¿Qué será el Universo? ¿Lo sabremos algún día?

Independientemente de sus ingredientes, la materia oscura será, por mucho tiempo, personaje central de discusión dentro del mundo de la cosmología, ya que ella juega un rol preeminente para en encontrar respuestas a una serie de interrogantes que hoy quitan el sueño a aquellos científicos que se articulan para el estudio del universo. Ellas van desde poder determinar con certeza un factor para la constante de Hubble; precisar con mayor seguridad la posible edad del cosmos, y predecir dentro de un marco científico el destino final del universo. Temas todos muy vinculados a la materia que pensamos que no hemos podido ver en nuestras observaciones al cielo.

Aparentemente una simple serie de números intenta solucionar una compleja realidad: la cifra precisa de la velocidad a la que se expande el universo. Su valor es fundamental para calcular la distancia a que se encuentran galaxias remotas y otros objetos celestes, además de revelarle a los astrónomos la edad del universo.

En la reunión de la American Astronomical Society, celebrada entre el 30 de diciembre de 1924 y el 1 de enero de 1925, cuando se leyó públicamente la carta que envió a ella Edwin Hubble, en la cual señalaba que podía demostrar que el universo se estaba expandiendo, en ese momento dos conclusiones quedaron claras. Primero, la expansión tuvo que haber comenzado en algún punto. De ello se empieza a embrionar la teoría del Big Bang. Segundo, si se logra determinar el ritmo de esa expansión, se podría establecer cuándo ocurrió la gran explosión original. Es decir, cuándo nació el universo.

Hubble expresó esa idea a través de una ecuación: la tasa de expansión del universo equivale a la velocidad a la que una galaxia se aleja de un observador dado, dividida por la distancia a la que se encuentra la galaxia desde ese observador. La solución numérica de la ecuación tomó el nombre de la constante de Hubble.

Todo ocurre como si el universo, en su conjunto, estuviese inserto dentro de un vasto movimiento de expansión. Las galaxias aparecen distanciándose una de otra de forma creciente, como que se tratara de que el universo se estuviera hinchando. La situación es análoga a la de un queque con pasas que al ser puesto al horno empieza a aumentar su volumen; si el queque aumenta al doble su tamaño todas las distancias entre las pasas aumentará al doble y cada pasa verá alejarse a las otras con una velocidad proporcional a su distancia. En ese ejemplo, las pasas representan a las galaxias y el espacio al queque. El hecho de que la velocidad de alejamiento sea proporcional a la distancia hace que no haya nada especial con nuestra galaxia; desde cualquier galaxia del universo se verá que todas las otras se alejan.

Es bastante común que se concurra a comparar el movimiento de alejamiento de las galaxias con el de un conjunto de puntos dibujados sobre un globo que se infla. Pero hay que tener cuidado, ya que es una comparación que puede inducir a errores. Es necesario contar con algún grado de experiencia en procesos de trasposiciones, ya que se requiere trasponer una representación de dos dimensiones (la superficie del globo) a un espacio de tres dimensiones como el que constituye el de las galaxias. Si no se tiene el hábito de hacerlo el iniciado puede tener confusiones con lo que representa el volumen vacío y creciente del globo.

Es frecuente que en una exposición sobre la expansión del universo aparezcan asistentes del auditorio con preguntas referidas al por qué no todos los objetos se están expandiendo, como ejemplo: ¿por qué no aumenta la distancia entre el Sol y la Tierra? La respuesta se encuentra en la gravedad, ya que se estaría hablando de un sistema unido por ésta lo que implica la imposibilidad que un componente individual se separe del otro. Pero como se trata de un sistema inserto dentro de una galaxia y, ésta, a su vez, cohabita en un grupo de galaxias, el conjunto de cohabitantes si que se separa de los otros grupos galácticos vecinos. En resumen, podemos señalar que los sistemas unidos bajo la fuerza gravitatoria no se expanden uno del otro, por el contrario, puede suceder que uno de los integrantes de masa menor tienda a unirse con aquel de masa mayor. Por ejemplo, la galaxia Andrómeda, que se encuentra a unos dos millones de años luz de distancia, está unida gravitacionalmente al Grupo Local, del cual la Vía Láctea forma parte. Andrómeda no se está alejando de nosotros, sino que de hecho se acerca a una velocidad de unos 100 km/s. Sin embargo, el Grupo Local, con el Sol, la Tierra y la galaxia Andrómeda incluida, sí se alejan de los otros grupos galácticos.

Pero si tengo que hacer una elección para explicar análogamente este fenómeno de la expansión del universo, mi decisión recae en la imagen del queque con pasas, incluido su agradable olor que emana del horno donde se efectúa la cocción. Cada una de las pasas representa una galaxia. La geometría de tres dimensiones del queque corresponde a la distribución de galaxias en el espacio.

Pensemos por un instante, que nos situamos en la cima de una de las pasas del queque y, desde allí, observamos el comportamiento de las demás. Veremos que todas ellas se alejan desde nuestro lugar de observación, las más lejanas más rápido que las más próximas. Veremos un movimiento de conjunto comparable por completo al movimiento de las galaxias que descubrió Hubble. Claro está en el supuesto de que la dueña de casa haya mezclado la masa para el queque en la forma que lo hacían nuestras abuelas

Ahora saltemos a la cima de otra pasa. El espectáculo será el mismo… Igual sería si estuviésemos en otra galaxia. Todas se alejan de nosotros, pese a que no estamos ni remotamente en el centro del cosmos. El universo es el mismo mírese de donde se mire. Nunca se presenta un «centro del mundo». Todos los puntos son equivalentes.

