 y –243 grados centígrados, lo que favorece que los átomos de los gases se junten para formar moléculas (de ahí su nombre) como las de hidrógeno.

Normalmente, estas nubes no solo no emiten luz, sino que las partículas de polvo también bloquean la luz visible, al menos en sus partes más densas. Es por ello que las nubes más grandes y cercanas aparecen como manchas oscuras en el cielo que se recortan contra las estrellas de fondo. Sin embargo, hay una manera de superar este obstáculo: la luz infrarroja de mayor longitud de onda que emiten los granos de polvo atraviesa las nubes moleculares con facilidad y nos muestra el nacimiento de las estrellas.

PROTOESTRELLAS: EMBRIONES ESTELARES

Las estrellas se forman dentro de estas nubes moleculares. Pero ¿cómo nace exactamente una estrella similar a nuestro Sol? Todo empieza cuando el equilibrio entre la fuerza gravitatoria y la presión que hacen hacia fuera las moléculas de la nube se rompe por alguna razón y las regiones más densas de la nube comienzan a colapsar. Esto puede ocurrir a consecuencia de una explosión de supernova, una colisión con otra nube de gas, los vientos estelares (flujos de partículas) emitidos por otras estrellas o por el hecho de que la nube atraviese las zonas más densas que corresponden a los brazos de la galaxia.

Sea cual sea el motivo, una vez que comienza el colapso, la nube se va rompiendo en trozos más y más pequeños (de este modo, puede generar muchas estrellas al mismo tiempo) durante algunos millones de años, hasta que se forman fragmentos que ya tienen aproximadamente la masa de una estrella y un tamaño unas 100 veces mayor que nuestro sistema solar.

Este proceso apenas cambia la temperatura de los fragmentos, dado que estos irradian al exterior toda la energía producida en el colapso. Sin embargo, siguen contrayéndose hasta alcanzar (en unas decenas de miles de años más) un tamaño similar al del sistema solar. De esta manera, su centro se va haciendo cada vez más denso y se vuelve opaco: la radiación ya no puede escapar, la temperatura y la presión comienzan a aumentar y la fragmentación cesa. A la región central densa y opaca se la conoce como protoestrella.

La protoestrella seguirá acumulando masa, contrayéndose y aumentando de densidad y temperatura. Finalmente, cuando (tal vez tras otros diez millones de años) esté a unos diez millones de grados, comenzarán las reacciones de fusión nuclear: los núcleos de hidrógeno empiezan a unirse en núcleos de helio y en ese momento se puede decir que ha nacido una estrella. Durante los 30 millones de años siguientes, la joven estrella todavía se contraerá y calentará un poco más, hasta alcanzar un equilibrio en el que la presión interna compense la fuerza de la gravedad. A partir de aquí, continuará fundiendo hidrógeno hasta que este se agote.

El proceso de formación estelar puede durar entre 40 y 50 millones de años, lo cual parece mucho, pero no constituye ni el 1 % de la vida de una estrella como el Sol, que es del orden de diez mil millones de años.

PLANETESIMALES: SIMIENTES PLANETARIAS

El proceso de formación que hemos detallado no solo genera una protoestrella, sino que también produce un disco de material que gira a su alrededor. El material de este disco circunestelar o protoplanetario comienza a agruparse —igual que el polvo de una habitación se acumula en pelusas— formando pequeños grumos que van atrayendo el material circundante y haciéndose cada vez más grandes, hasta constituir los llamados planetesimales, las semillas a partir de las que surgirán los planetas.

Llegados a este punto, en la parte interna del disco habrá sobre todo material rocoso, ya que la estrella que se está formando habrá engullido y despejado gran parte del gas original. En la parte exterior del disco, por el contrario, aún quedará gas y también trozos de hielo que no han sido vaporizados por la estrella. Esta es la razón por la que los planetas cercanos a ella tienden a ser rocosos y, los más lejanos, gigantes gaseosos y helados.

Dado que hay cientos de planetesimales formándose al mismo tiempo, interaccionarán unos con otros, chocando y rompiéndose en mil pedazos, desviando a otros planetesimales de sus órbitas o, en el mejor de los casos, uniéndose para formar un objeto más grande. Después de millones de años, innumerables encuentros de este tipo habrán eliminado gran parte de los restos del disco y dado lugar a un número mucho menor de cuerpos de mayor tamaño: los planetas.

ENANAS MARRONES: ESTRELLAS QUE NO LLEGARON A SER

Existe un tipo de cuerpo celeste con un tamaño intermedio entre el de los planetas más grandes (como Júpiter) y el de las estrellas más pequeñas: se trata de las enanas marrones, objetos con masas que van desde unas 13 hasta unas 90 veces la masa de Júpiter.

Las enanas marrones comienzan a formarse exactamente de la misma manera que las estrellas pero, una vez que la protoestrella se ha constituido, esta se estabiliza antes de acumular la masa necesaria para que comiencen las reacciones de fusión nuclear. Es por este motivo que en ocasiones se las conoce como estrellas fallidas.

Por tanto, las enanas marrones no tienen una fuente de energía interna, así que poco a poco van enfriándose y haciéndose más tenues, hasta que llega un momento que ya no emiten luz visible, aunque siguen haciéndolo en el infrarrojo. Dado que emiten muy poca radiación, son muy difíciles de detectar y durante mucho tiempo fueron objetos hipotéticos, hasta que se descubrió la primera a mediados de la década de 1990. Se desconoce su verdadera abundancia, aunque se estima que hay al menos una enana marrón por cada seis estrellas ordinarias.

El estudio de las enanas marrones tiene un gran interés, dado que se parecen mucho a los planetas gigantes que se han descubierto alrededor de otras estrellas: por ejemplo, tienen atmósferas muy similares. Sin embargo, a diferencia de estos planetas, las enanas marrones normalmente flotan libres por el espacio, por lo que resultan mucho más fáciles de estudiar, al no esconderse tras la luz cegadora de ninguna estrella.

SE AGOTA EL COMBUSTIBLE Y, CON ÉL, LA VIDA ESTELAR

Cuando una estrella agota su combustible nuclear, su núcleo colapsa y deja atrás una estrella muerta, un objeto compacto cuya naturaleza depende de la masa de la estrella original. Si esta tiene menos de unas ocho masas solares se convertirá en una enana blanca, si tiene aproximadamente entre ocho y veinte masas solares, en una estrella de neutrones, y si es más masiva aún, en un agujero negro. Todos estos objetos compactos son tenues y difíciles de detectar, por lo que podemos considerar que forman parte del lado oscuro del cosmos.

ENANAS BLANCAS FORMADAS POR ELECTRONES MUY PEGADOS

Las estrellas relativamente ligeras, pero con más de la mitad de masa que el Sol —las estrellas aún más livianas, llamadas enanas rojas, tienen vidas increíblemente largas y ninguna ha podido alcanzar aún una edad avanzada—, se vuelven inestables una vez que se agota primero todo el hidrógeno y a continuación todo el helio del núcleo. Las capas exteriores son expulsadas y forman lo que se conoce como una nebulosa planetaria (aunque no tiene nada que ver con los planetas), dejando expuesto el núcleo pequeño y denso: una enana blanca que tiene más o menos la masa del Sol y el radio de la Tierra. Cuando se forma, la enana blanca está muy caliente, pero al no tener ninguna fuente de energía, irá apagándose poco a poco. Si no colapsa es gracias a lo que se conoce como presión de degeneración de los electrones: los electrones de cualquier sistema solo pueden ocupar ciertos estados (valores) de energía y, debido al llamado principio de exclusión de Pauli (uno de los principios básicos de la mecánica cuántica, formulado por el físico alemán Wolfgang Ernst Pauli en 1925), cada estado de energía solo admite dos electrones; normalmente siempre hay estados de energía libres, pero en una enana blanca los electrones están tan juntos que absolutamente todos los estados de energía están ocupados. Así, la gravedad no puede comprimir más una enana blanca ¡porque literalmente no hay espacio disponible!

Como ya vimos, si una enana blanca se encuentra formando un sistema binario con una estrella «normal», puede ir acumulando el material de esta última y acabar estallando en una supernova de tipo Ia. Pero si esto no ocurre, la enana blanca seguirá enfriándose hasta que haya irradiado absolutamente todo su calor y se convierta en una enana negra prácticamente invisible. Sin embargo, esos objetos aún no existen, porque aún no ha transcurrido suficiente tiempo desde la gran explosión como para que hayan podido formarse.

