Como cada mes,  las últimas paginas de Investigación y Ciencia están dedicadas a comentar las novedades de libros de temática científica. En este caso son dos libros: Einstein’s Telescope. The Hunt for Dark Matter and Dark Energy in the Universe de Evalyn Gates editado por W. W. Norton and Company; Nueva York, 2009 y The Oxford Companion to Cosmology de Andrew Liddle y Jon Loveday editado por Oxford University Press, 2009. Y para introducir el tema, en este caso la cosmologia, hay un muy interesante antículo sobre este tema que aquí transcribo. En marzo pasado ya posteé otro interesante artículo del mismo autor. Las negritas son mías.

Cosmología

por Luis Alonso

La ciencia ha dado pasos de gigante en el conocimiento de las realidades extremas del universo, en los dominios de lo mínimo y lo máximo. A escalas parvísimas del reino subatómico, el mo­delo estándar de física de partículas ha suministrado un marco sólido a los blo­ques constituyentes de la materia. En la otra punta del espectro, la relatividad ge­neral establece los fundamentos del mo­delo de la gran explosión inicial (Einstein’s Telescope. The Hunt for Dark Matter and Dark Energy in the Universe). Desde el punto de vista experimental, existen dos formas principales de explorar el mundo de las partículas. El primer enfoque im­plica provocar la colisión entre dos frag­mentos de materia a altísimas energías y observar qué surge del choque, aunque sea de vida efímera. De acuerdo con la ecuación de Einstein, E = me², parte de la energía de la colisión puede convertir­se en nuevas partículas. El segundo mé­todo consiste en establecer una trampa y esperar qué partículas se capturan o pa­san a través de la misma, dejando tras de sí un rastro de pruebas.

La cosmología —el estudio del univer­so y su evolución— atraviesa un momen­to de particular excitación (The Oxford Companion to Cosmology). Aplicando las teorías de Einstein sobre el espacio y el tiempo, estamos realizando sorprendentes progresos en la aprehensión de la energía y de la materia obscura que integran el grueso del cosmos. La materia obscura fría lambda constituye el modelo actual predominante. En dicho modelo, la ener­gía obscura es el componente principal del universo. Habría un 5 % de materia normal, un 23 % de materia obscura, una nueva clase de materia que no puede observarse directamente y un 72 % de energía obscura, substancia desconocida que alimenta la expansión acelerada del universo.

El modelo estándar de la física de partí­culas describe las partículas fundamenta­les que constituyen la materia normal, la constituida por quarks y electrones, que dan cuenta de nuestro planeta y cuanto en él observamos. Nos ofrece una inter­pretación matemática del mundo suba­tómico —las partículas fundamentales que componen la materia normal y sus interacciones— que ha demostrado un éxito reseñable.

Para describir el universo macroscópico nos valemos de la teoría de la gran ex­plosión (Big Bang), de éxito formidable también. Fue Fred Hoyle quien acuñó la expresión Big Bang en 1949, en un programa de radio de la BBC. Por su parte, este físico inglés defendía una teo­ría antagónica, la del universo de estado estacionario. Hay montañas de pruebas que respaldan el modelo de la gran explosión. El universo, expone, comenzó como un gas denso y caliente de energía que fue enfriándose en el curso de miles de millones de años de expansión del espacio, un proceso que sigue operativo hoy. Pese a su denominación, no fue nin­guna explosión en el espacio, sino una singularidad que supuso el comienzo del espacio y del tiempo.

Hace unos 13.700 millones de años, la parte del universo que percibimos hoy, y probablemente mucho más, se encontra­ba confinada en una región muy densa y caliente, más pequeña que el punto de la i. La temperatura y la densidad se aproximaban al infinito. La temperatura superaba los 10³² grados. Un minuto después de la gran explosión, la tempe­ratura había caído por debajo de los mil millones de grados; protones y neutrones se enlazaron para formar los elementos más ligeros del universo en un proceso de nucleosíntesis. Hidrógeno principal­mente, con helio y litio, constituyeron las primeras masas de gas que ocuparon el universo, gas que en el decurso del tiempo formaría las primeras estrellas. El resto de los elementos surgirían en las estrellas y las galaxias.

Miles de años después de la gran explo­sión, el contenido en energía del universo se hallaba en forma de radiación: luz y partículas aceleradísimas. La materia (par­tículas de movimiento lento) constituía una pequeña fracción. Por fortuna para nuestra presencia, la razón de materia a radiación cambió con la expansión del cosmos; la materia aumentó hasta pre­dominar frente a la radiación, que fue perdiendo gradualmente importancia. En un universo pleno de radiación, la expan­sión del espacio supera la atracción gravitatoria de materia hacia determinadas regiones superdensas; no se deja crecer a las semillas de futuras estrellas y galaxias. La materia debe constituir el componente dominante del cosmos antes de que em­piecen a formarse las galaxias.

