Nuestro frío y bello universo en expansión

Hoy volvemos a tener por el blog a mi buen amigo Guille, a quien (quizá) conozcáis de la entrada acerca de la materia oscura. Aunque está muy atareado con el trabajo (investiga en temas de cosmología), ha conseguido sacar un huequito y prepararnos dos entradas que estoy seguro de que os van a encantar. En la primera se asientan las bases sobre cosmología (redshift, expansión del universo, modelo estándar cosmológico…) para en la segunda hacer un repaso a la historia de la cosmología en el siglo XX.

¡Que las disfrutéis!

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El universo es un lugar verdaderamente fascinante, que nos ha sugerido siempre algunas de las preguntas más profundas: ¿de dónde viene todo lo que nos rodea? ¿Hacia dónde vamos? ¿Cuál es nuestro lugar en el cosmos?

Existe una ciencia que trata de abordar estas cuestiones: la cosmología. La cosmología plantea el estudio del universo como un todo, tratando de desentrañar su composición, su pasado y su futuro.  Esta disciplina existe desde los albores de la humanidad, pero no fue hasta el siglo XX que adquirió un fuerte poder predictivo (en gran parte gracias a la Relatividad General), y que empezamos a tener observaciones que nos permitían poner a prueba estas predicciones. Gracias a las observaciones hechas en las últimas décadas, hoy día tenemos las siguientes evidencias sólidas:

• A gran escala, el universo es homogéneo e isótropo. Es decir, no importa desde qué lugar y en qué dirección observemos el cielo, el universo siempre tiene el mismo aspecto. Este hecho observacional se conoce como principio cosmológico, y constituye la hipótesis básica en la cuál se basa toda la cosmología moderna. Sí, sé lo que me vas a decir, si uno mira al cielo de noche verá que este sí cambia de aspecto según donde miremos, pues observamos estrellas, planetas, galaxias, etc. Sin embargo, el principio cosmológico es válido para escalas enormes (de cientos de millones de años luz), en las que el universo se asemeja a una especie de telaraña cósmica, como la mostrada en la foto de portada. A estas escalas, las irregularidades como las estrellas o galaxias son tan diminutas que dejan de cobrar importancia. Por tanto, y siguiendo las ideas de Copérnico, es correcto decir que no ocupamos un lugar especial en el universo.

• Nuestro universo está en expansión. Esto implica que las galaxias se alejan de nosotros debido a que la distancia que hay entre ellas y nosotros está creciendo. Una consecuencia increíble de esto es que el universo, ¡tuvo que tener un comienzo!  En efecto, si extrapolamos la expansión hacia el pasado, las distancias se vuelven cada vez más y más pequeñas. En cierto momento, las distancias son infinitamente pequeñas: esto es la singularidad inicial o Big-Bang. Durante los primeros cientos de miles de años posteriores al Big-Bang, el universo era muy diferente a como es ahora: las galaxias y otras grandes estructuras aún no se habían formado, y el cosmos estaba repleto de una sopa caliente de partículas interactuando constantemente entre sí. De esta época primigenia nos queda como reliquia una radiación que permea todo el universo: el fondo cósmico de microondas.

• Durante gran parte de su historia, la expansión cósmica ha estado desacelerándose, es decir, la velocidad de recesión ha ido disminuyendo. Sin embargo, varias observaciones nos indican que recientemente esta expansión ha empezado a acelerarse (en este contexto “recientemente” significa hace unos cinco mil millones de años).Para explicar este comportamiento, los cosmólogos han recurrido a una sustancia exótica llamada, energía oscura, que constituye la mayoría (en torno al 70%) de toda la energía del universo.

N. B.: Muchos cosmólogos piensan que entre la singularidad inicial y la sopa caliente de partículas tuvo que haber otro periodo de expansión acelerada conocido como inflación. Por razones históricas, algunos científicos prefieren llamar Big-Bang a la sopa primordial en vez de a la singularidad inicial. En este contexto, se puede decir que sí hubo algo “antes” del Big-Bang: la inflación.

El universo en un globo

Profundicemos más en el tema de la expansión.

Una analogía a la que se suele recurrir muy a menudo para explicar este concepto es la de un globo inflándose. Aunque esta analogía a veces confunde más que ayuda, pienso que es una imagen súperclarificadora si se aplica adecuadamente.

Supongamos que nuestro universo está enteramente representado por la superficie de un globo. Es decir, imaginamos el universo como si fuese bidimensional ¡nos olvidamos del interior del globo!

Dibujemos varios puntos negros sobre el globo, que vendrían a indicar las galaxias, y después lo inflamos. El resultado sería algo así:

También hemos dibujado una malla sobre el globo, para indicar que las posiciones de las galaxias en esta malla… ¡no cambian al inflarse el globo! Sin embargo, la distancia entre galaxias sí crece, pues es la propia malla la que se está expandiendo. De forma similar a las distancias sobre un mapa, la relación entre las coordenadas sobre la malla y las coordenadas reales viene expresada matemáticamente por el factor de escala, que se suele representar como . Para un universo en expansión, esta cantidad es una función que crece con el tiempo .

