Introducción
Alguien se acerca por la oscura ladera de la
montaña.
¿Cuántos son?
No lo sabemos.
Sólo se ve una lucecita que sube y baja por el camino
de tierra, aumentando de brillo.
Nosotros somos cuatro, pero con 17 años de edad
en promedio no nos sentimos muy poderosos, la verdad. A la luz de nuestra
fogata, somos claramente visibles para los visitantes inesperados.
Cada valeroso expedicionario compara el brillo aparente de la lucecita con el de la linterna que lleva en la mano. La comparación da un estimado vaguísimo de la distancia: ¿unos 30 metros?, ¿o quizá 50? Esperamos con la vista clavada en la lucecita que se acerca, se acerca…
Cada valeroso expedicionario compara el brillo aparente de la lucecita con el de la linterna que lleva en la mano. La comparación da un estimado vaguísimo de la distancia: ¿unos 30 metros?, ¿o quizá 50? Esperamos con la vista clavada en la lucecita que se acerca, se acerca…
—Buenas noches
—dicen tres amables lugareños que siguen de largo sin hacernos más
caso.
—Buenas… ¡Qué alivio!
Dime cuánto brillas y te diré a qué distancia estás
Cuando no podemos
acercarnos a un objeto luminoso (¡o no nos atrevemos!), es posible obtener
mucha información analizando su luz. La suposición más sencilla es ésta: si
brilla mucho, está cerca; si brilla poco, está lejos. Pero la cosa no es tan
simple: ¿qué tal si está lejos, pero su brillo intrínseco es
altísimo? La luminosidad aparente de semejante objeto podría
ser mayor que la de otro que está más cerca pero es más tenue, y concluiríamos
erróneamente que el primero es el más cercano. En aquel campamento, y
apremiados por el miedo, nuestros cerebros optaron instintivamente por la
solución simple: suponiendo que la linterna de nuestros visitantes tenía el
mismo brillo intrínseco que las nuestras, lo tenue de la lucecita misteriosa
nos daba una idea de la distancia. Desde luego, todo esto lo hicimos
automáticamente, igual que calculamos sin saber física, cuánto impulso
imprimirles a las piernas para saltar de un lado al otro de un arroyo.
Los astrónomos usan
el mismo método para determinar las distancias más grandes en el Universo —las
que median entre las galaxias— pero lo hacen con más conocimiento que mis
amigos y yo. Pueden medir luminosidades con toda precisión y saben exactamente
cuánto se atenua la luz con la distancia (un mismo objeto al doble de la
distancia se ve cuatro veces más tenue; al triple, nueve veces más tenue y al
cuádruple, 16…). Lo único que necesitan para saber a qué distancia se encuentra
una galaxia es localizar en ella algún objeto cuya luminosidad intrínseca se
conozca: un objeto que sirva como patrón de luminosidad.
La
Alegoría de la caverna
Sócrates: En una caverna subterránea, con una entrada tan grande como la
caverna toda, abierta hacia la luz imagina hombres que se hayan ahí desde que
eran niños, con cepos en el cuello y en las piernas, sin poder moverse ni mirar
en otra dirección sino hacia delante impedidos de volver la cabeza a causa de
las cadenas. Y lejos y en alto, detrás de sus espaldas arde una luz de fuego, y
en el espacio intermedio entre el fuego y los prisioneros, asciende un camino,
a lo largo del cual se levanta un muro, a modo de los reparos colocados entre
los titiriteros y los espectadores, sobre los que ellos exhiben sus
habilidades.
Glaucón: Me lo imagino perfectamente.
Sócrates: Contempla a lo largo del muro hombres que llevan diversos
vasos que sobresalen sobre el nivel del muro, estatuas y otras figuras animales
en piedra o madera y artículos fabricados de todas las especies... ¿crees que
los prisioneros puedan ver alguna otra cosa, de sí mismos y de los otros, sino
la sombra proyectada por el fuego sobre la pared de la caverna que está delante
de ellos? ...¿y también de la misma manera respecto a los objetos llevados a lo
largo del mundo? Y si pudieran hablar entre ellos, ¿no crees que opinarían de
poder hablar de estas [sombras] que ven como si fueran objetos reales
presentes? ...Y cuando uno de ellos fuese liberado, y obligado a alzarse
repentinamente, y girar el cuello y caminar, y mirar hacia la luz... ¿no
sentiría dolor en los ojos, y huiría, volviéndose a las sobras que puede mirar,
y no creería que estas son más claras que los objetos que le hubieran
mostrado?... Y si alguien lo arrastrase a la fuerza por la espesa y ardua
salida y no lo dejase antes de haberlo llevado a la luz del sol, ¿no se
quejaría y se irritaría de ser arrastrado, y después, llevado a la luz y con
los ojos deslumbrados, podría ver siquiera una de las cosas verdaderas?