ESTRELLAS DE NEUTRONES, OBJETOS SUPERMASIVOS

Si la estrella original es suficientemente masiva, una vez que se ha agotado todo el helio puede continuar fundiendo elementos más pesados, hasta que todo su núcleo esté hecho de hierro. En ese momento la fusión no puede continuar, porque fundir átomos de hierro no es favorable energéticamente; es decir, la fusión ya no produce energía sino al contrario, hay que suministrar energía para que se produzca. Eso hace que la estrella colapse bajo la fuerza de la gravedad, estallando a continuación en una violenta supernova de tipo II (distinta, por tanto, a las producidas por enanas blancas en sistemas binarios) que expulsa la mayor parte del material de la estrella y deja atrás un núcleo pequeño y muy denso.

En este caso, la fuerza gravitatoria del núcleo es suficiente para superar la presión de degeneración de los electrones y comprime tanto el material que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones. A partir de ahí pueden pasar dos cosas: el colapso puede detenerse debido a la presión de degeneración de los neutrones (completamente análoga a la de los electrones) y entonces se forma una estrella de neutrones. Pero si la masa del núcleo sigue siendo lo bastante grande (aproximadamente tres masas solares) nada puede detener el colapso y se forma un agujero negro.

Las estrellas de neutrones acumulan aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol (unas 500.000 veces la masa de la Tierra) en un diámetro de tan solo unos 20 o 30 kilómetros. Eso las convierte en los objetos más compactos del universo, si exceptuamos los agujeros negros. Son tan densas que una cucharada de su material pesaría unos cien millones de toneladas en la Tierra, más que todo el Monte Everest. Así pues, presentan enormes campos gravitatorios, y también intensísimos campos eléctricos y magnéticos, por lo que constituyen laboratorios únicos para estudiar fenómenos físicos en condiciones extremas que no podemos replicar en la Tierra.

En particular, debido a la conservación del momento angular (según la cual un objeto que gira sobre sí mismo lo hace cada vez más deprisa a medida que disminuye su tamaño), las estrellas de neutrones presentan una rotación extremadamente rápida, que puede superar las 43.000 revoluciones por minuto, ¡una velocidad mayor que la de una batidora! Las estrellas de neutrones que giran así de rápido pueden emitir haces de radiación en forma de conos que, debido a la rotación de la estrella, recorren el espacio como si se tratara de la luz de un faro (fig. 1). Si da la casualidad de que el haz apunta hacia la Tierra, podremos detectarlas y nos parecerá que centellean o «pulsan», por lo que reciben el nombre de púlsares. El primer púlsar fue descubierto en 1967 por la astrofísica norirlandesa Jocelyn Bell y el radioastrónomo británico Antony Hewish.

La mayoría de las estrellas de neutrones que conocemos son púlsares. Aunque solo se han encontrado miles de ellos, podría haber cientos o incluso miles de millones de estrellas de neutrones en nuestra galaxia. Sin embargo, la mayoría de ellas tienen miles de millones de años, lo que significa que han tenido tiempo suficiente para enfriarse y frenarse; eso hace que no emitan demasiada radiación, lo que las convierte casi en invisibles.

AGUJEROS NEGROS, LA GRAVEDAD MÁS INTENSA

Un agujero negro es un objeto con un campo gravitatorio tan intenso que nada, ni siquiera la luz, puede escapar a su atracción. Por tanto, un agujero negro ni emite ni refleja luz (ni ningún tipo de radiación electromagnética), y de ahí su nombre, acuñado en 1967 por el físico teórico estadounidense John Archibald Wheeler.

FIG. 1

Los haces de un púlsar recorren el espacio como la luz de un faro, debido a la rápida rotación de la estrella. Si por casualidad apuntan hacia la Tierra, podremos detectar el púlsar.

Para conseguir una atracción gravitatoria tan enorme, un agujero negro debe acumular una gran cantidad de masa en un área muy pequeña. Por ejemplo, un agujero negro con la masa del Sol tendría un radio de tan solo 3 km (diminuto comparado con el radio del propio Sol, que es de aproximadamente 700.000 km) y uno con la masa de la Tierra tendría un radio de unos 9 mm, es decir, el tamaño de una canica.

En realidad, un agujero negro no tiene una superficie, en el sentido habitual de la palabra, pues toda la masa del agujero negro está concentrada en un único punto, una singularidad donde tanto el valor de la densidad como la curvatura del espacio-tiempo se hacen infinitas (fig. 2). Cuando hablamos del radio de un agujero negro, nos estamos refiriendo al de una esfera imaginaria conocida como horizonte de sucesos. Este horizonte marca el límite más allá del cual la atracción gravitatoria se hace tan grande que resulta imposible escapar del agujero negro.

Existen agujeros negros de tamaños muy distintos. La mayoría de ellos se forman a partir de una explosión de supernova, de acuerdo con el proceso explicado antes. Estos agujeros negros estelares son aproximadamente entre 3 y 30 veces más pesados que el Sol y estarían repartidos por todo el universo: a juzgar por el número de estrellas lo bastante grandes como para producir agujeros negros, los científicos calculan que tan solo en la Vía Láctea podría haber entre diez y mil millones de ellos.

FIG. 2

Cuanto más compacto es un objeto (más masa en menos volumen), más se curva el espacio-tiempo a su alrededor. El límite es un agujero negro: un punto donde la densidad y la curvatura del espacio-tiempo son infinitas.

Sin embargo, hay otro tipo de agujeros negros muchísimo mayores: los agujeros negros supermasivos, que pueden acumular millones o incluso miles de millones de veces más masa que el Sol. Se piensa que habitan en el centro de casi todas las galaxias, incluida la nuestra, pero su origen sigue siendo un misterio.

Durante mucho tiempo se pensó que no había agujeros negros de masa intermedia entre los estelares y los supermasivos, pero recientemente se han descubierto algunos de ellos. Además, también podrían existir los denominados agujeros negros primordiales, objetos hipotéticos que, como vimos anteriormente, se habrían formado poco después de la gran explosión y podrían dar cuenta de la materia oscura del universo.

Pero si los agujeros negros no emiten ni reflejan ningún tipo de radiación, ¿cómo sabemos que están ahí? La respuesta es básicamente la misma que para la materia oscura: a través de los efectos gravitatorios que producen en los objetos de su alrededor. Así, los agujeros negros supermasivos se detectan a partir del aumento brusco de las velocidades de las estrellas o las nubes de gas que orbitan a su alrededor. Además, también se observa una gran emisión de rayos X en el centro de muchas galaxias, presumiblemente por la caída de materia en el agujero negro supermasivo que albergan.

Por otra parte, podemos deducir la presencia de un agujero negro estelar si vemos que una estrella describe una órbita alrededor de un compañero invisible, y este tiene una masa tal que no admite ninguna otra explicación. Además, cuando un agujero negro atrae materia hacia sí mismo, esta se acumulará alrededor suyo, formando un disco de acreción. Las partículas de este disco aceleran y colisionan, calentándose a temperaturas extremas de millones de grados y emitiendo rayos X que podemos detectar mediante telescopios. Este método también sirve para detectar estrellas de neutrones en sistemas binarios.

> STEPHEN HAWKING Y LOS AGUJEROS NEGROS

Una de las mayores aportaciones del físico y divulgador británico Stephen Hawking ha sido predecir que los agujeros negros emiten radiación.

Stephen Hawking ha contribuido de manera decisiva a la teoría de los agujeros negros y es, sin duda, el físico más conocido de nuestro tiempo. Nació en Inglaterra en 1942 y poco después de comenzar su doctorado en cosmología en la Universidad de Cambridge, cuando tenía veintiún años, le diagnosticaron esclerosis lateral amiotrófica, una enfermedad que le dejó en silla de ruedas y le ha hecho precisar de un sistema de síntesis de voz para comunicarse. Aunque los médicos le dieron una esperanza de vida de dos años, Hawking fue capaz no solo de completar su doctorado sino de desarrollar una larga y prolífica carrera. Además, es un gran divulgador y ha escrito auténticos best sellers, como es el caso del libro Breve historia del tiempo. En general, el trabajo de Hawking pone de manifiesto la necesidad de unir la relatividad general con la mecánica cuántica para estudiar el universo en sus primeros instantes o el espacio-tiempo cerca de un agujero negro. Uno de sus resultados más importantes fue demostrar que el universo comenzó con una singularidad inicial, es decir, en un estado de densidad infinita. También descubrió que los agujeros negros no deberían ser completamente negros, sino que emitirían una radiación de Hawking que, con el tiempo, podría llevarlos a evaporarse y desaparecer. Por último, también fue él quien introdujo el concepto de los agujeros negros primordiales.