Cuando la temperatura cayó por deba­jo de los 3000 grados, unos 380.000 años después de la gran explosión, electrones y protones se unieron para formar áto­mos neutros. La luz se liberó. Conocida como fondo cósmico de microondas, esa luz es un destello de la explosión inicial que se ha convertido en una mina de información cosmológica. Cuando hoy detectamos esa luz, en realidad estamos contemplando una imagen de cómo era el universo unos 400.000 años después del origen de todo. La edad obscura terminó con la creación de las primeras estrellas. Ignoramos el instante preciso en que se formó la primera estrella, que debió de ser unos cientos de millones de años después de la gran explosión.

Nuestro universo consta hoy de unos 100.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de es­trellas. La temperatura ha caído casi a cero; el fondo cósmico de microondas, que opera como termómetro cósmico, brilló inicialmente a una temperatura de 3000 grados y ahora lo hace a 2,73 grados por encima del cero absoluto.

Para pergeñar la historia del cosmos que acabamos de resumir, los astrofísicos se fundan en tres componentes clave: la expansión del universo, la formación de los elementos ligeros y el fondo cósmico de microondas. En 1929, Edwin Hubble presentaba las primeras pruebas del mu­tuo alejamiento de las galaxias, manifes­tación de que vivimos en un universo en expansión. Por su parte, la nucleosíntesis nos faculta para establecer predicciones precisas sobre la concentración de los ele­mentos ligeros en un cosmos precoz. Por último, el fondo cósmico de microondas, detectado en 1965, reveló una temperatu­ra que resultaba coherente con las predic­ciones sobre un universo que empezó en un estado denso y caliente para ir luego expandiéndose y enfriándose.

Mas, a medida que hemos ido ahon­dando en la comprensión de la evolu­ción del cosmos, las observaciones revelan con creciente vigor otro trío de puntos clave: existe mucha más materia en el universo que la concentrada en estrellas y galaxias; en cuantía predominante, esa materia oculta no puede estar constituida por partículas del modelo estándar; por último, la mayor parte del universo no consta de ningún tipo de materia.

En 1933, Fritz Zwicky firmó el pri­mer trabajo en el que se hablaba del componente obscuro del cosmos. Puso su mirada sobre el cúmulo de Coma, que consta de más de mil galaxias que giran alrededor del interior del núcleo a velocidades increíbles, guiada su rotación por la atracción gravitatoria de la masa contenida en el cúmulo. Sabido es que la fuerza de la gravedad, la más débil de las cuatro fundamentales, constituye el prin­cipal motor y conformador del universo. Zwicky se centró en ocho de esas galaxias y descubrió que todas desarrollaban un movimiento mucho más rápido de lo previsto. Las galaxias tenían velocidades de hasta tres millones de kilómetros por hora, lo que entrañaba que el cúmulo contenía 50 veces más masa que la que correspondería a la suma total de todas las galaxias integrantes. En su artículo, escrito en alemán, Zwicky sugería la po­sibilidad de que sus observaciones im­plicaran la existencia de dunkle Materie, esto es, materia obscura. Tres años más tarde, Sinclair Smith halló un resultado semejante para el cúmulo de Virgo.

En 1970, Vera Rubin y Kent Ford es­tudiaban la galaxia de Andrómeda (co­nocida también por M31) y, mediante la medición de las velocidades a las que orbitan las nubes de gas, hallaron que también esa galaxia debía contener eleva­das cantidades de materia obscura. Dichas velocidades requieren el tirón gravitatorio de muchísima más materia que la que puede contemplarse en la masa combi­nada de sus estrellas y polvo.

Hace unos 13 años, dos grupos in­dependientes, uno dirigido por Saúl Perlmutter, del Laboratorio Nacional Lawrence en Berkeley, y el otro encabe­zado por Brian Schmidt, del observato­rio de Monte Stromlo y del observatorio Siding Spring, comenzaron a observar supernovas remotas. Descubrieron un fenómeno sorprendente. En principio, la mutua atracción gravitatoria debía poner freno al impulso centrípeto de las galaxias, pero en vez de ir amortiguando su paso, observaron que el universo lo estaba acelerando. Debía, pues, mediar la intervención de una energía descono­cida, obscura, que alimentara la acelera­ción. La gravedad, considerada antaño el agente principal, está cediendo el con­trol del cosmos a esa entidad exótica. El hallazgo mereció la distinción de “hito del año”, correspondiente a 1998, por la revista Science. La expresión “energía obscura” fue acuñada por Michael Turner ese mismo año.