Como toda comparación, la nuestra también tiene debilidades. Hay aspectos que hemos imaginado que representan bien a la situación que hemos pretendido ilustrar; otros, por el contrario, pueden llevar a confusiones. Inflándose, nuestro queque con pasas ocupa gradualmente el espacio vacío del horno. Lo anterior, no se da en el mundo de las galaxias, ya que éste no se extiende dentro de un espacio previamente vacío. En el universo no hay dos espacios; uno primero, lleno de galaxias y, uno segundo, vacío. El lugar en que se hallan las galaxias es todo el espacio.

Se trata de un hecho que representa más de una dificultad para nuestra capacidad habitual de comprensión. Sin embargo, es medular, y es preciso adaptarse a él a través de algunos ejercicios… El tema lo volveré a retomar más adelante.

En las varias décadas que ya han transcurrido desde la carta de Hubble, los astrónomos han entregado una multiplicidad de valores para la constante de proporcionalidad, con cifras que van desde 10 a los 200 Km/s. Estrechar esa diferencia ha sido uno de los principales desafíos de la cosmología moderna. Por ejemplo, si usamos una constante de proporcionalidad de 15 km/s por cada millón de años-luz, entonces una galaxia distante a 100 millones de años-luz de nosotros se nos está alejando a 1.500 km/s. Se trata de un hecho nada especial para nuestra galaxia; desde cualquier galaxia del universo, como ya lo hemos señalado, se verá que todas las otras se alejan.

Sencilla en apariencia, nada sobre la constante de Hubble es realmente simple. La búsqueda de su valor ha implicado desplazar grandes esfuerzos para encontrarlo. Uno de los importantes, entre ellos, es el trabajo de investigación focalizado a la constelación de Virgo. Un grupo de galaxias suficientemente alejadas como para poder permitir calcular su velocidad sin la confusión del movimiento de la Tierra, pero a la vez bastante cercanas como para captar sus desplazamientos con los telescopios existentes en la actualidad. La distancia de Virgo ha sido estudiada y discutida por décadas.

Para aquel objetivo, se estructuraron dos equipos. Uno, con telescopios empotrados en la Tierra, y el otro, haciendo uso del telescopio espacial Hubble. Sus resultado señalan que la constante de Hubble debería ser mucho mayor que la cifra promedio de 50 km/s que se estaba manejando. Estaríamos hablando de una cifra cercana a los 90 km/s El problema es que esta cifra hace retroceder el reloj espacial y establece un universo «incómodamente joven». La edad que se obtendría con ese valor para la constante, se ubicaría entre los rangos de 8 y 12 mil millones de años. Pero la hipótesis aceptada hasta ahora establece que la antigüedad de la estrella más anciana es de cerca de 15 mil millones de años. Bueno, es cierto de que aquí la pregunta no se hace esperar, ¿cómo puede ser una estrella más vieja que el propio universo?

El primer paso que se ha dado como respuesta, de parte de algunos integrantes del mundo de la física, es cuestionar los resultado de la investigación y, los que son astrónomos, han señalado dudas sobre si los grupos de investigación hayan usado el valor exacto de la distancia de la constelación de Virgo. A pesar de la polémica y de sus sorprendentes consecuencias, muchos cosmólogos siguen pensando que los resultado entregan el más sólido argumento para una constante con un valor mayor que el manejado cercano a los 50 km/s y que, normalmente, es obtenido a través del estudio de la luminosidad de las estrellas que explosionan, conocidas como supernovas.

El tema es de plena actualidad y figuración dentro de las revistas científicas, pero la metodología en uso por parte de los astrónomos para calcular la constante no ha sufrido substanciales modificaciones desde que Edwin Hubble hizo el primer cálculo. Para obtenerla es necesario conocer la velocidad con que una galaxia se aleja de la Tierra y la distancia a la que se encuentra esa galaxia de nuestro planeta.

El primer factor es relativamente sencillo de obtener. El segundo, sin embargo, es más difícil, y ha sido esta medición la que mantiene divididos en dos grupos a quienes estudian la constante de Hubble. Unos se agrupan entre los que piensan en una constante elevada ubicando a la constelación de Virgo a una distancia aproximada de 16mpc (48 mil al). Los otros, se encuentran entre aquellos que prácticamente duplican esa distancia.

Llegar a un consenso parece difícil, más aún si se tiene en cuenta otro reciente descubrimiento astronómico hecho por Robin Ciardullo del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian. Según Ciardullo, la cantidad de materia oscura, esa sustancia invisible e impalpable que teóricamente ocupa el 90 por ciento del universo, sería menor de lo que se creía.

Ya señalamos que la materia oscura era clave para responder a la pregunta sobre el destino del universo, la cual conlleva también a cómo fue el inicio. Pero aparece otra interrogante más, y que también está relacionada con la materia que anhelamos encontrar habitando los halos de las galaxias. Y, esta es, la edad del universo.

