Tras el Big Bang

Del origen al final del Universo

Alberto Fernández Soto

• Editorial: Shackleton Books
• Año: 2020
• ISBN:
  9788418139208
• Categoría: Physical Sciences
• Categoría: Cosmology

Mientras que la mayor parte de los científicos pueden realizar experimentos para poner a prueba sus teorías, el astrónomo ha de limitarse a observar el cielo y confiar en encontrar en él pistas para poder entender los fenómenos que detecta. La cosmología es un caso aún más extremo: una de sus principales tareas, la de entender el origen del universo, no es directamente observable, con lo que su labor se parece a la de un investigador forense, que debe averiguar las respuestas a partir de las pistas que encuentre en la escena del crimen. Por fortuna, el ingenio de varias generaciones de astrónomos ha logrado descubrir y organizar muchas de esas pistas, hasta construir un caso que puede superar la revisión del juez más severo. En este libro seguiremos esas pistas para acercarnos al origen del universo, y seremos testigos de decenios de descubrimientos astronómicos guiados por la pericia de sus descubridores y los avances de la tecnología en cada época: de la expansión del universo en 1929 a la distribución a gran escala de las galaxias en 2005, pasando por el fondo cósmico de microondas en 1965. Y, una vez que el origen del universo sea algo que nos resulte familiar, miraremos hacia el extremo contrario para preguntarnos ¿cómo acabará todo?

Unos extraños pobladores

Uno de los resultados que obtenemos al estudiar el modelo cosmológico en detalle es un listado de sus diferentes componentes. Ya hemos explicado que la geometría del universo depende de modo directo de su densidad de materia-energía, y hemos hablado de cómo ambas han ido evolucionando desde el momento de la gran explosión. En este capítulo hablaremos de las dos en más detalle, y también de cómo otras entidades han ido apareciendo y llenando el catálogo de componentes del universo.

Materia y energía

La inmensa mayoría de la materia que nos rodea se compone de un grupo muy limitado de partículas: protones y neutrones en los núcleos atómicos y electrones girando a su alrededor. Si pensamos en las verdaderas partículas elementales, los protones y los neutrones están en realidad formados por combinaciones de dos tipos de quark: los up (‘arriba’) y down (‘abajo’). Por supuesto que sabemos que en realidad hay muchas otras partículas, y de hecho los físicos las observan de modo rutinario en sus experimentos:

• Otros cuatro tipos de quarks: strange y charm (‘extraño’ y ‘encanto’), top y bottom (‘cima’ y ‘fondo’). Todos los quarks tienen la curiosa propiedad de poseer cargas eléctricas que corresponden a fracciones de electrón (+²/₃ y –¹/₃ respectivamente para el up y down, por ejemplo). Sus nombres peculiares son solo fruto de la imaginación de los físicos que hipotetizaron su existencia.
• Dos partículas cargadas negativamente, similares al electrón pero más pesadas: muón y tau.
• Tres neutrinos diferentes, cada uno de ellos asociados al electrón, al muón y al tau. Son partículas de masa muy baja (pero no nula) y sin carga eléctrica. Son extremadamente esquivas y difíciles de detectar, pero muy importantes en astronomía, ya que muchas de las reacciones nucleares que se dan en los interiores estelares y en fenómenos catastróficos (como las explosiones de supernova) emiten grandes cantidades de energía en forma de neutrinos.

Partículas elementales

QUARKS	up ('arriba')	stange ('extraño')	top ('cima')
	down ('abajo')	charm ('encanto')	bottom ('fondo')
LEPTONES	electrón (e-)	muón (μ-)	tau (τ-)
	neutrino electrónico νe	neutrino del muón νμ	neutrino del tau ντ