Glaucón: No, ciertamente, en el primer instante.
Dicen que las obras musicales más difíciles de interpretar
son, por lo general, las más simples. Lo mismo ocurre en el ámbito de la
ciencia: preguntas como "de qué está hecho el universo" evaden
incluso a los físicos más brillantes.
La luz de unas estrellas
que explotaron hace miles de millones de años reveló recientemente que 75% del
Universo está hecho de una forma de energía nunca antes detectada, que produce
repulsión gravitacional y acelera la expansión del Universo. ¿Qué será?
Lo que está escrito en el cielo
Usando el primer patrón de
luminosidad que sirvió para medir distancias intergalácticas —las estrellas de
brillo variable conocidas como cefeidas— el astrónomo estadounidense
Edwin Hubble calculó en 1929 las distancias de alrededor de 90 “nebulosas
espirales”, como se llamaba en esa época a lo que hoy conocemos como galaxias.
Luego comparó sus datos con los estudios de velocidad de las galaxias, que
habían hecho otros astrónomos.
Resulta que la luz de una galaxia
también puede decirnos a qué velocidad se acerca o se aleja de nosotros. Una
moto que pasa suena más agudo cuando viene y más grave cuando se va. Por una
razón parecida, la luz de una galaxia se ve más roja cuando ésta se aleja y más
azul cuando se acerca. El grado de enrojecimiento de la luz de una galaxia
debido a la velocidad con que se aleja se llama corrimiento
al rojo, y se
puede medir con precisión. Los astrónomos de principios del siglo XX esperaban
encontrar la misma proporción de nebulosas espirales con corrimiento al rojo
(que se alejan) que con corrimiento al azul (que se acercan). En vez de eso
descubrieron que todas (menos las más cercanas) presentan corrimiento al rojo.
Es decir, todas las galaxias se están alejando entre sí.
Desarrollo
Cuando, en 1929, Hubble comparó
los datos de corrimiento al rojo con los de distancia, se llevó el susto de su
vida: los datos se acomodaban en una bonita recta (bueno, más o menos), lo cual
indica que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja y que la
relación entre distancia y velocidad es una simple proporcionalidad directa:
una galaxia al doble de la distancia se aleja al doble de la velocidad, una al
triple, al triple… Ésta es la llamada ley de Hubble, y se interpreta como signo de
que el Universo se está expandiendo.
El descubrimiento de Hubble
condujo al poco tiempo a la teoría del Big Bang del origen del Universo. Si las
galaxias se están separando, en el pasado estaban más juntas. En un pasado
suficientemente remoto estaban concentradas en una región muy pequeña y muy
caliente —y no eran galaxias, sino una mezcla increíblemente densa de materia y
energía—. Hoy en día la huella de esas densidades y temperaturas aún debería
estar rondando por el cosmos, pero ya muy diluida, en forma de una radiación
muy tenue distribuida por todo el espacio. En 1965, Arno Penzias y Robert
Wilson, dos físicos que estaban probando una antena de comunicación satelital,
detectaron un ruidito persistente que no podían explicar. Éste resultó ser el
rastro del violento origen del Universo. Hoy se llama radiación
de fondo, y sirvió para convencer a casi todo el mundo de la teoría
del Big Bang.
Poco o mucho
Una de las predicciones más
importantes del modelo inflacionario atañe a la geometría del espacio. Caben
tres posibilidades. Si el espacio es plano (¡cuidado!: no quiere decir que
sea de dos dimensiones, sino sólo que satisface los postulados de la geometría
euclidiana, llamada también geometría plana), los ángulos de un triángulo
trazado entre cualesquiera tres puntos sumarán 180 grados.
Esto es lo que todo el mundo
hubiera esperado antes de 1916, cuando Albert Einstein publicó la teoría
general de la relatividad, que es la que usan los cosmólogos para describir la
forma global del Universo. Esta teoría permite otras dos posibilidades
insólitas: si el espacio tiene curvatura positiva, como
una esfera, los ángulos de un triángulo suman más de 180 grados, si tiene curvatura
negativa, como una silla de montar, menos. Todo depende de qué tan
fuerte jale la fuerza de gravedad total del Universo, o en otras palabras, de
cuánta materia y energía contenga éste en total:
1. poca materia y energía = curvatura negativa
2. ni mucha ni poca = geometría plana
3. mucha = curvatura positiva
El asunto es importante porque de
la cantidad de materia y energía (más precisamente, de su densidad total)
dependía también que el Universo siguiera expandiéndose para siempre (casos 1 y
2) o bien que un día la expansión se detuviera y se invirtiera (caso 3), como
una piedra que se lanza hacia arriba y que empieza a bajar al llegar a cierta
altura. Y por la misma razón que la piedra: la atracción gravitacional de toda
la materia y energía del Universo.