En relación con el cálculo de la constante de Hubble, la materia oscura, en los porcentajes que estimamos que existe en el universo, permite obtener un resultado que coincide con la edad del universo. El problema es que los recientes estudios entregados por Ciardullo llegan a resultados muy contradictorios. Incluso si se estimara un universo exento de materia indistinguible, o sea, con cero materia oscura, que en la práctica creemos que es imposible, y se considera una constante proporcional de 80 para calcular la edad del universo, se podría llegar a una cifra máxima de 12 mil millones de años. Es decir, 3 mil millones más joven que la estrella más antigua.

De ser 80 km/s la constante de Hubble, por lo que hemos descrito, esa cifra nos obliga a reconsiderar gran parte de los estudios cosmológicos realizados hasta ahora y revisar radicalmente la idea sobre la evolución del universo. Si en definitiva el nuevo y elevado valor de la constante resulta ser cierto y se comprueba que efectivamente en el universo no existe tanta materia oscura como se piensa, los cosmólogos tendrán un intenso trabajo por delante para ajustar sus teorías y aclarar la paradoja planteada por estrellas más viejas que el propio universo que las cobija.

En el momento en que escribía estas líneas, se difundió una importante noticia sobre nuevas mediciones de la constante de Hubble. El equipo de investigadores que está usando el telescopio espacial Hubble para intentar establecer guarismos más ajustados para la constante, informó que estaba en condiciones de poner en conocimiento de la comunidad científica resultado preliminares del proyecto. Las cifras que expusieron oscilan entre 64 y 80 km/s por millón de años luz. Lo anterior, abre expectativas bastantes tranquilizadoras para la cosmología, ya que, seguramente, se va a llegar a concluir en un valor que va a bordear los 70 km/s/mpc, lo que lo hace bastante compatible con las cifras que se manejan para los estudios en los cuales se usan aplicaciones de mediciones de la constante de Hubble.

Nuestro enfoque sobre la expansión del universo, el cual interpretamos como que las galaxias se están alejando unas de otras, es el que se ajusta mejor a los niveles de desarrollo científico que han experimentado hasta ahora las ciencias que se articulan en el estudio del conocimiento del cosmos. Pero también podríamos darle otra interpretación: la de una continua creación de espacio entre galaxias. Sin embargo, sería tan difícil de explicar como lo son muchas de las definiciones aristotélicas. Claro está, que no se puede negar la factibilidad de hacer cosmología con los escritos de Aristóteles, pero ello no tendría mucho que ver con los requerimientos actuales de la ciencia. Los requisitos son otros, en que las predicciones se basan en magnitudes observables, es decir, en definiciones bajo el entendido operacional. La definición de expansión del universo es operacionalmente muy precisa y concreta: el universo se expande en el sentido de que dos galaxias distantes se alejan proporcionalmente en una velocidad igual a v = H₀ · d, donde d es la distancia estimada entre ambas galaxias.

Para llegar a una mejor comprensión de lo anterior, revisemos algunos conceptos:

1. La distancia entre dos galaxias.- Cuando se habla de dos galaxias distantes, se está refiriendo a dos galaxias que no se encuentran unidas por la fuerza de gravedad, pero si integran cúmulos y supercúmulos galácticos. Lo anterior es una de las complicaciones que se tienen en las mediciones de las velocidad de expansión. Cada galaxia tiene su propia velocidad en relación al centro de gravedad del cúmulo en el cual cohabita; a eso, se agrega la velocidad del propio cúmulo en que se halla inserta con respecto al centro del supercúmulo que integran. O sea, se trata de una labor bastante compleja para los observadores.
2. La distancia en un universo dinámico y de métrica no euclidiana.- Corresponde a la suma de las distancias que se estiman de galaxias que se encuentran entre observadores terrestres y una galaxia lejana en una misma línea de visión y en un mismo tiempo cósmico[¹]. Cada observador mide las distancias de aquellas galaxias que se encuentran dentro del campo visual más cercano a él. Las distancias medibles corresponden a aquellas que se infieren a través de los diámetros aparentes, la luminosidad aparente o el corrimiento al rojo de cada una de las galaxias motivo de medición. Luego se correlacionan las distancias con el valor obtenido para d y se somete el resultado a un test de predicciones teóricas.
3. La velocidad de alejamiento de las galaxias a velocidades de la luz.- Al llegar las galaxias a una distancia en que d se da como consecuencia de una velocidad igual a la de luz se llega a un límite que se llama radio de Hubble y es de uno 3.000 Mpc., dependiendo, eso sí, del valor que se use para la constante de Hubble. Corresponde a nuestro límite máximo de observación del universo, lo que implica que cualquier objeto que se encuentre ubicado a una distancia mayor que la que da este limite no pueden ser observados por nosotros, ya que la luz que abandona dichos objetos no puede alcanzarnos debido a que la distancia entre éstos y nosotros aumenta más rápido que la velocidad de la luz. Este hecho no viola el principio de la relatividad restringida puesto que esa velocidad suprarrelativista[²] corresponde a la suma de velocidades relativas de observadores cercanos situados a lo largo de la línea de visión de las galaxias, en que cada uno de los cuales ve que la relatividad restringida describe perfectamente lo que ocurre en su inmediata vecindad. Sin embargo, a medida que avanza el tiempo la luz de galaxias que todavía no nos ha alcanzado terminará por hacerlo. En otras palabras, el radio de Hubble aumenta con el tiempo.
4. La relación v = H₀ · d.- Esta relación es una consecuencia teórica del ME y es válida para cualquier distancia. Sin embargo, es importante no confundir esta relación con la ley de Hubble, que relaciona el desplazamiento al rojo con la distancia observable. Este desplazamiento al rojo puede ser explicado de la siguiente manera: imaginemos un rayo de luz que parte de una galaxia lejana, cuando esa luz la podamos percibir el universo será mayor que cuando fue emitida (ver figura izquierda). Por tanto, los valles y crestas de la onda de luz no llegarán con una frecuencia menor que la que tenían en el momento de la emisión, es decir, la longitud de onda estará alargada y por tanto la radiación observada estará desplazada hacia la zona roja del espectro electromagnético. Esta interpretación de efecto Doppler es debida a que las distancias consideradas son menores al tiempo de vida del universo. Por otra parte, si las distancias son del orden del radio de Hubble, las relaciones entre desplazamiento al rojo y distancia observada se vuelven más complejas, como ya lo indicamos anteriormente.

