cómo la física de partículas ilumina la cosmología

El universo es un misterio que fascina a la humanidad desde tiempos inmemoriales. ¿Qué hay más allá de las estrellas? ¿Cómo se originó el cosmos? ¿Qué leyes rigen su evolución? Estas son algunas de las preguntas que los científicos intentan responder con la ayuda de la cosmología, la ciencia que estudia el universo en su conjunto.

La cosmología moderna se basa en la observación de fenómenos astronómicos, como la radiación de fondo de microondas (CMB), el desplazamiento al rojo de las galaxias o las lentes gravitacionales, que aportan información sobre la estructura, la composición y la historia del universo. Sin embargo, la cosmología también requiere de la física teórica, que proporciona los modelos matemáticos que explican y predicen el comportamiento del universo a escalas muy grandes o muy pequeñas.

Uno de los modelos más aceptados y exitosos es el llamado Modelo Estándar de Cosmología, que describe el universo como un espacio-tiempo en expansión acelerada, que se originó hace unos 13.800 millones de años en una singularidad conocida como el Big Bang.

Según este modelo, el universo está formado por un 5% de materia ordinaria (átomos), un 27% de materia oscura y un 68% de energía oscura. La materia oscura es un tipo de materia invisible que solo interactúa gravitatoriamente y que es responsable de la formación de las galaxias y las estructuras a gran escala. La energía oscura es una forma de energía que actúa como una fuerza antigravitatoria y que causa la aceleración de la expansión del universo.

Pero el Modelo Estándar de Cosmología no es una teoría definitiva ni completa. Tiene algunos problemas y limitaciones, como la naturaleza de la materia y la energía oscuras, la singularidad inicial, la inflación cósmica o la formación de las primeras estrellas y galaxias. Para resolver estos enigmas, los cosmólogos buscan nuevas observaciones, nuevos experimentos y nuevas teorías que amplíen y mejoren el conocimiento del universo.

Una de las áreas más activas y prometedoras de la cosmología actual es el estudio de los neutrinos, unas partículas elementales muy abundantes pero muy difíciles de detectar, que pueden tener un papel clave en la evolución del universo. Los neutrinos se producen en procesos nucleares, como los que ocurren en el Sol, las estrellas o las supernovas, y también en el universo primitivo, justo después del Big Bang.

Para aprender más sobre la cosmología y los neutrinos, te recomendamos la lectura de un extracto del primer capítulo de Introducción a la cosmología, escrito por Lyman Page y publicado por editorial Pinolia.

En este libro, el autor, catedrático de Física James S. McDonnell de la Universidad de Princeton, con un lenguaje claro y accesible, nos introduce en los conceptos fundamentales de la física que nos permiten entender el universo, desde la teoría de la relatividad hasta la mecánica cuántica. También nos muestra cómo los avances tecnológicos y las observaciones astronómicas han revelado aspectos sorprendentes del cosmos, como las fluctuaciones en la radiación de fondo de microondas (CMB), que nos dan información sobre la edad, el tamaño y la forma del universo, o el Modelo Estándar de Cosmología, que resume el conocimiento actual sobre la composición y la evolución del universo. Este libro es una obra maestra de divulgación científica, que nos acerca al maravilloso y enigmático universo que habitamos.