Sin embargo, no toda la materia en el disco alrededor de un agujero negro está condenada a caer en él. En muchos casos, esta materia se calienta tanto que parte de ella sale volando en grandes chorros o jets que se mueven casi a la velocidad de la luz. Estas eyecciones pueden producirse tanto en los agujeros negros estelares como en los supermasivos, pero son especialmente espectaculares en estos últimos, donde el chorro puede llegar a extenderse a lo largo de millones de años-luz.

MUNDOS ALREDEDOR DE OTRAS ESTRELLAS

Hay preguntas que seguramente todos nos hemos hecho: ¿estamos solos en el universo? ¿Podría haber vida más allá de nuestro planeta? ¿Hay seres inteligentes en algún otro lugar del cosmos?

Hasta hace poco, ni siquiera estábamos en condiciones de planteárnoslas: conocíamos apenas ocho planetas, los que conforman nuestro sistema solar. Sin embargo, en los últimos años hemos descubierto multitud de otros mundos en órbita alrededor de estrellas lejanas, de tal modo que a principios de 2018 ya hay confirmados más de 3.700 de estos planetas extrasolares o exoplanetas. El primero se encontró en 1992, pero la mayoría de detecciones se realizaron a partir de 2009, de la mano del satélite Kepler de la NASA.

Pero encontrar planetas alrededor de otras estrellas es extremadamente difícil. Los planetas son pequeños comparados con la mayoría de los cuerpos celestes. Y pueden llegar a ser mil millones de veces más tenues que las estrellas alrededor de las que orbitan. Además, se encuentran a años-luz de distancia (el más cercano que conocemos gira alrededor de Próxima Centauri, a 4,25 años-luz del Sol). Eso hace que sea casi imposible verlos directamente, incluso usando telescopios tan potentes como el Hubble.

Por ello, los astrónomos han tenido que idear métodos alternativos para encontrar estos objetos. Entre ellos destacan dos: el método del tránsito, en el que se trata de observar una disminución del brillo de la estrella cuando su planeta pasa por delante de ella (esta es la técnica usada por el satélite Kepler); y el de la velocidad radial, donde lo que se intenta detectar es el pequeño «bamboleo» que sufre la estrella debido a la atracción gravitatoria del planeta. Aproximadamente el 95 % de los descubrimientos realizados hasta la fecha se han basado en uno de estos dos métodos.

Una vez descubierto el exoplaneta, el siguiente paso es caracterizarlo mediante nuevas observaciones. Interesa, por ejemplo, conocer el tamaño y la masa del planeta, dado que así se podrá determinar su densidad y tendremos una idea sobre el material del que está hecho (roca, metal, hielo o gas).

También resulta útil conocer otros aspectos, como la temperatura, gracias a la cual sabremos si los materiales del planeta se encontrarán en estado sólido, líquido o gaseoso. Y la luz estelar que pasa a través del exoplaneta revelará la composición de su atmósfera. Con toda esta información, estaremos mejor preparados para reconocer aquellos planetas especialmente aptos para la vida.

PERO ENTONCES ¿ESTAMOS SOLOS O NO?

Determinar qué planetas podrían albergar vida entraña sus dificultades ya que, en realidad, no sabemos cómo podría ser la vida en otras partes del universo. Así que nuestra mejor opción es buscar planetas que se parezcan a la Tierra, suponiendo que las mismas condiciones que dieron lugar a la vida en nuestro planeta podrían haber producido un resultado similar en otros mundos.

> TÉCNICAS PARA DESCUBRIR EXOPLANETAS

Existen cuatro métodos principales para detectar exoplanetas, aunque la mayoría de los más de 3.700 descubrimientos realizados hasta la fecha han llegado de la mano de dos de ellos: el del tránsito y el de la velocidad radial.

Teniendo en cuenta esta premisa, la búsqueda de planetas potencialmente habitables se centra en aquellos que sean rocosos, posean un tamaño similar a la Tierra y puedan tener agua líquida en su superficie. Esto último exige que el planeta se encuentre dentro de la zona de habitabilidad de la estrella, es decir, a una distancia adecuada de ella, donde no haga ni demasiado calor (puesto que entonces todo el agua se vaporizaría) ni demasiado frío (el agua estaría completamente congelada).

Aparte de la existencia de agua líquida en la superficie, hay otros factores que también podrían favorecer la aparición de la vida, o incluso ser imprescindibles para ella. Por ejemplo, parece importante que el planeta posea una atmósfera, dado que, en ausencia de presión atmosférica, el agua se evaporaría y acabaría perdiéndose en el espacio. Además, las atmósferas también protegen a los planetas de radiaciones dañinas, estabilizan sus temperaturas y proporcionan un medio para que los seres vivos puedan respirar.

Pero todavía hay más: para albergar vida, un planeta debe contener una serie de elementos químicos esenciales. La vida de la Tierra se basa en el carbono, por lo que si encontramos este elemento en otro planeta, sabremos que podría albergar vida tal y como la conocemos. Finalmente, otros aspectos que cabría tener en cuenta son que el planeta disponga de una fuente de energía (por ejemplo, un núcleo fundido que, además, tendría otras ventajas como generar un campo magnético protector) o que su estrella sea suficientemente estable.

Sin embargo, como hemos dicho al principio, estos requisitos se basan en la única forma de vida que conocemos, la de la Tierra, y es posible imaginarse condiciones diferentes en que la vida podría haberse abierto camino. Por ejemplo, hay otros líquidos que podrían cumplir la función del agua (es decir, actuar como disolvente, permitiendo las reacciones químicas necesarias para la vida), como el metano o el amoníaco. La vida también podría prosperar sin necesidad de una atmósfera; así, un planeta podría albergar vida en un océano subterráneo que estuviera protegido del espacio exterior por una capa de hielo. De hecho, se cree que algunas lunas de nuestro sistema solar, como Europa, Ganímedes y Calisto (satélites de Júpiter) o Encélado (de Saturno) podrían esconder océanos de este tipo.

> EL PLANETA NÚMERO 9

En 2014, algunos investigadores encontraron indicios de que podría haber un noveno planeta oculto en las profundidades del sistema solar. Este hipotético planeta, bautizado como Planeta Nueve, tendría un tamaño parecido al de Neptuno, una masa diez veces superior a la de la Tierra y orbitaría alrededor del Sol en una órbita muy alargada. Se encontraría (en promedio) unas 20 veces más lejos del Sol que Neptuno y tardaría unos 15.000 millones de años en dar una vuelta completa alrededor de nuestra estrella. La existencia de este planeta, predicha a partir de modelos matemáticos y simulaciones por ordenador, podría explicar las extrañas órbitas de al menos seis objetos más pequeños del cinturón de Kuiper. Las búsquedas que se han realizado hasta la fecha a partir de bases de datos e imágenes de archivo no han logrado demostrar la existencia del Planeta Nueve. Ahora, los astrónomos planean utilizar el telescopio Subaru de Hawái, suficientemente potente como para poder detectarlo.

La existencia del Planeta Nueve, que orbitaría mucho más allá de Neptuno, podría explicar las extrañas órbitas de algunos objetos del cinturón de Kuiper.

En definitiva, aunque estemos guiándonos por hipótesis razonables en nuestra búsqueda de planetas habitables, no podemos estar completamente seguros de que estas sean correctas. Aun así, no podemos perder la esperanza: tal vez los telescopios futuros puedan distinguir en un mundo lejano alguna señal química que solo pueda provenir de un organismo vivo. Por ello es importante seleccionar los candidatos más plausibles y estudiarlos concienzudamente.

OBJETOS OSCUROS EN NUESTRO SISTEMA SOLAR

También hay objetos oscuros «ordinarios» en nuestro propio sistema solar, donde orbitan numerosos cuerpos celestes más pequeños que los planetas y que, por tanto, son muy difíciles de observar. Los que tenemos más cerca son los asteroides, unos objetos rocosos y sin atmósfera que orbitan en el llamado cinturón de asteroides, situado entre las trayectorias de Marte y Júpiter.