Podemos emplear lentes gravitatorias en la búsqueda de materia y de energía obscuras. Hemos comenzado a seguir la traza de materia obscura que rodea a las galaxias y domina la cuantía de masa del universo. Hemos empezado a ahondar en la estructura del universo en regiones donde puede encontrarse la luz. El fenómeno de las lentes gravitatorias constituye la única vía para cartografiar las hebras y filamentos de materia obs­cura que cruzan el universo. ¿En qué consiste la materia obscura? No está hecha de antimateria, cuyas partículas (antiprotones, por ejemplo) fueron ani­quiladas por partículas de materia en una fase temprana de la historia del universo. ¿De qué consta, pues? Se han propuesto, entre otros candidatos, los agujeros ne­gros, enanas marrones, cuerdas cósmicas, axiones, neutrinos, monopolos y varias partículas exóticas, como las partículas masivas débilmente interaccionantes.

Parte de la materia obscura es ma­teria bariónica normal, que no ha sido incorporada dentro de las estrellas y, por tanto, no brilla con esplendor suficiente para poder ser percibida. Las observacio­nes concernientes a la concentración de elementos primordiales (“nucleosíntesis”) y las anisotropías de la radiación cósmi­ca de microondas suministran pruebas sólidas de que la densidad de materia bariónica existente en el mundo se acerca al 4 o 5 por ciento de la densidad crítica. Un cómputo directo de la materia visible nos da una respuesta mucho menor, en torno al 0,5 por ciento de la densidad crítica.

La materia obscura fría constituye la hi­pótesis estándar de los cosmólogos. Se dis­tingue de otras formas de materia obscura en razón de sus partículas componentes, que tienen velocidad no relativista. Lo mismo que cualquier candidato a materia obscura, el papel de la materia obscura fría estriba en suministrar la atracción gra­vitatoria necesaria para explicar un exten­so abanico de fenómenos astrofísicos y cosmológicos que hasta ahora han escapa­do a la detección directa; sus interacciones con la materia normal deben ser extre­madamente débiles o inexistentes. Esto excluye la posibilidad de interacciones a través de las fuerzas fundamentales nu­clear fuerte y electromagnética, en tanto que deja abierta la posibilidad de interac­ciones nucleares débiles. Se supone que está constituida por partículas elementales fundamentales, como las predichas por la supersimetría: entre ellas, las WIMP (acrónimo de “Weakly Interacting Massive Particles”), donde el término “débil” remite a la fuerza nuclear débil.

Por su parte, la materia obscura calien­te designa la candidata a materia obscu­ra cuya velocidad desempeña un papel significativo en la determinación de su ubicación. El candidato clásico a materia obscura caliente es el neutrino, un tipo de partícula elemental producido en la desintegración radiactiva y que se supone abundó en un universo incipiente. Los neutrinos son partículas que interaccionan débilmente, lo que significa que sus propiedades fundamentales resultan muy difíciles de medir. Las cosmologías de materia obscura caliente alcanzaron su apogeo en los años ochenta, cuando las pruebas experimentales sugirieron que el neutrino electrónico (asociado con la desintegración nuclear beta) podía tener una masa que se escondiera en el ran­go crucial que predecía una abundancia cósmica sustancial.

Durante un tiempo, la materia obscura fría y la materia obscura caliente compi­tieron por erigirse en la teoría a adoptar sobre la formación y agrupación de ga­laxias. El modelo de materia obscura fría se conoció por modelo “de abajo arriba”, mientras que el de materia obscura ca­liente fue conocido por modelo “de arriba abajo”. Aquél refleja un proceso jerarqui­zante, donde las estructuras más pequeñas (galaxias enanas) se forman primero y se ensamblan después en estructuras cada vez mayores, conforme la atracción gravitatoria tira de ellas. En nuestro actual universo, este proceso ha alcanzado el estadio de ensamblar grandes cúmulos galácticos de unas 10¹⁵ masas solares, que corresponden grosso modo a unas mil ve­ces la masa de la Vía Láctea.

De acuerdo con el modelo cosmológi­co estándar, en el cosmos predomina la energía obscura, de naturaleza desconoci­da y que nos remite a la entidad capaz de explicar la aceleración, según nos revelan las observaciones de la luminosidad de supernovas remotas. Reclama también la existencia de la energía obscura la nece­sidad de reconciliar la planitud espacial observada del universo con la densidad subcrítica de materia. El modelo más sencillo de energía obscura es la constante cosmológica, que mantiene una densi­dad fija en un universo que se expande. Los cosmólogos han considerado otras posibilidades. Una opción alternativa a la energía obscura consiste en postular que la ley de la gravedad pudiera ser modificada desde la hipótesis usual de la relatividad general, cuyos ejemplos más recientes guardan relación con la idea del mundo de branas.

Artículo publicado en Investigación y Ciencia nº 392