El tamaño del universo

¿Qué tamaño tiene el universo? Es muy, muy grande. hablando en serio, esta es una pregunta compleja. Abordarla nos llevará al corazón de la cosmología. Sin embargo, antes de adentrarnos el significado de la pregunta, consideremos algunas distancias típicas. En cosmología, las distancias son realmente enormes. Para establecer la escala, empezaremos localmente y luego iremos hacia fuera. La Luna está a unos 250 000 millas (402 000 km) y se considera cercana. Su distancia se aproxima al kilometraje típico de un coche antes de averiarse. Con un coche realmente bueno, se podría imaginar conducir hasta la Luna y, posiblemente, incluso regresar. Sin embargo, si vamos más allá de la Luna, resulta engorroso seguir midiendo las distancias en millas. Como el universo es tan vasto, solemos medir las distancias de otra manera: con la luz. Podemos preguntarnos cuánto tarda la luz en viajar desde un objeto hasta nosotros. Dado que la velocidad de la luz es una constante de la naturaleza, resulta un estándar de medición muy conveniente. En un segundo, la luz recorre 186 000 millas (299 792,458 km). Dicho de otro modo, un segundo-luz es la distancia que recorre la luz en un segundo (186 000 millas). Del mismo modo, en 1,3 segundos, la luz recorre 250 000 millas. Ahora, en lugar de especificar millas, podemos decir que la Luna está a 1,3 segundos-luz de distancia. Nótese que estamos utilizando un término similar al tiempo (segundos-luz) para hablar de distancia. El Sol se encuentra de media a unos 93 millones de millas de nosotros, (el equivalente a unos 150 millones de kilómetros) o a unos ocho minutos-luz de distancia.3 Dado que la velocidad a la que puede viajar la información es la de la luz, cuando ocurre algo en la superficie del Sol debemos esperar unos ocho minutos para que la luz del acontecimiento llegue a nuestros ojos. Volveremos sobre este concepto aplicado a la escala cósmica. Por ahora, sin embargo, nos centraremos en las distancias y no en el tiempo que se tarda en recorrer esa distancia. 

La próxima vez que se aleje de las luces de la ciudad en una noche sin luna y mire al cielo nocturno, verá una franja más brillante que todo lo demás. Este resplandor procede de miles de millones de estrellas que forman parte de la Vía Láctea, nuestra galaxia, de la que nuestro Sol es una estrella bastante típica. Una galaxia típica contiene aproximadamente cien mil millones de estrellas. Una forma de relacionar este número es que nuestros cerebros tienen unos cien mil millones de neuronas; por tanto, hay una neurona en tu cerebro por cada estrella de nuestra galaxia. 

Las estrellas de la Vía Láctea se agrupan en una especie de disco de unos 100 000 años-luz de diámetro con una protuberancia en el centro. La figura 1.1 muestra un esbozo de cómo sería si pudiéramos ver la Vía Láctea desde lejos. El plano galáctico es una superficie imaginaria que corta el disco por la mitad, como si cortáramos un panecillo sin agujeros.

El sistema solar se encuentra aproximadamente a la mitad del centro del disco. Cuando miramos hacia el centro del disco, vemos muchas más estrellas que cuando miramos hacia los lados. Es un poco como vivir en las afueras de una ciudad. Formas parte de la ciudad, pero puedes ver todos los edificios altos en una dirección. 

La lámina 2 es una imagen de la Vía Láctea, tomada con una cámara CCD que utiliza luz visible. Si nuestros ojos fueran más sensibles y grandes, veríamos la galaxia así. Las franjas oscuras de esta imagen proceden de polvo de nuestra galaxia que oscurece la luz de las estrellas, algo así como el humo que oscurece las llamas de un incendio. En cosmología, el término «polvo» hace referencia a partículas microscópicas compuestas de diversos materiales, como carbono, oxígeno y silicio. La imagen 3 muestra una vista diferente de la Vía Láctea, realizada por el Diffuse InfraRed Background Explorer (DIRBE), un telescopio infrarrojo y uno de los tres instrumentos del satélite COsmic Background Explorer (COBE). A diferencia de la imagen de la lámina 2, esta se realizó en longitudes de onda del «infrarrojo lejano», en concreto a 100 micras. La radiación infrarroja nos indica cómo emiten calor las cosas. En esta imagen vemos principalmente el resplandor térmico de la Vía Láctea, es decir, la emisión de calor. El calor procede del polvo que llena nuestra galaxia, el mismo polvo que oscurece la luz de las estrellas. 