Los asteroides presentan una gran variedad de formas y tamaños. El más grande es Ceres, con un diámetro de unos 945 kilómetros (entre 13 y 14 veces menor que el de la Tierra), pero también los hay que tienen apenas unos metros de ancho. Aunque probablemente hay millones de asteroides, su masa total es menor que la de la Luna, y prácticamente la mitad de ella se concentra en los cuatro cuerpos más grandes. Además, en contra de lo que se refleja en algunas películas, los asteroides se extienden a lo largo de un volumen tan grande que están muy separados: podría haber hasta varios millones de kilómetros entre uno y otro… ¡así que chocar contra un asteroide no sería nada probable!

Al principio se pensaba que los asteroides podían constituir los restos de un planeta, que habría sido destruido por una explosión interna o el impacto de un cometa. Sin embargo, la escasa masa contenida en el cinturón de asteroides y la variedad de composiciones químicas que presentan estos objetos no apoyan esta hipótesis. Hoy se piensa que, en un momento temprano de la formación del sistema solar (que tuvo lugar hace unos 4.500 millones de años), la gravedad de Júpiter inhibió la formación de nuevos planetas en esta zona e hizo que los planetesimales que existían chocasen unos contra otros. Los restos de esas colisiones serían los asteroides que vemos hoy en día.

PROFUSIÓN DE COMETAS EN EL CINTURÓN DE KUIPER

Más allá de la órbita de Neptuno, existe un enorme disco de cuerpos helados y cometas que orbitan a distancias de entre 30 y 50 unidades astronómicas del Sol (una unidad astronómica es la distancia que hay entre la Tierra y el Sol), conocido como el cinturón de Kuiper. Se piensa que este disco está formado por planetesimales que no lograron unirse para formar planetas.

Su existencia fue predicha en 1980 por el astrónomo uruguayo Julio Fernández, que trataba de explicar la existencia de los llamados cometas de período corto. Algunos de estos cometas tardan tan poco en dar una vuelta alrededor del Sol (una media docena de años) que se encuentran con él muy a menudo y se evaporan rápidamente, en unos cientos de miles de años. Ese tiempo es tan corto en comparación con la edad del sistema solar que a estas alturas ya no debería quedar ninguno, y sin embargo los astrónomos los encuentran regularmente. Fernández propuso que debía haber una población de cometas más allá de Neptuno. Parece que, al principio de su artículo, Fernández mencionaba al astrónomo neerlandés Gerard Kuiper (que en la década de 1950 había discutido la posible existencia de un disco así ¡para acabar descartándola!) y eso hizo que otros astrónomos comenzaran a referirse al hipotético disco como cinturón de Kuiper, nombre que acabó asentándose, para desasosiego de aquellos astrónomos con mayor sensibilidad respecto a la historia de la ciencia.

El segundo objeto de este cinturón (el primero es Plutón) se descubrió en 1992. Desde el año 2000, se encontraron varios objetos bastante grandes, entre ellos Eris, que tiene un tamaño parecido al de Plutón e incluso una pequeña luna orbitando alrededor suyo. Estos hallazgos obligaron a los astrónomos a considerar la posibilidad de aumentar la lista de planetas del sistema solar pero, en vez de eso, lo que hicieron fue «degradar» a Plutón: crearon una nueva categoría de objetos, los planetas enanos, donde también incluyeron a Eris y a otros dos objetos del cinturón de Kuiper, además del asteroide Ceres.

En el año 2015 la nave New Horizons de la NASA sobrevoló Plutón, en lo que supuso la primera exploración cercana de un objeto del cinturón de Kuiper. La nave sigue su viaje a través de esta región de cuerpos helados y planea explorar algunos otros. Por otro lado, las órbitas anómalas de algunos objetos de este cinturón han llevado a algunos científicos a postular la existencia de un noveno planeta, aunque de momento aún no se ha encontrado.

LA HIPOTÉTICA NUBE DE OORT

Mucho más allá del cinturón de Kuiper, a distancias de entre 5.000 y 100.000 unidades astronómicas del Sol (aproximadamente un tercio de la distancia entre el Sol y Proxima Centauri, la estrella más cercana), podría existir otra nube de restos helados, conocida como nube de Oort.

Arriba, las nubes moleculares como Barnard 68 son los lugares donde se forman las estrellas y planetas. Dado que bloquean la luz visible, aparecen como manchas oscuras en el cielo. Sobre estas líneas, la nebulosa del Águila. A la izquierda, la nube molecular bloquea la luz visible. A la derecha, la luz infrarroja puede atravesarla para revelar el nacimiento de estrellas.

El astrónomo neerlandés Jan Oort fue el primero en proponer la existencia de esta región para explicar el origen de los cometas de período largo, que tardan cientos o incluso miles de años en dar una vuelta al Sol. Por tanto, la mayoría de estos cometas (mucho menos frecuentes que los de período corto) solo han sido observados una vez en la historia de la humanidad.

Al igual que el cinturón de Kuiper, la nube de Oort estaría formada por planetesimales helados que no llegaron a convertirse en planetas. Se piensa que, de vez en cuando, algo perturba la trayectoria de uno de estos cuerpos helados y hace que comience a caer hacia el Sol.

La existencia de la nube de Oort aún no ha sido demostrada. Actualmente la sonda Voyager 1 se dirige hacia allí, a una velocidad de casi un millón y medio de kilómetros al día. Incluso así, la nube de Oort estaría tan lejos que la nave espacial aún tardará unos 300 años en llegar y nada menos que 30.000 años más en atravesarla.

Así pues, hemos hecho un viaje (más rápido que el de la Voyager) por los objetos oscuros compuestos de materia ordinaria, desde los más grandes —las nubes moleculares donde se forman las estrellas— hasta los más pequeños, los asteroides y planetesimales de nuestro sistema solar. Ahora que ya tenemos un cierto conocimiento sobre las características básicas de estos objetos, y también de la materia y energía oscuras, pasemos a analizar qué es lo que cabe esperar de las observaciones y experimentos que se están realizando en la actualidad, así como de los que tendrán lugar en un futuro próximo.

Observaciones
recientes y futuras

En los últimos años hemos sido testigos de toda una serie de violentas colisiones cósmicas que han puesto a prueba nuestras teorías sobre el lado oscuro del universo. La primera se detectó en 2006 y, para muchos científicos, supuso la confirmación definitiva de la existencia de materia oscura. Se trata del cúmulo Bala (llamado así por su peculiar forma), formado por el choque entre dos cúmulos de galaxias (fig. 1).

Los cúmulos son estructuras formadas por cientos o miles de galaxias y pueden pesar miles de millones de veces más que el Sol. Las galaxias solo constituyen una pequeña fracción de su masa ordinaria, que se encuentra principalmente en forma de gas. Y también está la materia oscura, que sería mucho más abundante que la materia normal, y sin la cual, como ya observó Zwicky en la década de 1930, los cúmulos no podrían mantenerse unidos.

Es por ello que, para estudiar el cúmulo Bala, los científicos utilizaron varios telescopios y tres técnicas distintas. Por un lado, obtuvieron imágenes en luz visible, que solo permiten ver las galaxias de ambos cúmulos. Por otro, realizaron observaciones en rayos X para detectar el gas, generando las dos manchas que se ven en elcentro de la figura 1. La tercera técnica consistió en investigar el efecto de lente gravitacional del cúmulo Bala (es decir, cómo desvía la luz de objetos lejanos) para deducir la distribución de su masa. Lo que se halló es que la mayor parte de ella se encuentra dentro de los dos grandes óvalos a ambos lados de la figura.

¿Y qué se deduce a partir de estas observaciones? En primer lugar, vemos que la colisión ha hecho que se separen las galaxias y el gas. La razón es la siguiente: cuando dos cúmulos chocan, sus galaxias están a tanta distancia unas de otras que es muy poco probable que se encuentren, por lo que siguen su camino prácticamente sin enterarse del impacto. Por el contrario, las grandes nubes de gas sí que interaccionan entre ellas, quedando rezagadas debido a la fricción.

FIG. 1

Representación esquemática del cúmulo Bala, formado a partir de un choque entre dos grupos de galaxias. El cúmulo de la derecha ha atravesado al de la izquierda (como si fuera un proyectil) y ahora ambos se están alejando. La posición de las galaxias, el gas y la materia oscura de ambos cúmulos se indica mediante círculos y manchas.