Si bien las observaciones
indicaban que había tan poca materia que el Universo debía tener curvatura
negativa, la teoría —el modelo inflacionario que tanto les gustaba a los
cosmólogos— exigía que el cosmos fuera de geometría plana.
De una cosa no cabía la menor
duda: en cualquiera de los tres casos, la fuerza de gravedad —una fuerza de
atracción, que tira hacia dentro, digamos— frenaba la expansión del Universo.
Grandes explosiones, tenues lucecitas
El 15 de octubre de 1998 el
telescopio Keck II, situado en la cima del volcán Kilauea, en Hawai,
escudriñaba un retazo de cielo en el área de la constelación de Pegaso. Hacía
unas semanas, los científicos del Proyecto de Cosmología con Supernovas (Supernova
Cosmology Project), dirigido
por Saul Perlmutter, habían tomado fotos de las galaxias de la misma región
como referencia. Al comparar las nuevas imágenes con las de referencia, vieron
que en una galaxia había aparecido un punto brillante. Era una supernova, una estrella que hizo explosión
—justo lo que estaban buscando—. La llamaron Albinoni, como el compositor
italiano del siglo XVIII (Perlmutter toca el violín).
El Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto Corrimiento al
Rojo(High-z Supernova Search
Team), dirigido por el astrónomo Brian Schmidt, se dedica a buscar
supernovas de este tipo por todo el cielo. Las supernovas Ia son muy intensas,
lo que permite verlas desde muy lejos, y alcanzan todas aproximadamente el
mismo brillo intrínseco, por lo que son excelentes patrones de luminosidad. Hoy
en día, las supernovas Ia son el patrón más usado para determinar distancias a
galaxias muy lejanas. Los dos equipos de cosmología con supernovas comparan la
distancia de las supernovas Ia que descubren con el corrimiento al rojo de sus
galaxias para estudiar el pasado de la expansión del Universo.
Expansión acelerada
En astronomía, mirar lejos es
mirar al pasado. La luz, viajando a 300 mil kilómetros por segundo, tarda
cierto tiempo en llegar a la Tierra desde sus fuentes: ocho minutos desde el
Sol, unas horas desde Plutón, unos años desde las estrellas más cercanas, 30
mil años desde el centro de nuestra galaxia y muchos miles de millones de años
desde las galaxias más lejanas. La luz de Albinoni y su galaxia, por ejemplo,
llegó al espejo del telescopio Keck II 10 mil millones de años después de
producirse la explosión.
El corrimiento al rojo de las
galaxias lejanas se debe a que la expansión del Universo “estira” (es un decir)
su luz. Comparándolo con la distancia a la que se encuentra la galaxia se
obtiene información acerca del ritmo de expansión del Universo en épocas
remotas.
Para 1998, los equipos de Schmidt
y Perlmutter habían estudiado unas 40 supernovas que explotaron entre 4 000 y 7
000 millones de años atrás. Estos datos les bastaron para convencerse de que
algo andaba mal con la cosmología del Big Bang.
El lado oscuro
La cosa tiene implicaciones, por
ejemplo, en la edad del Universo. Ésta se calculaba suponiendo que la gravedad
frenaba la expansión. Si en vez de frenarse, se acelera, el cálculo cambia y el
Universo resulta más antiguo.
Pero la implicación más tremenda
del Universo acelerado tiene que ver con el asunto de la gravedad. Ésta es una
fuerza de atracción y, en efecto, tiende a frenar la expansión del Universo.
Entonces, ¿quién demonios la está acelerando?
En las ciencias, como en la vida,
las cosas tienen muchas facetas. El efecto de aceleración del Universo nos pone
ante un problema —el de buscar al responsable— pero al mismo tiempo resuelve
otro. Porque el efecto de aceleración cósmica requiere energía en cantidades…
ejém… cósmicas, de modo que hay más energía en el Universo de la que habíamos
visto hasta hoy. Entonces podemos reconciliar por fin el modelo inflacionario
con las observaciones. Aunque no sepamos qué es, esta nueva energía
oscura (como
la han llamado los cosmólogos, pero no porque sea maligna, sino porque no se
ve) añadida a los recuentos anteriores de materia y energía, completa la
cantidad necesaria para que el Universo sea de geometría plana, como exige el
modelo inflacionario.