Uno puede pensar que si todas las galaxias se alejan de nosotros, entonces nosotros estamos necesariamente en el centro del universo, rompiendo el principio cosmológico. Pero esto no es así, si nos fijamos en el ejemplo del globo, en realidad todas las galaxias se alejan de todas. Es decir, la superficie del globo no posee ningún centro (no confundamos con el centro situado en el interior del globo, recordemos que en esta analogía nos olvidamos de su interior).

Viendo la imagen del globo, alguien también se podría preguntar, ¿hacia dónde se expande el cosmos? Esta pregunta tiene sentido para el globo, ya que lo hemos dibujado dentro de un cierto espacio, pero carece de sentido para nuestro universo, pues el universo representa todo el espacio que hay. Es decir, no hay nada rodeando el cosmos, el universo se expande sobre sí mismo.

Otra limitación de esta analogía es que la superficie del globo es necesariamente finita, pero nuestro universo bien podría ser infinito. Y aunque a uno le estalle la cabeza al intentar imaginárselo, que el universo sea infinito no es incompatible con que en el pasado hubiese una singularidad inicial o Big-Bang. Al fin y al cabo, en contra de lo que suele pensar mucha gente, el Big-Bang es un momento en el tiempo, pero no es un punto en el espacio.

Y ahora me diréis: ok boomer, ¿pero qué evidencias tenemos de que el universo realmente se esté expandiendo? Intentaré dar respuesta a esta pregunta en la siguiente sección.

¿Cómo sabemos que el universo se expande?

En gran medida, gracias al corrimiento al rojo, o redshift en inglés ¿Y qué significa esta palabreja? Supongamos que una galaxia emite un fotón con una longitud de onda . Cuando este fotón llega a la Tierra, medimos una longitud de onda diferente, . El factor de redshift, , se calcula de la siguiente manera:

   

Es decir, el redshift mide el cambio fraccional en la longitud de onda de la luz. Si medimos , esto significa que la longitud de onda observada es mayor que la emitida, es decir, se ha desplazado hacia el lado del rojo en el espectro electromagnético Pero, ¿por qué podría ocurrir esto?

El redshift puede producirse debido al movimiento relativo entre la fuente y el receptor dentro de un mismo sistema de referencia (redshift Doppler) o por la dilatación temporal cerca de un objeto muy masivo (redshift gravitacional). Existe además un tercer mecanismo para producir redshift, y que cobra importancia sólo cuando observamos objetos muuuy lejanos (por ejemplo, una supernova a miles de millones de años luz): la expansión del universo. Resulta que, a causa de la expasión, los fotones disipan energía durante su recorrido hacia la tierra, lo que implica un ensanchamiento de su longitud de onda, y por tanto, un corrimiento al rojo.

Ok, todo eso está muy bien, pero ¿cómo sabemos que la luz que nos llega ha sufrido un corrimiento al rojo? Es decir, si medimos un fotón “rojo” ¿cómo sabemos que su longitud de onda inicial era más “azul”? La cuestión es que en general no nos fijamos en un “color concreto”, sino que miramos todo el espectro electromagnético, es decir, todas las longitudes de onda.  Los objetos luminosos, como las estrellas o galaxias, exhiben ciertas marcas negras en determinadas posiciones del espectro, lo que constituye su carné de identidad. Estas indican la absorción de la luz a esas determinadas longitudes de onda por parte de los elementos químicos presentes en el astro. Podemos conocer la posición de esas líneas de absorción mediante experimentos en la tierra. De esta manera, cuando observemos el espectro de un objeto distante, mediremos estas marcas con un cierto desplazamiento al rojo, como se muestra aquí:

Fijaos que al mirar la luz de objetos muy lejanos, también estamos mirando al pasado, pues la luz de estos objetos tarda un cierto tiempo en llegar a nosotros (del mismo modo que al mirar al sol, no lo estamos viendo cómo es ahora, sino cómo era hace 8 minutos). Se puede comprobar que el redshift cosmológico es inversamente proporcional al factor de escala, . Por tanto, los objetos con redshift más grandes son también los más antiguos, pues estos emitieron su luz cuando el universo observable tenía un tamaño menor (¡ya que el factor de escala crece con el tiempo al expandirse el universo, recuerda!).

N. B.: En realidad las galaxias no están completamente quietas en la malla imaginaria, pues tienen pequeñas velocidades individuales. Para objetos muy lejanos estas velocidades se vuelven despreciables en comparación con la expansión cósmica. Sin embargo, pueden ser importantes para objetos cercanos, y esto explica por qué podemos detectar un corrimiento al azul (acercamiento) y no al rojo para galaxias vecinas, como ocurre con Andrómeda.