Sin embargo, la observación más importante es que la mayor parte de la masa se encuentra alrededor de las galaxias ¡y eso implica que allí tiene que existir una gran cantidad de materia oscura! De lo contrario, e independientemente de la teoría gravitatoria que empleemos, los óvalos de la figura 1 deberían situarse en torno al gas, que es donde se acumula casi toda la masa ordinaria.

Por tanto, explicar la información extraída de las observaciones del cúmulo Bala sin recurrir a la materia oscura parece complicado. Sin embargo, los partidarios de las teorías de gravedad modificada defienden que estas sí que pueden explicar la colisión. Y además recuerdan que algunos aspectos del choque, como por ejemplo las grandes velocidades que parecen tener los cúmulos, también resultan difíciles de explicar dentro del modelo cosmológico estándar. Aun así, la mayoría de científicos consideran que el cúmulo Bala demuestra de manera irrefutable la presencia de la materia oscura.

Desde entonces se han estudiado muchas otras colisiones similares entre cúmulos de galaxias y en casi todas ellas vemos lo mismo: el gas y la materia oscura se separan. Sin embargo, hay una notable excepción. Se trata del cúmulo del Choque de Trenes, también llamado Abell 520, donde parte de la materia oscura parece quedarse retrasada junto al gas. Eso podría indicar que la materia oscura interacciona más consigo misma de lo que normalmente se supone. Otras observaciones, como las del cúmulo Abell 3827 —donde se está produciendo la fusión de cuatro galaxias distintas y la materia oscura de una de ellas también parece haberse quedado rezagada—,también apoyan esta idea. Eso ha hecho que en los últimos años surjan algunos modelos en que la materia oscura está formada por partículas masivas que interaccionan fuertemente (entre ellas), SIMP por sus siglas en inglés. Algunos autores van incluso más lejos y proponen la existencia de átomos de materia oscura, formados por los homólogos oscuros de protones, neutrones y electrones. Si algo demuestran todas estas ideas es que aún sabemos muy poco sobre la verdadera naturaleza de la materia oscura.

CHOQUES QUE HACEN TEMBLAR EL UNIVERSO

Otra observación trascendental tuvo lugar el 14 de septiembre de 2015, fecha en que se presenció por vez primera la colisión entre dos agujeros negros. En concreto, lo que detectaron los científicos fueron las ondas gravitacionales producidas durante el choque. Estas ondas son perturbaciones de la curvatura del espacio-tiempo generadas cuando un objeto muy masivo está sometido a una aceleración y que se propagan a la velocidad de la luz. Por ejemplo, cuando dos objetos compactos —como dos estrellas de neutrones o dos agujeros negros— orbitan el uno alrededor del otro, emitirán ondas gravitacionales; eso hará que vayan perdiendo energía y acercándose, hasta acabar chocando y fundiéndose en un solo objeto. De una manera muy cualitativa, podríamos comparar las ondas gravitacionales con las que se forman en un estanque al tirar una piedra, solo que en este caso el «estanque» sería el tejido del espacio-tiempo y la «piedra» los dos objetos masivos (fig. 2).

La existencia de las ondas gravitacionales es una consecuencia de la relatividad general y fue predicha ya por Einstein en 1916, aunque él mismo dudaba si eran reales o una simple curiosidad matemática. Sin embargo, bastante antes de 2015 ya existían pruebas indirectas de su existencia. Concretamente, en 1974, los astrofísicos estadounidenses Joseph Taylor y Russell Hulse observaron como dos estrellas de neutrones que orbitaban una en torno a la otra iban acercándose cada vez más. Y la cantidad de energía perdida por las estrellas coincidía exactamente con la que, según la relatividad general, deberían emitir mediante ondas gravitacionales. Ambos recibieron el premio Nobel en 1993.

Pero volvamos a la colisión observada en 2015. Esta ocurrió en una galaxia situada a más de mil millones de años-luz de la Tierra, y los agujeros negros implicados eran 29 y 36 veces más pesados que el Sol. La energía liberada en forma de ondas gravitacionales superó, durante unas décimas de segundo, a la de todas las estrellas del universo. Sin embargo, dado que la amplitud de las ondas gravitacionales disminuye con la distancia, al llegar a la Tierra esta es pequeñísima, lo que hace muy complicado su detección.

FIG. 2

Dos objetos compactos orbitando el uno alrededor del otro emiten ondas gravitacionales, perturbaciones del tejido del espacio-tiempo que se propagan a la velocidad de la luz.

La proeza la consiguió el Observatorio de Ondas Gravitatorias por Interferometría Láser (LIGO), formado por dos instrumentos idénticos, ubicados en Estados Unidos y separados por unos 3.000 kilómetros. Cada uno consta de dos túneles o «brazos» de 4 kilómetros unidos en forma de L. El paso de una onda gravitacional provoca que el espacio se contraiga y se expanda de manera casi imperceptible, con lo que los brazos van cambiando alternativamente de longitud: cuando uno se alarga el otro se acorta y viceversa. Para una onda gravitacional típica, los cambios son diminutos, de tan solo la diezmilésima parte del tamaño de un protón (¡unos 10–19 metros!), pero los interferómetros de LIGO tienen la sensibilidad necesaria para detectarlos.

Para ello usan la luz de un láser (fig. 3). Un divisor de haz divide la luz y envía dos haces idénticos a lo largo de los brazos. Gracias a un sistema de espejos, la luz recorre cada uno de ellos 280 veces antes de volver al divisor de haz: eso hace que la longitud efectiva de cada brazo sea de 280 · 4 = 1 120 kilómetros, lo que aumenta mucho la sensibilidad del instrumento. En el divisor de haz, los dos haces se juntan (en lenguaje técnico, interfieren; es por eso que a este instrumento se le llama interferómetro) y, en condiciones normales, se cancelan; pero si la longitud de los brazos ha variado debido a una onda gravitacional, los dos haces habrán viajado distancias diferentes y no se cancelarán, produciendo una señal en el detector.

FIG. 3

Esquema del interferómetro de LIGO, compuesto por dos brazos por donde circulan dos haces de luz.

La razón por la que LIGO tiene dos detectores idénticos es que cada uno de ellos es tan sensible que puede detectar pequeñas vibraciones locales —las producidas por un terremoto, o incluso por el ruido de una carretera cercana— y confundirlas con una onda gravitacional. Pero con dos instrumentos podemos identificar estos efectos fácilmente: las ondas gravitacionales se sentirán en ambos prácticamente al mismo tiempo, mientras que cualquier tipo de vibración local afectará solo a uno de ellos.

Los agujeros negros que chocaron en esta y otras detecciones posteriores eran bastante masivos, más de lo que esperaríamos para agujeros estelares. E incluso si estos se hubieran creado independientemente a partir de supernovas, luego habrían tenido que encontrarse y chocar, y la probabilidad de que eso ocurra es muy baja. Eso ha llevado a algunos autores a proponer que podría tratarse de agujeros negros primordiales, producidos poco después de la gran explosión.

Un dilema parecido sugiere un agujero negro supermasivo detectado a finales de 2017. Con 800 millones de masas solares, data de cuando el universo tenía solo unos 690 millones de años. ¿Cómo pudo este objeto adquirir una masa tan enorme en tan poco tiempo?

Además de aportar una explicación para estas observaciones, los agujeros negros primordiales podrían constituir la materia oscura del universo, lo que ha hecho que estos objetos gocen últimamente de una cierta popularidad. Sin embargo, algunos estudios recientes apuntan a que estos agujeros no podrían constituir una proporción apreciable de la materia oscura. Por ejemplo, un artículo de principios de 2018 concluye que aquellos con menos de 300 masas solares podrían dar cuenta, como mucho, del 1 % de la materia oscura, ya que en caso contrario LIGO debería haber registrado muchos más eventos. Si estos resultados se confirman, la hipótesis de que la materia oscura podría estar formada por agujeros negros primordiales quedaría prácticamente descartada.

ONDAS PROCEDENTES DE ESTRELLAS DE NEUTRONES

El 17 de agosto de 2017, LIGO detectó un nueva señal de ondas gravitacionales. La señal también fue detectada por Virgo, otro interferómetro situado en Italia, lo que ayudó a localizar el evento en el cielo con mucha precisión y permitió que más de 70 observatorios en la Tierra y en el espacio lo estudiaran en todas las longitudes de onda a lo largo de los días y semanas siguientes.