Una galaxia típica como la Vía Láctea tiene una temperatura media de unos 30 K, por lo que no está muy caliente, pero sigue emitiendo energía térmica. Podemos establecer una analogía con una bombilla incandescente. La bombilla es más evidente para nosotros por la luz visible que emite, análoga a la luz de la lámina 2. Sin embargo, la bombilla produce mucha más luz que la luz visible. Sin embargo, la bombilla produce mucha más energía en forma de calor que podemos sentir pero no ver. Cuando tocas una bombilla incandescente, está caliente. Es posible que hayas visto fotos de casas tomadas con luz infrarroja. Estas imágenes indican por dónde se escapa el calor (a menudo por las ventanas). Cuando sentimos el calor de un cuerpo caliente, lo que percibimos es sobre todo radiación infrarroja.

Demos otro paso hacia el cosmos. Nuestra galaxia pertenece al «Grupo Local», formado por unas 50 galaxias, como se muestra en la figura 1.2. El Grupo Local tiene una extensión de unos seis millones de años luz. El Grupo Local tiene una extensión de unos seis millones de años luz. En este conjunto, la Vía Láctea es la segunda en tamaño tras la galaxia de Andrómeda, pero el rango de tamaños es bastante amplio. Mientras que Andrómeda cuenta con un billón de estrellas, las galaxias «enanas» más pequeñas tienen decenas de millones de estrellas. La Gran Nube de Magallanes (lámina 3 y figura 1.2) es una pequeña galaxia cercana que orbita alrededor de la Vía Láctea. Con galaxias orbitando galaxias las distancias ya son bastante grandes pero, como su nombre indica, estas galaxias siguen siendo «locales». Aunque no existe un límite definido para decir que algo es «cosmológico», normalmente pensamos en términos de esferas o cubos de unos 25 millones de años-luz de diámetro. El Grupo Local es solo una fracción de este tamaño. 

La lámina 4 es una imagen asombrosa, tomada con el telescopio espacial Hubble observando en una dirección durante casi 300 horas para aumentar la sensibilidad a la luz emitida por los objetos débiles. La imagen, conocida como Campo Ultraprofundo del Hubble, se asemeja en cierto modo a una exposición súper larga de una cámara. Los objetos más distantes se encuentran a miles de millones de años luz. El área cubierta por la imagen es aproximadamente una sexagésima parte de la superficie de la Luna llena. Podemos ser un poco más cuantitativos. La anchura angular de la luna llena es de aproximadamente medio grado, es decir, aproximadamente la mitad del ángulo de un dedo meñique sostenido a la distancia de un brazo. Se puede calcular que hacen falta 200 000 lunas llenas para cubrir todo el cielo. Lo más sorprendente de la imagen es que solo un puñado de los objetos que la componen son estrellas; la gran mayoría son galaxias. Y cada una de esas galaxias suele contener unos 100 000 millones de estrellas. 

Para determinar el número de galaxias de la imagen, basta con contarlas. Con una imagen de resolución completa se podría hacer a mano, pero es más fácil utilizar ordenadores. El equipo del Campo Ultraprofundo del Hubble encuentra unas 10 000 galaxias en la imagen, lo que significa que en todo el cielo hay unos 100 000 millones de galaxias. Para subrayar, observamos que hay un número finito de galaxias de tamaño típico. Decimos que en el universo observable, el subconjunto de todo el universo que en principio es observable por nosotros, hay aproximadamente 100 000 millones de galaxias, cada una de ellas típicamente con unos 100 000 millones de estrellas. Es una coincidencia que las cifras sean tan aproximadas. 

Acabamos de introducir un concepto profundo, el de «universo observable», y una observación profunda, la de que en el Campo Ultra Profundo del Hubble hemos observado esencialmente todas las galaxias tipo Vía Láctea que pueden verse en esa dirección. En otras palabras, con el Campo Ultra Profundo del Hubble hemos llegado lo más lejos posible en el recuento de objetos. Para entender estas ideas, tendremos que considerar un universo que evoluciona con el tiempo, como haremos a continuación, pero antes queremos seguir pensando en el universo como una extensión interminable y estática que podemos explorar a voluntad. 

