Los secretos de la materia oscura. Parte 3.

Artículo original de Richard Taillet, profesor de Física e investigador. La Geometría del Universo La gravitación es hoy descrita mediante la relatividad general, según la cual las masas (o más exactamente la energía y los flujos de energía) doblan el espacio-tiempo, (en esta desconcertante sencillez se esconden un cierto número de sutilezas). Al contener el Universo una multitud de masas, el espacio tiempo tiene una forma muy irregular. Sin embargo, a escala muy grande, parece que el Universo sea muy homogéneo (un poco como una chapa de metal que puede parecer bastante plana vista de lejos, aunque está totalmente abollada vista de cerca). Podemos entonces plantearnos la cuestión de la geometría global del espacio tiempo. Es una cuestión experimental, que puede ser cortada por observaciones astronómicas. En efecto, la propagación de los rayos de luz es sensible a la curvatura global del espacio tiempo, y la observación de objetos lejanos permite determinarlo. Encontramos entonces que el espacio es llano, es decir que la curvatura global del Universo es ninguna. De modo teórico, resulta que esta curvatura está unida a la densidad total de materia y energía. El tópico del espacio-tiempo permite cifrar con una buena precisión la densidad de masa-energía del Universo: Le corresponden 5'7 átomos de hidrógeno por m³. La densidad que devuelve el espacio llano es llamada densidad crítica, y el Universo tiene pues una densidad igual a la densidad crítica, incluyendo los errores de medición. Entonces, si se contabiliza lo que efectivamente vemos en el Universo, obtenemos una densidad mucho inferior, cerca del 1 % de la densidad crítica: la densidad del Universo es mayor que la que se observa.

Dos cuadros de Vermeer, el astrónomo y el geómetra, pintados el mismo año. El astrónomo siempre fue un geómetra, pero las conexiones se volvieron todavía más importantes en el siglo XX, donde se descubrió que hasta la cosmología era asunto de geometría.© Museo del Louvre, Steadelsches Kunstinstitut, respectivamente. (pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

La nucleosíntesis primordial Una observación fundamental en cosmología es que el Universo se expande. Esto implica que la densidad del Universo era mayor en el pasado que hoy en día. Extrapolando hacia el pasado este aumento de densidad, obtenemos el modelo de Big Bang caliente, según el cual el Universo habría pasado por fases muy calientes y muy densas, su historia podría resumirse en un enfriamiento rápido. En el curso de este enfriamiento, los numerosos fenómenos físicos importantes tuvieron lugar, y aquí señalaremos a sólo dos de ellos. El segundo corresponde a la formación de la radiación del fondo de microondas cósmico y volveremos a él con detalle más adelante. El primero es la condensación de protones y neutrones en núcleos ligeros, llamada nucleosíntesis primordial. Antes de este acontecimiento, la temperatura era bastante alta para que el Universo contuviera muchos fotones de alta energía, capaz de disociar los núcleos atómicos en protones y neutrones. Estos núcleos pudieron formarse por reacciones nucleares entre los protones y los neutrones presentes, pero fueron fotodisociados en seguida. La nucleosíntesis se efectua en el momento en el que la temperatura deviene bastante baja para que la fotodisociación que acabamos de comentar se vuelva ineficaz. Los cálculos indican que la cantidad de diferentes núcleos ligeros así producidos depende sólo de tres parámetros, entre los que los dos primeros parecen ser bien conocidos ahora:

• El tiempo de vida del neutrón, ahora bastante bien medido, (alrededor de 886 segundos en el vacío).
• El número de familias de neutrinos (3 según el modelo estándar de la física de partículas: electrónica, muónica y tauónica).
• El número de fotones por nucléon en el Universo (que queda casi constante después de la recombinación). En efecto, la discusión que precede permite comprender que cuanto más este número es elevado, más importante es el fenómeno de fotodisociación.