FIG. 4

Comparación entre las señales de las fusiones de objetos compactos detectadas hasta finales de 2017. A partir de las características de la señal podemos deducir la masa de los objetos que colapsan o la distancia a la que se encuentran.

Sin embargo, esta vez la señal presentaba características distintas respecto a las detectadas en colisiones anteriores (fig. 4). Por ejemplo, duró mucho más tiempo, alrededor de 100 segundos. (Al principio de la señal, los objetos aún están orbitando uno alrededor del otro; el final de la señal marca la colisión.) Además, indicaba que los objetos que se fundieron en esta ocasión eran mucho más pequeños, entre 1,1 y 1,6 veces más pesados que el Sol, y estaban relativamente cerca, a unos 130 millones de años-luz. Por último, el telescopio espacial Fermi detectó un destello de rayos gamma (radiación mucho más energética que la luz visible) que llegó a la Tierra menos de 2 segundos después de las ondas gravitacionales. La conclusión era clara: las que habían chocado en esta ocasión eran dos estrellas de neutrones.

Curiosamente, este evento tiene profundas implicaciones sobre las teorías de gravedad modificada, aquellas que tratan de prescindir de la materia oscura, la energía oscura, o de ambas, cambiando de algún modo la relatividad general. Según la teoría de Einstein, las ondas gravitacionales se desplazan exactamente a la velocidad de la luz. Por contra, muchas teorías de gravedad modificada predicen que deberían propagarse a una velocidad muy distinta. El hecho de que, después de recorrer 130 millones de kilómetros, las ondas gravitacionales y los rayos gamma producto de esta colisión llegaran a la Tierra con una diferencia de menos de 2 segundos descarta automáticamente todas estas teorías. Entre ellas, las basadas en la teoría MOND, aquella que era capaz de explicar las curvas de rotación de las galaxias tan bien como la materia oscura (o incluso mejor). Como ya comentamos, iban a ser las observaciones las que decantaran la balanza del lado de la materia oscura o la gravedad modificada… y parece que las ondas gravitacionales han emitido su veredicto.

Pero observar esta colisión ha tenido muchas otras consecuencias interesantes. Por ejemplo, el hecho de detectar tanto las ondas gravitacionales como la luz emitida durante el choque proporciona un nuevo método para estudiar la expansión del universo. Recordemos que para ello necesitamos objetos como las candelas o reglas estándar, para los que podamos medir tanto la distancia como el desplazamiento al rojo. ¡Y las colisiones entre estrellas de neutrones permiten hacer esto! A partir de las características de las ondas gravitacionales detectadas podemos deducir la distancia al choque, y la luz recibida nos da el desplazamiento al rojo. Por este motivo, y teniendo en cuenta que las frecuencias de las ondas gravitacionales que hemos detectado hasta ahora se corresponden con las de las ondas sonoras que puede oír el ser humano (pero no son ondas sonoras, así que no pueden oírse, ¡a pesar de que los propios científicos de LIGO hayan recreado los eventos con ondas sonoras de la misma frecuencia!), se dice que este tipo de eventos constituyen sirenas estándar. Además, distintos telescopios detectaron signos de que durante el choque se sintetizaron elementos químicos pesados, como el platino o el oro, que no pueden formarse en las estrellas.

En definitiva, la trascendencia científica de este evento fue extraordinaria: no en vano, la prestigiosa revista Science lo consideró el descubrimiento más importante del año 2017.

EXPERIMENTOS PRESENTES Y FUTUROS

En la actualidad hay multitud de experimentos que estudian el lado oscuro del universo, tratando de detectar la materia oscura, descubrir la naturaleza de la energía oscura o de observar y caracterizar objetos celestes tenues como los exoplanetas. Repasemos brevemente algunos de estos experimentos y las técnicas que utilizan.

Dado que las candidatas preferidas para dar cuenta de la materia oscura son las partículas masivas que interaccionan débilmente (las WIMP), la mayoría de experimentos buscan este tipo de partículas, utilizando principalmente tres estrategias (fig. 5).

BUSCAR WIMP POR DETECCIÓN DIRECTA

En los experimentos de detección directa, se intenta detectar el choque entre una partícula de materia oscura y el núcleo de un material detector. Aunque la materia oscura interacciona muy poco con la ordinaria, debería haber tantísimas WIMP a nuestro alrededor (cada segundo, unas 100.000 podrían atravesar cada centímetro cuadrado de la Tierra) que es posible que se produzca una colisión, siempre que el detector sea suficientemente grande.

FIG. 5

Una partícula de materia oscura podría chocar con un núcleo de materia ordinaria y hacerlo retroceder (A). Dos WIMP podrían aniquilarse y dar lugar a partículas normales que llegasen hasta la Tierra (B). La colisión de dos partículas ordinarias en un acelerador también podría generar partículas de materia oscura (C).

También es necesario proteger el detector de alguna manera: de lo contrario se registrarían tantos impactos de partículas ordinarias que sería imposible identificar el que nos interesa. Para detener los rayos cósmicos, una miríada de partículas que nos están llegando constantemente desde el espacio exterior, los experimentos se realizan en laboratorios subterráneos, a muchos metros bajo tierra. Pero, además, todas las sustancias emiten una pequeña cantidad de partículas radiactivas; para evitar que lleguen al detector, hay que construir este con materiales especiales que emitan la mínima radiactividad posible y rodearlo de algún tipo de blindaje. Hay que tener en cuenta que, debido a su escasa interacción, este tipo de precauciones no afectarán a las partículas de materia oscura, que seguirán llegando al detector con la misma frecuencia.

Los experimentos de este tipo pueden usar dos tipos de materiales como detector. Muchos de ellos emplean algún gas noble, normalmente xenón o argón. En este caso, las colisiones con un núcleo del detector producen destellos de luz que podemos registrar. Desde 2016, el mayor experimento de este tipo es el XENON1T, que se desarrolla bajo la montaña de Gran Sasso, en Italia, a 1.400 metros de profundidad. Emplea 3.200 kilogramos de xenón líquido, rodeados de agua ultrapura que sirve como blindaje. Otro experimento aún mayor es el LZ, que contará con 7 toneladas de xenón y comenzará a funcionar en 2020, en Dakota del Sur, Estados Unidos.

Otras colaboraciones utilizan un cristal como el germanio como material detector. En ese caso, el impacto sobre un núcleo provoca vibraciones del cristal, que se pueden detectar como un pequeño aumento de temperatura o por otros métodos. El experimento más sensible de este tipo es el SuperCDMS, situado en la mina de Soudan, en Minnesota, Estados Unidos, a 700 metros de profundidad, y equipado con un conjunto de detectores de germanio de 9 kilogramos. Aunque este experimento dejó de funcionar en 2015, todavía se están analizando los datos, y ya hay una segunda fase prevista para 2020; esta tendrá un detector que podría llegar a los 400 kilogramos y se llevará a cabo en el laboratorio SNOLAB, en Canadá, situado a 2 kilómetros de profundidad.

En 1998, un experimento llamado DAMA/LIBRA, también desarrollado en el laboratorio subterráneo del Gran Sasso, anunció una señal de materia oscura, concretamente una variación anual en el número de colisiones que podría deberse al movimiento de la Tierra a través del halo de materia oscura que envuelve la Vía Láctea. Aunque algunas otras colaboraciones respaldaron esta conclusión, los resultados de experimentos más recientes (entre ellos el precursor de XENON1T) parecen descartarla.

DETECCIÓN INDIRECTA: RESTOS DE UN CHOQUE ENTRE WIMP

En los métodos de detección indirecta, lo que se persigue es identificar las partículas ordinarias que podrían llegar a la Tierra si una WIMP y su antipartícula se aniquilasen en el espacio. Aunque en estos choques se producirían muchos tipos de partículas ordinarias, solo las estables (fotones, neutrinos, protones, electrones y sus antipartículas) llegarían hasta nosotros. Especialmente útiles resultan los fotones y los neutrinos, dado que —al no tener carga eléctrica— no son desviados por los campos magnéticos de la galaxia y viajan en línea recta hasta la Tierra. Los fotones se pueden detectar desde satélites como el telescopio espacial de rayos gamma Fermi o desde la superficie terrestre, en cuyo caso lo que se detectan no son los fotones originales sino las cascadas de partículas que generan al interaccionar con la atmósfera. (Esas partículas se mueven tan rápido que emiten una luz conocida cono radiación Cherenkov, que es la que detectan los telescopios.) Los neutrinos se buscan mediante experimentos con un gran volumen de material detector, similares a los que tratan de encontrar materia oscura de manera directa. El mayor de ellos se llama IceCube y usa como detector un kilómetro cúbico de hielo de la Antártida. Las partículas cargadas se registran desde satélites como el AMS, montado en la Estación Espacial Internacional.