¿Y cuál es el tamaño del universo?

Si estáis tan enfermos como yo, quizás os hayáis preguntado alguna vez cuál es el tamaño del universo. Antes de responder a esta pregunta, es esencial hacer una distinción entre el universo entero y el universo observable. El universo entero es, por definición, todo lo que hay, mientras que el universo observable es la porción de universo que en principio se puede llegar a observar. Realmente sólo tiene sentido preguntarse acerca del tamaño del universo observable, pues sabemos que este es finito. Como decíamos antes, el universo entero podría ser infinito (esto dependería de su geometría global, que nos es desconocida). 

Una definición razonable para el tamaño del universo observable es la siguiente: es la distancia máxima que la luz que se hubiese emitido al comienzo del universo puede recorrer hasta llegar a la Tierra. En jerga de cosmólogo, a esta cantidad se la conoce como horizonte de partículas. Si os fijáis, esta luz nos puede llegar desde cualquier dirección, por lo que el horizonte de partículas define el radio de una esfera en cuyo centro se sitúa la Tierra. Este dibujo da una idea de ello:

La imagen anterior parecería estar sugiriendo que el sistema solar es el centro del universo, rompiendo de nuevo el principio cosmológico. Sin embargo esto no es así, cualquier observador del el universo está situado en el centro de su propia esfera, que se puede solapar o no con la nuestra.

Ahora la pregunta es ¿cuánto vale el radio de esta esfera? Varias observaciones nos indican que el universo tiene una edad de unos 13.8 mil millones de años. Como la luz siempre viaja a la misma velocidad, uno podría pensar que el horizonte de partículas es simplemente la edad del universo multiplicado por la velocidad de la luz, es decir, una distancia de 13.8 mil millones de años luz ¡Pues resulta que esto es incorrecto! No hay que olvidar que durante el recorrido de la luz hasta llegar a nosotros, el universo se ha estado expandiendo, por lo que la distancia real es en realidad mayor que la que hemos dicho anteriormente. Si uno echa los cálculos, asumiendo el modelo cosmológico estándar,  obtiene un valor para el (radio del) horizonte de partículas de aproximadamente unos 46 mil millones de años luz (casi nada, ¿eh?).

Por último, me gustaría remarcar que realmente no podemos ver más allá que la formación de los fotones del fondo cósmico de microondas (lo que se conoce como superficie de última dispersión), lo que nos da una imagen del universo cuando tenía sólo 380.000 años de edad. Esto es lo más antiguo (y por tanto más lejos) que podemos ver, aunque esto puede cambiar en el futuro si llegamos a detectar el fondo cósmico de neutrinos o las ondas gravitacionales primordiales.

El modelo ΛCDM

Algunos quizás habréis oído hablar acerca del modelo estándar de la física de partículas. En cosmología también tenemos nuestro propio modelo estándar, o sea, el modelo más simple que es capaz de explicar todas las observaciones. Se le denomina modelo CDM, por el hecho de que asume como componentes mayoritarios del universo a la materia oscura fría (Cold Dark Matter en inglés) y energía oscura en forma de constante cosmológica (típicamente denominada ). El resto de componentes vendrían a ser los fotones del fondo cósmico, los neutrinos y la materia bariónica (esto se refiere a la materia ordinaria que forma los planetas, las estrellas, galaxias etc). Este modelo asume también la Relatividad General como teoría correcta para describir la gravedad, y presupone que el universo observable posee una geometría plana.

El modelo CDM se ha ido consolidando a lo largo de las últimas décadas, siendo capaz de explicar con alto grado de precisión las anisotropías del fondo cósmico, la distribución de las grandes estructuras, la distancia a las supernovas, así como las abundancias de los elementos ligeros. A pesar de su enorme éxito, este modelo todavía deja muchas preguntas sin respuesta ¿Cuál es la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura?  ¿Por qué hay más materia que anti-materia? ¿Hubo un periodo de inflación? ¿Cuál es el destino último del universo? Lo más sorprendente es que estas preguntas tan profundas podrán quizás hallar respuesta dentro de no muchos años, gracias a los nuevos experimentos de alta precisión que pronto estarán en marcha.

En la próxima entrada hablaré de los grandes descubrimientos en cosmología a lo largo del siglo XX, gracias a los cuales se cimentó el modelo CDM. La historia de la cosmología está cargada de anécdotas e ironías curiosas. Además, aprovecharé para hablar de conceptos muy interesantes que no he tenido tiempo de desarrollar aquí, como la ley de Hubble, las ecuaciones de Friedmann, el gran fallo de Einstein o los detalles sobre el hallazgo de la expansión acelerada. Si os ha gustado esta primera parte y os apetece saber más, no dejéis de leer la segunda 😉

* La imagen de portada está sacada de aquí.