Pero, ¿qué es la energía oscura?
Dos posibilidades
O por lo menos, ¿qué podría ser?
Antes de 1929 todo el mundo creía
que el Universo era estático. Cuando la teoría general de la relatividad mostró
que no podía ser así, Einstein añadió a sus ecuaciones un término que
representaba una especie de fuerza de repulsión gravitacional y que tenía el
efecto de mantener quieto al Universo. Le llamó constante
cosmológica. Cuando Hubble descubrió la expansión del Universo,
Einstein retiró la constante cosmológica con cierto alivio. Pero su extraña
creación reapareció, por ejemplo, en el modelo inflacionario del Big
Bang, y ahora
podría ser el origen de la fuerza de repulsión que le está ganando la partida a
la atracción gravitacional.
La constante cosmológica es una
propiedad intrínseca del espacio, es decir, el espacio simplemente es así y se
acabó. Imagínate que quieres conocer el silencio absoluto. Apagas todas las
fuentes de ruido que hay en tu cuarto, cierras rendijas, te tapas los oídos y
metes la cabeza debajo de la almohada. Con todo, tus oídos siguen percibiendo
una señal (prueba y verás, o más bien, oirás). Una cosa similar pasaría con el
espacio si existe la constante cosmológica. Si quisieras sacar toda la energía
de una región, tendrías que extraer toda la materia, aislarla de fuentes de
energía externas, eliminar todos los campos (eléctricos, magnéticos,
gravitacionales). Pese a todos tus esfuerzos, quedaría en esa región una
energía irreducible, inseparable del espacio como el huevo es inseparable de la
mayonesa. Esa energía es la constante cosmológica y podría ser la explicación
de la energía oscura.
Conclusión
Pero
esto puede cambiar. El Gran Colisionador de Hadrones en el CERN, el acelerador
europeo de partículas localizado en la frontera franco-suiza, vuelve a
funcionar tras una pausa por mantenimiento y modernización de dos años.
Ahora
las partículas se chocarán al doble de energía de la que la estaba disponible
en los gloriosos días del descubrimiento del bosón de Higgs.
Se
anticipa -o se espera- que el aumento de su potencia permita finalmente revelar
la identidad de la "materia oscura", una entidad invisible pero
crítica que conforma alrededor de un cuarto del universo.
Cuando ocurre lo que no debería
La
materia oscura apareció en el radar de la mayoría de los científicos en 1974,
gracias a las observaciones de la astrónoma estadounidense Vera Rubin, quien
notó que las estrellas que orbitan alrededor de los agujeros negros en el
centro de las galaxias en espiral como la nuestra lo hacen a la misma
velocidad, independientemente de la distancia a la que se encuentran del
centro.
Esto no
debería ocurrir, y no pasa aparentemente en sistemas comparables como nuestro
Sistema Solar, en el que la velocidad de los planetas atrapados por la gravedad
de la órbita solar se ralentiza cuanto más lejos se encuentran de la estrella.
Neptuno,
por ejemplo, demora 165 años terrestres en dar una vuelta al Sol.
Esto es
lo que nuestro entendimiento de la gravedad nos dice que debería ocurrir.
Las
estrellas observadas por Rubin moviéndose a la misma velocidad fueron una
sorpresa: tenía que haber algo más allí -que provea más gravedad- de lo que
podemos ver. Materia oscura.
La
materia oscura, entonces, es un término genérico para eso (materia) que debe
estar allí, pero que no podemos ver (oscura). Pero los científicos, realmente,
no saben qué es.
Esto no
quiere decir que no se haya progresado en el tema. Se cree ahora que la materia
oscura no es sencillamente materia ordinaria formada por gas y polvo de
estrellas muertas que es oscura sólo porque no brilla.
Hay un
consenso en que es un miasma (aún no identificado) de partículas fundamentales
como los quarks y los gluones que conforman los átomos con los que estamos mucho
más familiarizados.
Estas partículas "oscuras" fundamentales se conocen
como WIMP, siglas en inglés de Weakly Interacting Massive Particles, que en
español podría traducirse comoPartículas
Masivas que Interactúan Débilmente.
Este
acrónimo, como el término "materia oscura", es una descripción de
cómo estas criaturas teóricas se comportan más que una definición de lo que
son.
Lo de la interacción débil se refiere a que no tienen mucho que
ver con la materia ordinaria.
Como la
atraviesa, es muy difícil detectarla, ya que la materia ordinaria es todo lo
que tenemos para hacerlo.
Lo de masivas significa simplemente que tienen masa. No tiene
nada que ver con su tamaño.