El electrón, el muón y el tau, junto con sus neutrinos asociados, se conocen en conjunto como «leptones». Además, todas y cada una de estas partículas tienen asociadas sus respectivas antipartículas, que son idénticas a ellas, pero con carga eléctrica invertida: es la antimateria. Así, el positrón es la antipartícula del electrón, con idéntica masa, pero carga positiva, y lo mismo ocurre de forma análoga con todas las demás.³³ En principio se podrían utilizar las antipartículas para crear «antiátomos», que serían prácticamente idénticos a los átomos que vemos habitualmente, pero con un importante límite: si una partícula se encuentra con su antipartícula, ambas se extinguen al instante, lo que genera un chispazo de energía. Es posible crear antimateria en los laboratorios, y de hecho se hace de forma casi rutinaria en grandes centros de experimentos como el CERN (Centro Europeo de Investigación Nuclear), en Ginebra. Pero, en cambio, es extremadamente difícil almacenarla, precisamente porque es muy difícil que una antipartícula (por ejemplo, un positrón) no se encuentre en ningún momento cerca de su partícula asociada. Durante algún tiempo se especuló con la posibilidad de que en el universo pudiera haber zonas en las que la antimateria fuera dominante, y ocupara el papel que en nuestro rincón ocupa la materia usual. Esta conjetura está motivada porque, si materia y antimateria fueran perfectamente simétricas, uno esperaría encontrar la misma cantidad de ambas. Si el universo que observamos a nuestro alrededor contiene prácticamente solo materia, ¿dónde estaría toda la antimateria correspondiente? Hoy entendemos que, en efecto, la materia domina por completo nuestro universo. Si existieran zonas dominadas por antimateria, necesariamente habría una región de frontera en la que ambas se tocaran. Incluso aunque esa zona correspondiera a un vacío cósmico y la materia allí estuviera extremadamente rarificada, los fuegos artificiales que se generarían en la zona de contacto podrían verse desde cualquier extremo del universo. Pensamos que hay otra explicación a la pregunta de por qué nuestro universo contiene materia, y la explicaremos más adelante. Además de todas las partículas que hemos descrito, existen otras que, desde el punto de vista de la física fundamental, se caracterizan por ser las portadoras de las diferentes interacciones que las demás sienten. El fotón, la «partícula de luz», es la partícula sin masa que transporta la interacción electromagnética. Los bosones W y Z son los portadores de la interacción nuclear débil, responsable de algunas desintegraciones nucleares. La fuerza que mantiene unidos a los quarks y los núcleos, la que llamamos «interacción nuclear fuerte», es portada por ocho tipos diferentes de partículas denominadas «gluones». Finalmente, la gravedad, cuando se la trata de modo cuántico para que responda al mismo tipo de análisis que el resto de las interacciones, prevé la existencia de partículas portadoras llamadas «gravitones», que no han sido detectadas.Todas las partículas que hemos descrito conforman lo que se conoce como modelo estándar de la física de partículas, un modelo extremadamente bien establecido y que representa una de las teorías más exitosas de la física. Este modelo ha sido completado de forma definitiva en una fecha tan reciente como 2012 con el anuncio por parte del CERN del descubrimiento del bosón de Higgs, la partícula (hasta ese momento exclusivamente teórica) cuya misión dentro del modelo es explicar el origen de la masa de todas las demás. Además, el bosón de Higgs desempeña un papel particular en la cosmología. La teoría supone que en las fases más tempranas del universo el campo cuántico asociado al bosón de Higgs atravesó un cambio de fase que provocó una ruptura de simetría. En ese momento se produjo la interacción que dotó de masa a las partículas, y en algunas versiones este proceso provocó, además, una cascada de energía que pudo dar lugar a la inflación cósmica. No obstante, existen versiones de la inflación que no están asociadas al bosón de Higgs, sino que explotan otros campos cuánticos que podrían haber realizado el mismo papel.

A mitad de camino, los neutrinos

A pesar de la mencionada dificultad de detectar y estudiar los neutrinos, hay una importante relación de la física de neutrinos con la astronomía, ya que pueden utilizarse como portadores cósmicos de información que se comportan de un modo totalmente diferente y llevan también información distinta de la que se puede obtener utilizando la luz. Los primeros neutrinos que provenían inequívocamente de una fuente celeste fueron los neutrinos solares detectados en 1968 en un experimento dirigido por Raymond Davis Jr. y John Bahcall en Dakota del Sur (Estados Unidos).