Pero el caso es que tan lejos como miremos, las galaxias se alejan unas de otras. Es cuestión que fijemos la atención en un par cualquiera de ellas y veremos que aumenta la distancia entre ellas. Un trío de galaxias forma un triángulo el que incrementa su superficie sin que sufran variaciones sus respectivos ángulos. Sobre esta base nos vamos a someter a un ejercicio de experimento del pensamiento con el objeto de hacernos una representación mental de ello.

La interpretación que se da en la cosmología contemporánea al alejamiento de las galaxias es de que es el espacio geométrico el que se expande. Aquí, podemos aprovechar el ejemplo del globo para intentar explicar esto. Supongamos que sus paredes de látex las hemos pintado con figuras de galaxias espirales. Estas figuras «no se mueven» en relación al látex donde se encuentran dibujadas. Sin embargo, el látex, al estirarse, nos representa como si las figuras se movieran alejándose unas de otras. Einstein, en la relatividad, nos representa a las galaxias de forma semejante ya que éstas estarían fijas en un tejido espacial en expansión.

Para muchos lectores, la interpretación que le da Einstein al alejamiento de las galaxias les puede parecer como un ejercicio literal rebuscado ¿Por qué agregar nociones tan complicadas a una observación aparentemente simple? ¿No basta con decir que las galaxias se alejan, en el sentido más corriente y trivial del término?

¡No! No basta. Las galaxias son arrastradas por la expansión del espacio y, ello requiere, explicaciones teóricas más acabadas.

Ambas interpretaciones dadas son posibles. Pero la segunda comporta un alcance muchísimo más profundo. Con ella se pueden comprender y explicar una serie de observaciones ante las cuales la primera carece de respuesta. Se trata de un valor marginal inapreciable para cualquier físico.

Hemos llegado aquí a un aspecto fundamental de las teorías de la física moderna. Cuando se «hace ciencia» muchas veces resulta claramente ventajoso adoptar un punto de vista que parece inútilmente complicado. Las consecuencias simplificadoras de esta opción sólo se manifiestan en un estadio ulterior del estudio.

Ahora tratemos de entender por qué el universo se expande. Las únicas respuestas que manejamos a la fecha provienen de la física de partículas. El universo comenzó a expandirse en sus primeros estadios de forma exponencial y brusca, período que es llamado como época inflacionaria, cuya explicación no se encuentra en el ME, pero el comportamiento de las partículas elementales que lo generaron si es explicado por la teoría del modelo inflacionario, como una consecuencia de los efectos de desagregación generados por la fuerza nuclear fuerte sobre las fuerzas débil y electromagnética que se encontraban unidas por los efectos de las altísimas temperaturas que reinaban en ese período de universo primigenio. A este proceso se le llama «transición de fase». (Una transición de fase es igual a la conversión de hielo a agua líquida)

Se piensa que esa transición de fase pudo haber sucedido sobre los 10^-35 segundos después de la gran explosión que dio origen al universo. Pero ese acto cuántico de transición de fase no sólo desagregó la fuerzas débil y electromagnética sino que también llenó el universo de un tipo de energía que ya hemos mencionado más de una vez y que se denomina «energía de vacío» (que juega el rol de una efectiva constante cosmológica), y que trajo como consecuencia que la densidad que comporta produjera un efecto gravitatorio repulsivo por un período que va entre 10^-32 segundos. Durante ese período el universo se expandió a una tasa espectacular, aumentando su tamaño por sobre una tasa de 10⁵⁰ veces el original. Luego, cuando esta transición de fase se completó la expansión generada por el Big Bang se mitigó, pero los efectos quedaron al darse en un universo de unos pocos centímetros y que en el transcurso de unos quince mil millones de años vemos uno inconmensurable.

Si la época inflacionaria realmente tuvo lugar, muchas de las debilidades del modelo del Big Bang se soslayan.