Uno de los lugares donde es más probable que se produzca la aniquilación de materia oscura es el centro de la Vía Láctea, dado que allí debería haber una gran densidad de materia oscura. De hecho, en 2009, el satélite Fermi detectó un exceso de rayos gamma procedente de esa zona. Este resultado parecía confirmar un exceso de positrones (la antipartícula del electrón) encontrado en 2008 por el satélite PAMELA y confirmado posteriormente por el AMS. Sin embargo, hoy se piensa que esos excesos se deben a una población de púlsares en el centro de la galaxia. Este es uno de los principales problemas de los experimentos de detección indirecta: hay muchos procesos astrofísicos que no conocemos bien y que podrían estar detrás de cualquier señal que detectemos.

PRODUCIR NUESTRA PROPIA MATERIA OSCURA

En vez de esperar a que las partículas de materia oscura lleguen a nuestro detector o se aniquilen en el espacio, también podemos tratar de crearlas nosotros mismos. Eso es lo que se hace en los grandes aceleradores de partículas como el gran colisionador de hadrones (LHC) de Suiza, donde los científicos aceleran dos haces de protones hasta casi la velocidad de la luz y hacen que choquen. La colisión puede dar lugar a nuevas partículas, cuya energía es medida por los detectores. Si la energía después del choque es menor que antes, se sabrá que se ha producido una partícula que el detector no ha sido capaz de registrar. Así es como los físicos descubrieron, por ejemplo, los escurridizos neutrinos o el famoso bosón de Higgs. Evidentemente, esta partícula no tendría por qué ser una WIMP, pero si tuviese la masa adecuada, habría muchas probabilidades de que así fuera.

Aunque había grandes expectativas, el hecho es que por ahora el LCH aún no ha descubierto ninguna WIMP, lo que ha puesto contra las cuerdas a las teorías supersimétricas. Hay quien opina que en un acelerador en que colisionen electrones y positrones en vez de protones podría ser más fácil detectar ciertos tipos de WIMP. Está previsto que un detector así, el colisionador lineal internacional (ILC), se construya en Japón en un futuro próximo.

Mientras tanto, periódicamente algún experimento de detección directa o indirecta anuncia que ha detectado una señal que podría provenir de las WIMP. Sin embargo, ninguna de estas afirmaciones ha podido ser confirmada: aún no hemos encontrado las partículas de materia oscura. Para lo que han servido hasta ahora los experimentos es para poner restricciones más y más fuertes sobre las posibles masas e interacciones de estas partículas. De hecho, nos encontramos en un momento crítico y hay muchos científicos que piensan que si los aceleradores o experimentos como el XENON1T no encuentran pronto WIMP, estas quedarán prácticamente descartadas y habrá que comenzar a pensar en otros candidatos.

AXIONES: UNA ALTERNATIVA A LAS WIMP

Uno de estos candidatos podría ser el axión, que presenta una propiedad muy interesante para su detección: en presencia de un campo magnético intenso podría convertirse en un fotón, o viceversa (fig. 6).

Si los axiones constituyen la materia oscura, su masa ha de ser entre unos mil millones y un billón de veces menor que la del electrón: de ser más pesados, ya los habríamos observado en los aceleradores de partículas o en fenómenos astrofísicos; y si fueran más ligeros, se habrían producido tantos en el universo primitivo que habría demasiada materia oscura. El problema es que los axiones con estas masas interaccionarían tan poco con la materia ordinaria que serían casi indetectables.

FIG. 6

El axión es una partícula muy ligera y con interacciones muy débiles, que en un campo magnético intenso puede convertirse en un fotón (y viceversa).

Sin embargo, el Experimento sobre Materia Oscura Axiónica (ADMX), ubicado en la Universidad de Washington, tiene la sensibilidad necesaria para conseguirlo. Consiste en una cavidad sometida a un intenso campo magnético, con el que podría interaccionar algún axión (de los miles de billones que debería haber a nuestro alrededor) para producir un fotón de microondas, que se puede detectar. Para que se produzca esta transformación, la frecuencia de resonancia de la cavidad (que depende de su geometría) debe ser igual a la frecuencia del fotón producido (que depende de la masa del axión). Dado que no conocemos esta última, hay que ir cambiando la geometría de la cavidad para barrer todas las frecuencias posibles, lo cual se consigue insertando en ella unas barras y variando su posición.

Además, dado que la señal producida es muy débil, hay que tratar de eliminar al máximo el ruido (otro tipo de señales no deseadas) que podría enmascararla y para ello hay que enfriar los instrumentos a las temperaturas más bajas posibles. Desde 2016, el ADMX cuenta con un sistema de refrigeración capaz de llevar la temperatura del sistema a 0,1 grados por encima del cero absoluto, es decir, a –273,05 °C, lo cual ha elevado mucho su sensibilidad.

> UNIVERSOS VIRTUALES

Estudiar analíticamente procesos como la formación de estructuras —galaxias y cúmulos de galaxias— resulta muy complicado. En vez de eso se usan simulaciones que, con la ayuda de un superordenador, tratan de reproducir la evolución de la materia oscura a lo largo de los 13 800 millones de años que tiene el universo. Estas simulaciones utilizan un cierto número de «partículas» que se corresponden con conjuntos más o menos grandes de partículas reales de materia oscura. Cuantas más partículas utilice la simulación, más precisa y detallada será. La simulación que ostenta el récord ha sido creada por científicos de la Universidad de Zúrich y emplea dos billones de partículas. La materia oscura se organiza en filamentos, rodeados por grandes vacíos cósmicos (las zonas blancas), que son las regiones de menor densidad del universo. Los puntos brillantes que se aprecian sobre algunos filamentos son halos de materia oscura, alrededor de los cuales se forman las galaxias.

Sección de unos mil millones de años-luz de ancho del universo generado por la simulación de la Universidad de Zúrich.

En un plazo de entre cinco y diez años, el equipo del ADMX espera ser capaz de detectar los axiones o descartar que existan en el intervalo de masas mencionado.

LA ENERGÍA OSCURA QUE EXPANDE EL UNIVERSO

Uno de los principales experimentos que estudia la expansión acelerada del universo es el denominado Sondeo de la Energía Oscura, que barre el cielo con una cámara de 570 megapíxeles montada en un telescopio del observatorio de Cerro Tololo, en Chile. Esta misión, que comenzó en 2013 y acabará en 2018, emplea cuatro técnicas distintas para investigar la energía oscura: las dos primeras, las supernovas de tipo Ia y las oscilaciones acústicas de bariones, ya las hemos visto; ambas tratan de medir el desplazamiento al rojo y la distancia de un gran número de objetos lejanos para así reconstruir la expansión del universo, es decir, determinar el tamaño que tenía el cosmos y la velocidad a la que crecía en diferentes momentos de su historia. Pero hay otras dos, las lentes gravitacionales débiles y el recuento de cúmulos de galaxias, que lo que investigan es cómo fue agrupándose la materia en el pasado. En efecto, dado que la gravedad trata de juntar la materia y la energía oscura tiene el efecto contrario, el proceso de formación de las grandes estructuras del universo habría transcurrido de manera diferente en función de la naturaleza de la energía oscura.

Ya vimos que el efecto de lentes gravitacionales débiles se produce cuando los rayos de luz de una galaxia lejana se desvían levemente debido a la atracción gravitatoria de la materia que se encuentran en su camino hasta nosotros. Eso provoca una pequeña distorsión en la forma de la galaxia, que podremos detectar si estudiamos conjuntamente muchas galaxias situadas en la misma región del cielo. Haciendo esto es posible crear mapas de la distribución de materia a distintas distancias o, lo que es lo mismo, en diferentes épocas de la evolución del universo.

El método del recuento de cúmulos se basa en una idea parecida: investigar cuántos cúmulos de galaxias hay a diferentes distancias de la Tierra, es decir, en distintos momentos de la historia del cosmos. Ambas técnicas nos permiten distinguir entre diferentes modelos de energía oscura: por ejemplo, si la aceleración la causara un campo de quintaesencia, esperaríamos ver más cúmulos en el pasado que para una constante cosmológica.