Desde entonces se han instalado detectores de neutrinos en minas subterráneas, otros se han escondido en el fondo del mar, y algunos incluso se han enterrado bajo un kilómetro de hielo en el Polo Sur. ¿Por qué? Pues porque los neutrinos pueden atravesar sin problemas enormes volúmenes de material sólido (la mayor parte de ellos atraviesan toda la Tierra sin inmutarse). Por tanto, al esconder los detectores no se pierde eficiencia para la detección, pero se evitan ingentes cantidades de ruidos y falsas señales que podrían excitar los detectores por causa de cualquier otro tipo de partícula o radiación. La primera generación de detectores utilizó enormes tanques llenos de líquido que se enterraban en minas profundas, como se hizo con el detector de Sudbury en Canadá (operativo entre 1999 y 2006, y situado a 2100 metros de profundidad) o el de Kamioka en Japón (operativo, en diversas formas, desde 1983 hasta nuestros días). La generación actual hace uso de agua o hielo como medio donde generar la señal, por lo que se colocan grandes redes de detectores en el fondo marino (como el telescopio Antares, en el Mediterráneo) o en los hielos del Polo Sur (como el telescopio IceCube, que ocupa un kilómetro cúbico de volumen bajo el hielo de la estación polar antártica).

Después de más de cincuenta años de la detección de los primeros neutrinos solares, la astronomía de neutrinos aún sigue dando sus primeros pasos; algunos de ellos empiezan a ser sólidos, como la detección de los primeros neutrinos procedentes de una explosión de supernova en el año 1987. Hoy en día, una buena parte del esfuerzo de esta comunidad se dedica a la detección de neutrinos de muy alta energía, cuyo origen todavía se desconoce. Trabajos recientes indican que algunos de ellos podrían identificarse con cuásares cercanos, y quizás con fenómenos explosivos muy energéticos, como supernovas y explosiones de rayos gamma.

La astronomía de neutrinos ha empezado a captar neutrinos de muy alta energía que proceden, posiblemente, del estallido de una supernova.

Dado que la materia es casi perfectamente transparente para los neutrinos, existe otra aplicación de los neutrinos a la cosmología que podría representar un avance radical en nuestro conocimiento. Por desgracia, ni siquiera a largo plazo existe la posibilidad, por el momento, de que se pueda encontrar un modo práctico de explotarla. El estado en que la materia se creó en el momento de la gran explosión era tan denso y caliente que incluso los neutrinos se encontraban atrapados, exactamente igual que los fotones. Pero mientras que estos últimos tardaron 380 000 años en desacoplarse de la materia cuando la temperatura fue lo suficientemente baja, los neutrinos estuvieron atrapados solo durante un segundo. Por tanto, a nuestro alrededor existe un fondo de neutrinos de baja energía que nos atraviesan y que vienen de todas las direcciones a la vez. Si pudiéramos detectarlo y estudiarlo con herramientas similares a las que utilizamos para el fondo cósmico de microondas, podríamos fotografiar y analizar el estado del universo tan solo un segundo después del big bang. Pero para explorarlo habrá que esperar un avance radical en nuestras habilidades...

Los vecinos recién llegados:
ondas gravitacionales

En febrero de 2016 científicos del proyecto LIGO (Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory) anunciaron el descubrimiento de una nueva componente del universo, una que había sido prevista por Albert Einstein (y otros científicos) como consecuencia directa de las ecuaciones que describían la gravedad en el seno de la relatividad general. La idea, explicada en términos simples, es que si el espacio-tiempo se puede deformar a causa de la distribución de materia y energía, más o menos como lo hace una lámina de goma sobre la que se sitúan masas diferentes, también podría haber deformaciones que viajen por él a modo de ondas; de nuevo, tal y como ocurre en una cuerda elástica en una dimensión, en la superficie del agua en dos dimensiones, o como viajan las ondas de sonido por el aire en tres dimensiones. Estas ondas gravitacionales se moverían en el espacio-tiempo a la velocidad de la luz y se observarían como una deformación pasajera de todos los objetos a su paso (de hecho, lo que se deforma es el propio espacio y el tiempo, el marco de referencia en que los objetos están fijos). Ya en 1960 se iniciaron una serie de experimentos pioneros, dirigidos por el físico estadounidense Joseph Weber y orientados a detectar señales del paso de estas ondas. Hoy sabemos que eran esfuerzos destinados al fracaso porque su sistema no tenía la sensibilidad necesaria, pero prepararon el camino para una segunda generación de instrumentos. Estos nuevos detectores (en cuyo desarrollo destacó el empeño de Reiner Weiss, Kip Thorne y Ronald Drever) consiguen medir con enorme precisión la distancia recorrida por dos haces láser que trazan trayectorias perpendiculares. El uso de interferometría permite medir dichas distancias, del orden de varios kilómetros, con una precisión comparable al tamaño de un núcleo atómico. Es difícil visualizar la escala de precisión de la que estamos hablando, pero por ejemplo, nos permitiría medir la distancia desde el Sol hasta la siguiente estrella más cercana (el grupo de Alfa Centauri) con la precisión del grosor de un cabello. Además, para completar la fiabilidad de la detección se utilizan detectores idénticos situados en diferentes lugares del planeta, lo que permite evitar señales espurias y triangular, al menos aproximadamente, la procedencia de la señal. En el caso de LIGO, responsable de la primera detección, dos de los detectores se encuentran en Estados Unidos, uno en el estado de Luisiana y otro en el de Washington. Otros similares, pero que aún no han alcanzado el mismo nivel de sensibilidad, están instalados en Pisa (el detector europeo VIRGO) y Hannover (el angloalemán GEO600), y otros más, aún en desarrollo, están en Japón (KAGRA) y la India (LIGO-India). Además, uno de los proyectos más ambiciosos implica la instalación de uno de estos observatorios en el espacio: la misión europea eLISA, cuyo lanzamiento está previsto para el año 2034.