1. La gran expansión generada por la inflación separó a bastas regiones del universo que ahora vemos bastante distantes unas de otras pero que en el horizonte cosmológico debieron haber estado en un contacto cercano a través de señales luminosas[³]..
2. Es más que razonable pensar que si se produjo -en los primeros momentos de vida del universo- una violenta expansión, ésta debió haber diluido cualquier curvatura inicial. Pensemos, por ejemplo, que somos grandes dominadores de balones de fútbol y somos capaces de pararnos encima de uno de ellos. Es obvio que estaríamos parados sobre una superficie curva de dos dimensiones. De pronto el balón crece al tamaño de la Tierra. Nuestra percepción sería que nuestros pies estarían apoyados sobre una superficie plana (aunque sigue siendo curva si la pudiéramos ver desde una distancia lo suficientemente grande). La misma idea podemos proyectar a un universo con un espaciotiempo tetradimensional, que al expandirse llega a aparecer hoy como carente de curvaturas hasta donde nos es posible ver, al igual como sucede cuando miramos hacia el horizonte en la Tierra. De hecho, la teoría de la inflación predice un universo globalmente plano pero con una densidad crítica que lo cerraría. Es por lo anterior, que en la cosmología se insiste mucho en que la densidad del universo debería se W = 1. Con lo anterior, se zanja el recurrente problema de la curvatura nula que se relaciona con la convergencia del valor de la densidad hacia el rango de numeral crítico en la medida que se acerca al tiempo de la singularidad inicial.
3. Al haberse producido una tan grande y rápida expansión del universo, la concentración de monopolos magnéticos que se produjeron en ese acto cósmico, debió haberse diluido. Los cálculos indican que la existencia de éstos debe ser rarísima en cualquier lugar del espacio; en consecuencia, serían inútiles los esfuerzos por tratar de hallar una evidencia de ellos.

Pero al margen de las respuestas a problemas que hemos descrito anteriormente, la teoría de la inflación nos otorga una muy buena explicación sobre la pequeñas fluctuaciones de perturbaciones de densidad que tuvieron que darse para que germinaran las galaxias. Sin la inflación y sólo con una gran explosión, se habrían generado grandes concentraciones másicas de gran densidad, lo que habría generado un universo lleno de objetos occisos y reinado por los agujeros negros. Las galaxias y estructuras que hoy observamos jamás se habrían formado. Un proceso inflacionario va produciendo fluctuaciones de pequeñas densidades que pueden en el tiempo de la historia del universo proveer de las semillas para generar material que al agruparse gravitatoriamente llegan a formar las galaxias y las otras estructuras que tanto asombro generan a los amantes de la observación astronómica.

Por otra parte, la teoría inflacionaria revitaliza la constante cosmológica de Einstein, la cual a él mismo le incomodaba y que la desarrolló para salvar su modelo estático. Según el modelo inflacionario la expansión se habría generado en los primeros estadios de la vida del universo producto de un rango elevadísimo de la constante cosmológica o de una energía de vacío de un muy alto valor. Se puede argumentar que la estructura teórica de la energía de vacío es débil, pero matemáticamente añade un término a las ecuaciones de campo con un efecto repulsivo que debilitan la tendencia de la materia a colapsarse.

La relación de la constante cosmológica con la energía de vacío nace en un proceso desarrollado por la teoría cuántica de campos, el cual le ha asignado a la energía de vacío un valor de hasta 120 órdenes de magnitud. Se trata de un guarismo bastante más alto que el que le asignan los observadores a la constante cosmológica. Las evidencias observacionales sugieren que el valor de la constante cosmológica debería ser cercano al cero, ya que si fuera negativo el universo o hubiera colapsado sobre sí mismo o bien se habría expandido a una velocidad tal que hubiera sido imposible que la materia tuviera la ocasión para condensarse y formar las estructuras galácticas. Si bien no existe coincidencia en los valores pero sí la hay en cuanto debe ser un factor positivo. . Se trata de un intento teórico para poder explicarse la estabilidad del universo, y cuyos valores corresponden a términos matemáticos permitidos por las ecuaciones del Big Bang. Se comportaría como una componente de materia muy particular. Su presencia se manifestaría por una fuerza que influiría en la expansión del cosmos.

Consignemos que la teoría inflacionaria cuenta con muchos aspectos atractivos, pero aún no ha podido ser probada ni insertada en el Modelo Estándar. Mucho de sus cálculos no pueden ser considerados todavía realistas, ya que son generalmente justificados por pobres suposiciones. Sin embargo, se trata de una teoría cuyas conclusiones invitan a tomarla cosmológicamente con mucha seriedad y promover su investigación. Por ahora, las únicas predicciones que pudiesen ser comprobadas son aquellas que se pueden observar en el estudio de la estructura de la radiación cósmica de fondo.

Cuando iniciamos estas secciones, señalamos que la existencia o no de la materia oscura, es uno de los problemas más comprometedores para la física. Vimos consecuencias que podría acarrear para la estabilidad de algunas de nuestras leyes más preciadas; y, también hicimos una descripción de cómo podía afectar el modelo estándar del universo que tan naturalmente hemos aceptado. Ahora, desembocamos en cómo estimar la edad que pudiese tener nuestro bello cosmos.

Si el universo tuvo un inicio, para la naturaleza humana también debe tener una edad. ¿Cómo poderla estimar?. Se han desarrollado hasta ahora algunos procedimientos que nos pueden entregar como resultado estimaciones, sobre la posible edad del universo, bastante encasilladas dentro del método científico.

Si las galaxias hoy se alejan unas de otras, significa que en el pasado debieron haber estado más juntas. Antiguamente, el universo era más denso. Si suponemos que esta extrapolación hacia el pasado puede prolongarse, entonces alguna vez existió un momento en que toda la materia del universo se concentraba en un estado de densidad casi infinita. A partir de la velocidad de expansión, los astrónomos pueden calcular cuándo ocurrió este punto en el tiempo: hace entre diez y quince mil millones de años.