En la práctica, la comparación entra la abundancia de los elementos ligeros en el Universo y la abundancia predicha por la cosmología es una prueba de nuestra comprensión de esta última. En efecto, logramos explicar las abundancias por lo menos de 4 elementos (el deuterio, el helio 3, el helio 4 y el litio 7) escogiendo un valor adecuado del solo parámetro desconocido a priori, el número de fotones por nucleón. Finalmente, es una medida de este parámetro la que proporciona la comparación de las abundancias, y encontramos que el Universo contiene 1,64 miles de fotones por nucléon. Entonces, la densidad de fotones en el Universo está extremadamente bien medida. La inmensa mayoría de estos fotones pertenecen al fondo de microondas cósmico que describiremos más adelante, y las mediciones indican una densidad de fotones de 410 foton/cm³. Disponemos pues de la densidad de fotones así como del número de nucleones por fotón. ¡Poniendo los dos últimos valores juntos, podemos deducir de eso la densidad de nucleones en el Universo! Encontramos que la densidad de nucleones tiene un valor cercano al 4.4 % de la densidad crítica. Recordemos que la densidad del Universo es igual a la densidad crítica . . . Por lo que resulta que el 95.6 % de la densidad del Universo está constituida por otra cosa que por nucleones. . . A continuación, la materia que se presenta bajo la forma de materia ordinaria será llamada materia bariónica, para adaptarnos al uso general. La radicación del fondo de microondas cósmico Otro pilar de la cosmología moderna es la radiación del fondo de microondas cósmico. No vamos a volver aquí sobre la historia de su descubrimiento, íntimamente vinculada al de la cosmología. Simplemente anotemos que marca otro acontecimiento importante en la historia del Universo: la recombinación, el nombre utilizado para designar la asociación de los electrones y de los núcleos para formar átomos. El equivalente atómico de la nucleosíntesis, en cierto modo. Antes de este acontecimiento, la temperatura era bastante alta para que el Universo contuviera muchos fotones lo suficientemente energéticos para disociar los átomos en núcleos y electrones. Los átomos podían formarse cuando un electrón encontraba un núcleo presente en los parajes, pero fueron fotodisociados en seguida. La recombinación se efectúa en el momento en el que la temperatura se volvió lo bastante baja para que esta fotodisociación se volviera ineficaz. En este momento, las condiciones de propagación de la luz cambian radicalmente: antes, el medio estaba en forma de plasma, y la luz podía recorrer sólo distancias muy débiles antes de ser absorbida y re-emitida luego en otra dirección; después, el medio está bajo forma neutra y la luz puede entonces propagarse libremente. El Universo ha pasado de un estado de niebla a un estado transparente. La luz liberada en ese instante pudo propagarse libremente y continuamos detectándola. Su longitud de onda ha sido muy desplazada hacia el rojo a causa de la expansión del Universo. Emitido en el rango de los rayos ultravioleta, esta radiación es hoy observable principalmente en el dominio de las microondas. Lo llamamos "radiación del fondo de microondas cósmico", o CMB según el acrónimo anglosajón de "Cosmic Microwave Background" El punto que nos interesa aquí es que esta radiación lleva los rastros del estado del medio en el momento en el que fue emitido. El Universo no era completamente homogéneo en aquel momento: ciertas zonas eran más densas y otras menos. Son las variaciones que luego van a hundirse gravitacionalmente bajo su propio peso, para dar origen a las grandes estructuras que componen el Universo: las galaxias y los cúmulos de galaxias. Tenemos la gran sospecha que estas variaciones han surgido de fluctuaciones de origen cuántico en el Universo primigenio (engendradas en una fase de expansión rápida llamada inflación), cuyas propiedades dependen sólo de magnitudes fundamentales. Analizando las observaciones del CMB con esta, a priori, teoría (fuertemente avalada por varias observaciones), podemos deducir de un modo bastante preciso las características del Universo en el cual vivimos, en un momento en el que ciertos cosmólogos no vacilan en hablar de una entrada en la era de la cosmología de precisión. Es cierto que los resultados son impresionantes: el estudio del CMB permite confirmar la hipótesis de la inflación, medir el índice de expansión del Universo, pero también, entre otras cosas, la densidad de bariones, la densidad de materia oscura y la geometría del Universo. Todos los resultados son compatibles con los otros indicadores que mencionamos anteriormente, a veces con una mayor precisión. Pudiendo resumir estos resultados así:

• El Universo es raso, la densidad total es igual a la densidad crítica.
• Los bariones contribuyen en un 4.4 % a la densidad crítica.
• La materia (materia oscura más la materia), contribuye en un 27 % a esta densidad crítica (esta cifra contiene pues el 4.4 % de bariones).
• La densidad está dominada por un nuevo componente, llamado a veces energía oscura, y que constituye el 73 % de la densidad crítica.

Anotemos sin embargo que la precisión de estos resultados se apoya en algunas teorías, por cierto muy razonables y naturales, pero que futuros experimentos deben verificar, o sobre los resultados que provienen de otros tipos de experimentos, como los relacionados con las galaxias, que proporcionan también información crucial sobre la cosmología.

Distribución en el cielo de la radicación de fondo de microondas cósmico, observada por el satélite WMAP.© Equipo científico WMAP/NASA (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

La formación de las estructuras Las grandes estructuras que componen nuestro Universo derivan del hundimiento gravitacional de las variaciones que tienen las mismas propiedades que las que se miden en el CMB. Comparando los primeros con los segundos, podemos también sacar conclusiones sobre el contenido del Universo. En particular, si se emplea la hipótesis que el Universo está constituido únicamente por la materia visible, nos encontramos entonces que no ha transcurrido bastante tiempo entre la recombinación y hoy dia para que las fluctuaciones del CMB hayan podido hundirse y generar galaxias. Necesariamente hace falta que el Universo contenga otro tipo de materia, que pudo comenzar a hundirse antes de la recombinación y "preparar el terreno", cavando los pozos de potencial gravitacional en los cuales los átomos podrían hundirse. Este otro tipo de materia debe ser eléctricamente neutra (para no interactuar con los fotones, porque éstos impiden el hundimiento de las partículas cargadas), debe ser entonces un nuevo tipo de partícula, no bariónica (ya que todo los bariones conocidos están cargados). Para comprender la formación de las estructuras, hay que suponer que aproximadamente el 30 % de la densidad del universo está hecha de materia oscura. Otros capítulos ya publicados de la serie - Los secretos de la materia oscura. Parte 1 - Los secretos de la materia oscura. Parte 2 - Los secretos de la materia oscura. Parte 4, las galaxias - Los secretos de la materia oscura. Parte 5, las propiedades de la materia oscura. - Los secretos de la materia oscura. Parte 6, los avatares de la materia oscura; Los candidatos. - Los secretos de la materia oscura. Parte 7, la búsqueda de una prueba experimental: Testear los modelos "estándares". - Los secretos de la materia oscura. Parte 8, la búsqueda de una prueba experimental: Detectar la materia oscura. - Los secretos de la materia oscura. Parte 9 y última. Conclusiones. Próximo capítulo: Los avatares de la materia oscura; Las Galaxias. Crédito de las imágenes (toda la serie): O. López-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF. NASA. ESA. S. Allen (IoA Cambridge). W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton). J.A. Tyson (UC Davis). HST. Melanie Johnston-Hollitt. VIRGO/Joerg Colberg. Museo del Louvre, Steadelsches Kunstinstitut. Equipo científico WMAP/NASA. Un Universo por descubrir