Y, partículas, a
falta de una mejor definición significa cosa.
Oscura y también fría
Recapitulando,
la materia oscura es una forma fundamental de partículas con características
Wimp.
En
teoría, estos WIMPS pueden ser una serie enorme de cosas, pero el trabajo de
Carlos Frenk, profesor de la Universidad de Durham, en Reino Unido, restringió
el rango de búsqueda.
En los
años 80, Frenk y sus colegas anunciaron que la materia oscura debía ser del
tipo Wimp, y que además, tenía que ser "fría".
En su
momento fue una propuesta controvertida. Pero, recientemente, Frenk añadió
modelos computarizados a esta teoría, creando universos.
"Es
un proceso simple", dice. "Lo único que necesitas es gravedad y
asumir una pocas cuestiones básicas".
Dos son
clave. Una es que la materia oscura es de la variedad WIMP y que es fría.
Los
universos que surgen de su computadora son indistinguibles del nuestro, lo cual
apoya la teoría de la materia oscura fría.
Y,
porque es parte de la simulación, puede hacerse visible.
La
revelación de lo invisible. "Casi puedes tocarla", dice entusiasmado
Frenk.
El problema es el "casi".
El hecho es que no puedes tocarla, y por eso encontrarla "en el
ambiente" ha sido, hasta la fecha, imposible. Aun así, debe estar allí y
debe ser una partícula fundamental. Y ahí es donde entra en juego el Gran
Colisionador de Hadrones (GCH).
Lo que ocurren en el GCH es que los
protones son lanzados dentro de un tubo de 27 Kilómetros de largo en
direcciones opuestas.
Una vez que se aceleraron a casi la
velocidad de la luz, colisionan unos con otros.
Esto da lugar a dos cosas. Primero,
hace que los protones se desintegren, revelando quarks, gluones, bosones de
gauge y otras partículas fundamentales de la materia atómica.
Hay 17 partículas en el modelo
estándar de partículas físicas y todas ellas fueron detectadas en el GCH.
Segundo, las colisiones pueden
producir otras partículas más pesadas. Cuando lo hacen, los detectores del GCH
las registran.
Dave Charlton profesor de la
Universidad de Birmingham está a cargo de uno de esos detectores.
"A veces se producen partículas
mucho más masivas. Estas son las que estamos buscando".
Charlton -y todos los demás en el
CERN- las buscan porque podrían ser las partículas que son la materia oscura.
Recreando el Big Bang
Todo suena altamente improbable -la
idea de que la materia ordinaria produce materia que no puedes ver o detectar
con la materia que la hizo- pero tiene sentido en términos del concepto del Big
Bang.
Si la materia oscura existe, se
habría producido durante el Big Bang como todo lo demás.
Y para ver qué se produjo en el Big
Bang, hace falta recrear sus condiciones, y el único lugar en que puedes crear
condiciones bastante similares es en el punto de colisión del GCH.
Cuanto más veloz la colisión, más
cerca estamos de la temperatura del Big Bang.
Todo entonces hace pensar que la
materia oscura puede llegar a producirse en un acelerador de partículas cono el
GCH.
Es más, hay una teoría matemática que
predice que los 17 constituyentes del modelo estándar están apareados con otras
17 partículas.
Esto se basa en el principio de la
llamada "supersimetría".
John Ellis, físico teórico del Kings
College, en Londres, quien trabaja en el CERN, es un apasionado de la
supersimetría.
Ellis espera que algunas de estas
(todavía teóricas) partículas supersimétricas aparezcan pronto.
"Esperábamos que aparecieran la
primera vez en el GCH, pero no lo hicieron", confiesa.
Lo que eso significa, dice, es que
las partículas supersimétricas deben ser más pesadas de lo pensado y sólo
aparecerán con más energía de la que había disponible hasta ahora.
Dedos cruzados
En la segunda ronda del GCH, las
colisiones se harán al doble de potencia, por eso Ellis tiene la esperanza de
que esta vez aparezcan.
Si lo hacen, finalmente se habrá
resuelto el problema de la materia oscura, junto con otras anomalías en el
modelo estándar de física.
Pero si, como la vez pasada, la
supersimetría no aparece, físicos y astrofísicos tendrán que pensar otras ideas
sobre de qué está hecho el universo.
"Puede que tengamos que
rascarnos la cabeza y empezar de nuevo", admite Ellis.
Referencias:
La República. Platón. Libro VII, 1-3, 513-18. Trad. De R.
Mondolfo
El lado
oscuro del Universo Sergio de Régules
¿Qué es la
materia oscura y para qué sirve? Peter Leonard BBC