Los primeros cálculos que realizó Hubble indicaban una contradicción entre la geología y la teoría del Big Bang. Errores debido a diversos problemas técnicos, lo hicieron estimar en cerca de dos mil millones de años la edad del universo, lo que resultaba claramente inferior a la del Sistema Solar (cuatro mil quinientos millones) . Posteriormente, y gracias a una mejor precisión de los cálculos de las escalas de distancias, se pudo llegar a estimaciones consecuentes entre la geología y la cosmología.

Pero seguramente -estimados lectores- se preguntarán qué relación puede haber entre la edad del Sistema Solar y la del universo. Para determinar la edad del universos existe un método completamente independiente, que involucra a la Tierra. El fechado radiactivo del mineral de uranio terrestre, desarrollado unas dos décadas antes del descubrimiento de Hubble, sugiere que la edad de la Tierra es de cerca de cuatro mil quinientos millones de años. ¿Qué relación podría tener esto con la edad del universo? Gran parte de las teorías de la formación de estrellas y planetas indican que nuestro sistema solar no podría ser mucho más joven que el universo. Hay muchas estrellas de nuestra galaxia que brillan hace más de trece mil millones de años. ¿Es compatible la teoría del Big Bang con un cosmos tan ancianito? Considerando las incertidumbres de las observaciones, la respuesta es positiva.

En astronomía, donde las edades se expresan en muchos factores de diez, cuatro mil millones de años es casi lo mismo que quince mil millones de años. La correspondencia es buena. Así, con dos métodos totalmente distintos, uno relacionado con los movimientos de las galaxias y el otro con rocas bajo nuestros pies, los científicos han deducido edades comparables para el universo. Esta concordancia ha sido un argumento de peso en favor del modelo del Big Bang.

Pero la comunidad de físicos cosmólogos requieren saber con exactitud cuando se produjo el Big Bang y cuáles son exactamente la velocidad de expansión actual del universo y cuáles han sido las variaciones que ésta ha experimentado desde el inicio del cosmos. Desafortunadamente, los métodos que hemos descrito anteriormente conducen a grandes incertidumbres para lograr, con precisión, una respuesta final para estas vitales interrogantes.

En el año 1999, un equipo encabezado por los astrónomos Dr. Marshall Joy de la NASA y el Dr. John Carlstrom de la Universidad de Chicago, desarrollaron un nuevo método para abordar el problema de la velocidad de expansión y sus agregados y precisar con más exactitud la edad del universo. Durante siete años rastrearan el espacio a través de interferometría radial combinada con imágenes tomadas por el Observatorio de Rayos X Chandra, tras la búsqueda de pequeñas fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo (RCF). Con ello, se espera abrir una nueva ventana sobre la historia del universo.

Para cumplir el cometido que se han fijado la gente de Joy y Carlstrom, van a hacer uso de la detección de un fenómeno no muy conocido que ocasiona pequeñas fluctuaciones en la RCF llamado Efecto Sunyaev-Zeldovich .Ya hemos mencionado anteriormente que una de las cosas que asombran de la RCF es su textura. Cuando se procede a realizar comparaciones de intensidad de la RCF en diferentes lugares del espacio, las diferencias que se encuentran son bastante pequeñas, menores de una parte en 10⁵. En 1980, los físicos rusos Sunyaev y Zeldovich sugirieron la factibilidad de rastrear las minúsculas fluctuaciones de la RCF en el centro mismo donde se concentra materia estelar, o sea, en grandes cúmulos galácticos.

La mayoría de los cúmulos de galaxias tienen una atmósfera de gas muy caliente que la podemos distinguir gracias a las emisiones de rayos X que emiten. Sunyaev y Zeldovich descubrieron que un interesante efecto ocurría cuando un fotón de la RCF pasa a través del cúmulo. Al colisionar alguno de los fotones con electrones del gas de la atmósfera cumular galáctica, unos de los fotones ganan energía mientras otros la pierden. Al poder detectarse el fenómeno a través de radiofrecuencia de microondas, la RCF debería aparecer debilitada en dirección al cúmulo, debido a que los fotones se «dispersarían» hacia otra frecuencia fuera de la RCF. A este proceso se le llama efecto Sunyaev y Zeldovich.

Dentro de los objetivos del proyecto de Joy y Carlstrom, está el poder conseguir observaciones de muy alta calidad de rayos X de atmósferas de cúmulos galácticos y de radio imágenes orientadas a los correspondientes cúmulos de la RCF. Al complementar ambas observaciones se podrá detectar el efecto Sunyaev y Zeldovich y, a través de su estudio, se podrán hacer mediciones más precisas sobre la edad del universo.

La observación cosmológica a través de las enormes distancias del espacio es viajar atrás en el tiempo. Cuando nuestros telescopios detectan una galaxia a una distancia de diez millones de años luz, vemos esa galaxia como era hace diez millones de años; es como que si la imagen que vemos ha estado viajando a horcajadas en un fotón diez millones de años hasta llegar aquí. Cuando detectamos una galaxia más lejana, contemplamos una imagen aún más antigua, vemos incluso una porción muchísimo más joven del universo que la edad de nuestro propio Sistema Solar. La observación cosmológica es una especie de búsqueda de los antiguos orígenes del universo en el cual cohabitamos.