¿Por qué es interesante detectar y analizar las ondas gravitacionales? El mejor ejemplo para entenderlo quizás sea, precisamente, la primera señal que se recibió y que los científicos de LIGO presentaron en febrero de 2016. Las ondas que se detectaron procedían del proceso de fusión de dos agujeros negros, cada uno de ellos con una masa aproximada 30 veces superior a la del Sol. Dos objetos de este tipo giran uno alrededor del otro mientras lentamente van perdiendo energía debido a la radiación de ondas gravitacionales, lo que los hace acercarse y perder energía a un ritmo superior. Este fenómeno provoca una espiral de caída cada vez más rápida, de modo que en su última fase (que dura tan solo unas décimas de segundo) se produce una enorme explosión gravitatoria que transforma aproximadamente 5 masas solares en energía pura (según la fórmula de Einstein E =Mc²) y deforma el espacio a su alrededor, viajando a la velocidad de la luz. La detección de este fenómeno por LIGO consiguió toda una serie de «primeras veces» de un solo golpe: no existía evidencia de que existieran agujeros negros binarios de masas similares a esas, nunca se había detectado directamente el proceso de fusión de dos agujeros negros, y es además muy posible que la emisión de luz (visible, ondas de radio, rayos X y gamma...) que se produce en este tipo de eventos sea totalmente absorbida por el agujero negro resultante de la fusión, lo que hará que sean indetectables para los telescopios «normales».

Las primeras ondas gravitacionales que se detectaron en febrero de 2016 procedían de la fusión de dos agujeros negros.

Cuando en el futuro mejore la sensibilidad de los detectores de ondas gravitacionales y se amplíe el rango de frecuencias que pueden observar, también será posible escuchar el fondo cósmico de ondas gravitacionales que, de forma análoga al de microondas y el de neutrinos, ha de permear todo el universo y rodearnos por todas direcciones. La posible detección de una prueba indirecta de la existencia de este fondo fue anunciada en 2014 por el grupo responsable del experimento BICEP2 (un detector de microondas situado en el Polo Sur). Aparentemente, BICEP2 habría detectado que la señal del fondo cósmico de microondas estaba polarizada³⁴ de una manera que solo se podría entender si estaba relacionada con la interacción con ondas gravitacionales durante la fase inflacionaria del universo. Por desgracia, poco después se anunció que era muy posible que los observadores hubieran errado en el cálculo de la significatividad de su señal, comparada con el ruido de fondo. No obstante, es más que probable que futuros experimentos que sigan esta línea puedan llegar a detectar la señal, lo cual nos daría pistas sobre la inflación cósmica, la naturaleza cuántica de las inhomogeneidades en el fondo cósmico de microondas, y la presencia de ondas gravitacionales en el universo primordial: ¡no estaría nada mal para una única observación!

La exótica materia oscura

A principios de la década de 1930 un astrónomo suizo residente en Estados Unidos estudiaba las galaxias del cúmulo de Coma a fin de entender en detalle la forma en que se movían y cómo el propio cúmulo podía mantenerse estable sin colapsar ni disgregarse. Se llamaba Fritz Zwicky y fue uno de los científicos más originales del siglo xx, responsable de ideas tan variadas y tan geniales como la existencia de supernovas y estrellas de neutrones, la posibilidad de observar lentes gravitacionales y nuestro objetivo en esta sección: el descubrimie...