Varios experimentos seguirán estudiando la energía oscura en la década de 2020. Desde la superficie terrestre lo hará el gran telescopio para rastreos sinópticos (LSST), que comenzará a operar en 2019 en Chile y usará los cuatro métodos que hemos descrito. Desde el espacio, el satélite Euclid de la ESA se pondrá en marcha a partir de 2021 y el WFIRST (telescopio de sondeo infrarrojo de campo amplio) de la NASA, a mediados de la década de 2020. Euclid tendrá un campo de visión más amplio y usará principalmente los métodos de oscilaciones acústicas de bariones y lentes gravitacionales débiles, mientras que la visión de WFIRST será más profunda (alcanzará distancias mayores y, por tanto, tiempos más remotos) y también estudiará supernovas. Estos tres instrumentos son complementarios entre sí y permitirán determinar las propiedades de la energía oscura con una precisión sin precedentes.

EXOPLANETAS Y OTROS OBJETOS OSCUROS

Muchos de los satélites y telescopios terrestres que entrarán en funcionamiento en los próximos años tienen entre sus objetivos estudiar los exoplanetas. Aunque el observatorio espacial Kepler ha descubierto más de 2.300 planetas fuera del sistema solar, solo tiene acceso al 0,25 % del firmamento, por lo que harían falta 400 instrumentos como él para observar todo el cielo. Sin embargo, lo conseguiremos solo con uno: el satélite para el sondeo de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA, que a partir de 2018 y durante dos años estudiará las 200.000 estrellas más brillantes de todo el cielo en busca de nuevos planetas, usando el método del tránsito.

> OBSERVANDO LOS CONFINES DEL UNIVERSO

La evolución de los telescopios desde Galileo hasta hoy es asombrosa: en breve operarán los mayores telescopios ópticos e infrarrojos del mundo, con espejos hasta 4 veces más grandes que los actuales, y el telescopio espacial Hubble tendrá sustituto, el James Webb. Además, ya funciona el FAST, un enorme telescopio que observa en longitudes de onda de radio. Como estas son muy largas, requieren instrumentos de gran tamaño.

Uno de los problemas con los exoplanetas descubiertos por Kepler es que la mayoría son relativamente pequeños (del tamaño de la Tierra o un poco más grandes) y se encuentran a miles de años-luz de distancia, por lo que sus estrellas son muy tenues. Eso hace que sea difícil medir las propiedades de estos planetas. Sin embargo, TESS observará estrellas entre 30 y 100 veces más brillantes, lo que nos permitirá obtener medidas más precisas de las masas, tamaños y composiciones atmosféricas de sus planetas.

La ESA también tiene programadas dos misiones dedicadas al estudio de exoplanetas. El satélite para la caracterización de exoplanetas (CHEOPS), cuyo lanzamiento también está previsto para 2018, se centrará en estrellas brillantes en las que se hayan detectado exoplanetas con tamaños unas cuantas veces mayores que la Tierra, y tratará de medir con gran precisión el radio de estos planetas. A partir del radio y la masa puede calcularse la densidad del planeta, una cantidad que permite inferir o descartar la presencia de una atmósfera. Y la misión PLATO (por tránsitos planetarios y oscilaciones de estrellas), que comenzará sus observaciones en 2026, intentará descubrir y caracterizar un gran número de planetas parecidos a la Tierra alrededor de estrellas similares al Sol.

En definitiva, lo que intentan todos estos satélites es encontrar los planetas con más probabilidades de albergar vida, para continuar investigándolos en detalle mediante otros instrumentos. Y esos instrumentos son los telescopios espaciales de nueva generación y los grandes telescopios terrestres que comenzarán a funcionar en la década de 2020. Entre los primeros podemos destacar el telescopio espacial James Webb, que se lanzará en 2019 y será 100 veces más potente que el Hubble, y el WFIRST, del que hemos hablado hace un momento. Por su parte, el mayor de los telescopios terrestres en construcción es el ELT (telescopio extremadamente grande), previsto para 2024 y cuyo espejo principal será casi cuatro veces mayor que el de cualquier telescopio actual. Todos estos instrumentos serán capaces de observar directamente los planetas y de estudiar la composición de sus atmósferas. Si, por ejemplo, detectasen gases como el oxígeno, eso podría apuntar a que existe vida en ese planeta.

Como el telescopio espacial James Webb es un telescopio de infrarrojos, también podremos usarlo para estudiar la formación de estrellas y planetas en el interior de nubes moleculares y para detectar enanas marrones.

Incluso hay proyectos que invitan a los ciudadanos a buscar objetos celestes, como el Backyard Worlds: Planet 9 de la NASA (que podríamos traducir como «mundos en el patio trasero: el Planeta Nueve»). En él, astrónomos amateur estudian las imágenes del telescopio WISE (explorador infrarrojo de campo amplio) en busca de enanas marrones, estrellas de baja masa o incluso el hipotético Planeta Nueve. El punto de partida son cuatro fotografías de una misma región del cielo tomadas con años de diferencia, y se buscan puntos que hayan cambiado de posición al pasar de una a otra, un método que ya se utilizó en 1930 para descubrir Plutón. El proyecto comenzó en febrero de 2017 y en apenas tres meses ya se había descubierto la primera enana marrón. A finales de 2017 se descubrieron otras siete, y hay otras 337 candidatas a la espera de confirmación.

Además, en 2018 podríamos obtener la primera imagen de un agujero negro, el que se encuentra en el centro de la Vía Láctea. Aunque pesa unos 4 millones de veces más que el Sol, el tamaño de este agujero negro en el cielo es diminuto, comparable al de un disco compacto en la superficie de la Luna. Haría falta un telescopio realmente enorme para observarlo… y resulta que lo tenemos: es el telescopio del horizonte de sucesos o EHT, formado por varios radiotelescopios de todo el mundo que actúan de manera concertada para formar un único telescopio virtual del tamaño de la Tierra. Los científicos esperan «ver» la región que está dentro del horizonte de sucesos como un vacío, una sombra alrededor de la cual se arremolinan las partículas que caen al agujero.

Y, a partir del 2034, el experimento LISA (antena espacial de intereferometría láser) intentará seguir detectando ondas gravitacionales desde el espacio. Muchos fenómenos —en particular, los producidos por objetos muy masivos— generan ondas gravitacionales de frecuencias más bajas que las que puede detectar LIGO. Para estudiar estas frecuencias, los brazos del interferómetro tienen que ser enormes y la única manera de conseguirlo es fuera de nuestro planeta. Por ello, LISA consistirá en tres naves espaciales orbitando alrededor del Sol a la misma distancia que la Tierra. Estas naves formarán un triángulo de 2,5 millones de kilómetros de lado y se enviarán continuamente luz láser de una a otra para controlar la distancia y detectar posibles cambios causados por el paso de ondas gravitacionales. De este modo, actuarán como un interferómetro gigantesco que nos permitirá detectar, por ejemplo, fusiones de agujeros negros supermasivos.

Como hemos visto, hay ya una multitud de experimentos tratando de arrojar algo de luz sobre el lado oscuro del universo, y todo indica que obtendremos resultados emocionantes en un futuro próximo. Ciertamente, aún quedan muchas preguntas por responder: ¿estamos solos en el cosmos?, ¿qué son la materia y la energía oscuras?, ¿cuál será el destino del universo?, ¿cómo se formaron los agujeros negros supermasivos?, ¿existe el Planeta Nueve?...

En los últimos veinte o treinta años hemos realizado infinidad de descubrimientos: las anisotropías del fondo de radiación de microondas, la expansión acelerada del universo, nuevas partículas como el bosón de Higgs, miles de exoplanetas, pruebas de la existencia de materia oscura a partir de choques entre cúmulos de galaxias o de las ondas gravitacionales, entre muchos otros. Hay razones más que fundadas para suponer que esta tendencia continuará y que, de aquí a unos años, estaremos mucho mejor preparados para responder a todas esas preguntas y para intuir cuál será el final de esa historia cósmica que empezó hace 13.800 millones de años.

Bibliografía

BARTUSIAK, M., Agujeros negros: Cómo una idea abandonada por Newton, odiada por Einstein y retomada por Hawking vuelve a enamorarnos, Ariel, 2016.

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