Hasta aquí, en esta sección, hemos hablado sobre la edad del universo y de los diferentes agentes que afectan su estimación. Nos correspondería ahora exponer sobre su posible destino, ya que en este trabajo, implícitamente, hemos aceptado que el universo tuvo un comienzo.

Pero antes de exponer nuestras opiniones sobre el destino del universo, creemos pertinente hacer algunos comentarios sobre una pregunta que permanentemente ronda el espíritu de la naturaleza humana: ¿es infinito el universo?.

Se trata de una pregunta que ha obsesionado al ser humano desde hace milenio, quizás desde que empezó a desarrollar su intelecto. Giordano Bruno afirmaba la infinitud de cosmos. Para el filósofo Emmanuel Kant, se trataba de una pregunta improcedente ya que era imposible responderla con un sí o un no. Para muchos autores pertenecientes a distintas comunidades intelectuales la pregunta les parece inconveniente. Ni siquiera se la debería plantear…

Para enfocar la cuestión si el universo es infinito, en nuestra visión debemos partir por reconocer, primero, un hecho evidente: la observación astronómica no nos sirve de nada. Nuestros actuales telescopios, por muy grandes y avanzados tecnológicamente que sean, sólo son capaces de captar imágenes de una ínfima fracción de la inmensidad astronómica del cosmos; por consiguiente, las observaciones que se captan nunca serán infinitas. En consecuencia, es necesario recurrir a otros métodos de indagación que nos permitan tener una respuesta, aterrizadamente inserta en principios científicos, a esta interrogante.

Cuando una ciencia cuenta dentro de su arsenal con teorías exitosas, una de ellas puede significar el eficiente punto de referencia para un científico. La teoría del Big Bang está en esa línea. La estructura matemática de la teoría transciende los datos observables sobre los cuales se estableció. Podríamos decir que se trata, en este caso, de ejercitar una observación indirecta. Subrayemos, eso sí, que el valor de los conocimientos que podemos extraer de este método sólo se avala, por cierto, en la teoría en que se sostiene. En consecuencia, para estos casos la prudencia es un don apreciado.

Para poder entregar una respuesta sobre cual sería la dimensión primordial del universo completo, debemos consignar que se trata de un ejercicio que depende de numerosos factores que no son bien conocidos: su densidad, topología (su estructura geométrica global) y el valor de la constante cosmológica. Por ello, dar una respuesta definitiva a las preguntas que nos hemos formulado, me parece poco serio. Pienso, que más que desarrollar una hipótesis sobre este tema, podemos verter opiniones sostenidas en cimientos teóricos que se relacionan con la interrogante.

Si pensamos, o si fuera así, que el universo es infinito entonces, simplemente, debemos de olvidarnos del Big Bang. Un universo de densidad inferior o igual a la densidad crítica puede ser infinito. Lo anterior, implica que por siempre ha sido así: infinito. Jamás estuvo concentrado en un punto de volumen minúsculo. Y, en antaño, su espacio de volumen infinito ha sido extremadamente cálido y denso.

Por otro lado, no cabe pensar que un universo de densidad superior a la crítica pueda ser infinito. Un universo con un W = ›1 puede ser de dimensiones finitas. En el pasado, la totalidad de su volumen habría estado compactabilizado en un ínfimo espacio, cerrado sobre sí mismo, sin bordes y cuyas dimensiones se encontraban delimitadas por el propio tamaño que tenía, entonces, el mismísimo universo; o sea, su volumen total no se encontraba englobado en un espacio vacío de dimensiones mayores. No había más espacio que el que ocupaba el propio universo.

Ahora, aunque el universo sea finito, no obstante el espacio crece a lo largo y ancho de su expansión. Dependiendo de su densidad, si es más que la crítica, pasará por un máximo para volver a contraerse enseguida e incrementarse la temperatura a niveles inconmensurables. Si la densidad es menos que la crítica, entonces la expansión del espacio seguirá hasta un máximo y el universo se enfriará y oscurecerá completamente, y las galaxias quedarán tan distantes unas de otras que se asemejaran a islas cohabitantes de un mar de tinieblas.

Cuando señalé que más bien prefería emitir una opinión que elaborar una hipótesis sobre la interrogante si el universo es infinito, lo hice pensando que este espacio no da cabida a ningunas de las circunstancias que predice la filosofía hindú. Aquí, no podemos especular de ciclos del universo. No nos podemos imaginar una serie infinita de expansiones y de contracciones tanto en el pasado como en el futuro o que el universo siempre fue así y estuvo ahí. En consecuencia, se trata de una pregunta que sólo tiene respuestas que dejan interrogantes.

Pero ¿qué pasa con la materia en la medida que el universo se va haciendo menos denso? Si el universo es finito, se incrementa el volumen de la materia; si es infinito, toda la materia que encierra también es infinita al igual que la energía. En el infinito siempre hay lugar.

Con respecto a la interrogante que dejamos pendiente sobre el destino del universo, es obvio que se trata de una inquietud bastante arraigada en la naturaleza humana. Para responder a ella, una vez más, entramos a la problemática de la densidad del universo. En la sección N° 03 del capítulo VI, señalamos que existía la posibilidad que estuviésemos cohabitando en un universo que podía alojarse en tres tipos de espacios distintos: uno plano, uno cerrado y uno abierto. Su destino depende, justamente, de esas tres configuraciones que las teorías nos determinan para el universo.