Si pudiéramos congelar el tiempo y recorrer el universo, ¿qué veríamos? Dejemos a un lado la velocidad finita de la luz e imaginemos que alguien, digamos Alicia, pudiera ir a cualquier parte del universo instantáneamente y comunicarse con otra persona instantáneamente. Podemos pensar en las galaxias como señales cósmicas. En principio, podemos darles nombre y saber dónde se encuentran en el universo. Como puede verse en la imagen del Grupo Local de la figura 1.2, esta contabilidad ya se ha hecho localmente. Pero queremos ir a distancias mucho mayores. Supongamos que Alicia se encuentra en una galaxia lejana, a diez mil millones de años luz. Le pedimos que describa el entorno cósmico local en términos generales, como el número y el aspecto general de las otras galaxias cercanas. A continuación, comparamos nuestra descripción desde nuestro hogar en la Vía Láctea con la de Alicia. Encontramos que las descripciones son similares. Aunque habría una gran variedad de galaxias, no importa adónde fuéramos, ni lo lejos que estuviéramos, ni en qué dirección, en promedio el entorno galáctico se parecería mucho al que nos rodea, y las mismas leyes de la física describirían la naturaleza. 

Este es un punto conceptual importante y vale la pena repetirlo porque nos basaremos en él. En este instante, todos los lugares del universo son, a grandes rasgos, similares. Podríamos llamar a alguien cercano a cualquier galaxia lejana y pedirle que describiera las galaxias situadas en una esfera de 25 millones de años luz de diámetro a su alrededor. Comprobaríamos que su descripción general también coincide con la de nuestro vecindario galáctico. La idea de que el universo es en promedio igual en todas partes en un momento determinado se llama «principio cosmológico » de Einstein. Cuando una cantidad es similar en todas partes del espacio, se dice que es homogénea. Así pues, el principio cosmológico dice que el universo es homogéneo cuando se promedia en un volumen suficientemente grande. El principio cosmológico también dice que, en promedio, el universo tiene el mismo aspecto en todas las direcciones. Esta propiedad se denomina isotropía. Significa que, en promedio, la imagen del campo ultraprofundo del Hubble se vería igual independientemente de la dirección en la que apuntáramos con el satélite, siempre que miráramos lejos de objetos cercanos como el plano galáctico. Nuestro universo es homogéneo e isótropo, independientemente del lugar en el que nos encontremos. 

Los conceptos de homogeneidad e isotropía están relacionados, pero son distintos. Por ejemplo, si tu universo fuera un pomelo y vivieras en su centro, dirías que tu cosmología es isótropa (ignorando las membranas que rodean la pulpa), pero como la pulpa está en el centro y la corteza en el exterior, dirías que no es homogénea. Fue necesario un avance conceptual para postular el principio cosmológico. En nuestra vida cotidiana, el cielo dista mucho de ser isótropo: vemos salir y ponerse el Sol, y el sistema solar dista mucho de ser homogéneo, ya que los planetas se sitúan aproximadamente en un plano. Para pensar en el universo, tenemos que alejarnos e imaginar una distribución mucho más simple de la materia a una escala mucho, mucho mayor. 

Hemos completado un viaje relámpago por el universo. Nos hemos alejado a distancias cada vez mayores hasta que, con el campo ultraprofundo del Hubble, nos hemos quedado sin objetos que observar. Para comprender cómo puede suceder esto, tendremos que considerar la evolución del universo en el tiempo, lo que haremos en las secciones siguientes. Aparte de eso, limitándonos a una descripción puramente espacial, nos alejaremos lo suficiente como para imaginar un universo homogéneo congelado en el tiempo y lleno de galaxias, en promedio, como las que nos rodean. En este instante, podemos pensar en el universo como una interminable red tridimensional de Tinkertoys con los centros representando colecciones de galaxias que se parecen en general a las que nos rodean. Por supuesto, las galaxias están distribuidas por todo el espacio y no en una cuadrícula, pero los Tinkertoys nos ayudan a imaginar un sistema de coordenadas para describir el cosmos.