Ahora bien, las últimas conclusiones preliminares, de estudios e investigaciones que vienen realizando diferentes equipos de científicos en el mundo en diferentes materias relacionadas con el conocimiento del cosmos, han generado un vuelco en la delantera sobre la apuesta del tipo de universo que estaríamos cohabitando. La delantera, en los inicios del siglo XXI, la ha tomado la configuración de un universo «plano» con una densidad menor que la crítica (W = ‹ 1). O sea, estaríamos insertos en un universo que tendría -por lo menos para mi- un destino tétrico. Claro, que lo que he descrito no descarta a priori la otra cara de la medalla que es la que el universo sea «cerrado», con una densidad mayor que la crítica (W = › 1), y con un desenlace final poético. Pero para cualquiera de los casos, la materia oscura, independientemente de sus ingredientes, será el personaje más importante en la caída del telón del drama cósmico.

La materia oscura, contribuye al tirón gravitatorio de la masa del universo que ha frenado la dilatación del espaciotiempo desde el Big Bang. Si la masa invisible es bastante diluida, la expansión seguirá para siempre, frenándose pero sin detenerse jamás. Con el paso de los años, el cielo se volverá más oscuro a medida que las estrellas de las más distantes galaxias se apaguen, agotando su combustible. Entonces incluso las cenizas desaparecerán, con sus átomos rotos uno a uno por la lenta descomposición de los protones. En un futuro inconmensurablemente remoto, el cosmos quedará absolutamente oscuro, frío, vacío y, peor aún, tétrico.

Si la materia oscura existe y ésta hace que el universo sea lo suficientemente masivo, entonces este colapsará sobre sí mismo. Ahora bien, si la masa superara el valor crítico en más de dos veces, la expansión llegará a detenerse dentro de aproximadamente 50.000 millones de años, tras haberse inflactado el universo hasta dos veces su tamaño actual. Cuando se inicie la contracción, la temperatura de la radiación cósmica de fondo se elevará. Cuando el universo alcance una centésima de su tamaño actual, 59.000 millones de años después del inicio de la contracción, el cielo nocturno irradiará tanta energía como derrama ahora el Sol sobre la Tierra al medio día. Más tarde, unos setenta millones de años después, el universo habrá reducido su tamaño unas diez veces, y su estructura se habrá convertido en una distribución de halos ardientes y brillantes por todas sus partes, al extremo que las moléculas gaseosas empezarán a descomponerse en sus átomos constituyentes. Éstos, a su vez, se verán despojados rápidamente de sus electrones.

Su temperatura aumentará aceleradamente, la que podría alcanzar los 10 millones de grados Kelvin; los planetas y estrellas se cocerían en medio de una sopa de radiación, electrones y núcleos. Contrayéndose ahora sobre sí mismo, el universo alcanzará los 10.000 millones de grados Kelvin en sólo veintidós días. Los núcleos atómicos se escindirán en protones y neutrones, luego en quarks libres. En una serie de intervalos de tiempo cada vez más pequeños, se reproducirá toda la secuencia de la expansión original pero a la inversa. Finalmente, todo el cosmos se encogerá hasta un punto, sometido al imperio de la energía pura, y el propio tiempo habría dado sus últimas campanadas , quizás reiniciando de nuevo la cuenta.

Un universo con un ciclo en el cual nace y desaparece sin dejar huellas, viene a ser hasta poético en comparación al final frío, oscuro y sombrío.

Ardiente o helado, el final del cosmos, como su principio, flota en el límite de la comprensión humana. Los avances de la ciencia han extirpado estos acontecimientos desde la inventiva mitológica o profética a la ficción y seudociencia. Ahora son parte legítima de la ciencia y comprendidos como extensiones del proceso físico que gobierna toda la materia. Nos quedan muchas interrogantes y preguntas sin responder, pero lo que la humanidad hasta ahora ha logrado entender de los fenómenos que cohabitan con ella, sugiere que cuanto más capaces seamos de comprender nuestro universo, más maravilloso nos parecerá.

Texto extraído de Astrocosmo

1. Las líneas de universo de observadores fundamentales mantienen sus relaciones relativas mientras se expande el espacio. A lo largo de ellas se puede definir un tiempo común: el tiempo cósmico. En una hipersupeficie de tiempo cósmico constante, todas las condiciones físicas son idénticas. Regresar

2. Se trata de la velocidad aparente que adquiere la luz que emite la materia de una galaxia activa o un quásar, que se le denomina jets, y cuya emisión luminosa se encuentra en la línea de visión de un observador. A raíz de los diferentes intervalos de tiempo en llegar las señales luminosas, el recorrido que ejecuta la materia expulsada pasa a ser aparente, ya que no corresponde a las estimaciones de las velocidades que se extrae de la luz detectada por el observador. El problema se da cuando nos enfrentamos con velocidades aparentemente superlumínicas en escenarios cósmicos de medidas de distancias y de tiempos que son aparentes y diferentes a los que implican el movimiento propio del objeto material respecto a otra referencia material, que es siempre sublumínico. Regresar

3. Cuando se habla de conexión de señales luminosas, se está refiriendo a la información que haya podido viajar entre dos puntos del espacio. Como la información solamente puede viajar a una velocidad no superior a la de la luz, dos objetos que estén separados más de un radio de Hubble, unos 3,000 mpc, no han podido estar conectados en el tiempo actual del universo. Regresar

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