Resumen: ¿Cómo empezó el universo y cómo acabará? Y quizás, lo más importante, ¿cómo podemos saberlo? El redactor de la revista Science, Charles Seife, ha hecho una compilación de todas estas cuestiones en su nuevo libro, Alpha y Omega. En esta segunda parte de la entrevista para Astrobiology Magazine, Seife nos habla sobre los hallazgos de los cosmólogos.|

Charles Seife, autor de Alfa y Omega and Zero: La Biografía de una Idea Peligrosa. Matemáticas en Princeton y Yale, Escuela de Periodismo de Columbia, redactor para la revista Science Crédito: Seife

Viene de: Parte I

Astrobiology Magazine ha tenido la oportunidad de charlar sobre “cómo empezó el universo y como acabará” con el escritor de artículos para la revista Science, Charles Seife. Seife es el autor de un nuevo libro Alfa y Omega, que describe cómo los cosmólogos de hoy en día están tratando de responder estas antiguas preguntas. Seife ha escrito previamente sobre el génesis cultural y matemático del número 'cero'. Sus últimas incursiones en cosmología aportan un entusiasmo característico a esta notable rama de la ciencia inmersa en plena revolución.

Alfa y Omega se cuestiona: ¿Cómo empezó el universo y cómo acabará? y ¿cómo podemos saberlo?

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Las estrella variables Cefeidas (como esta en la Galaxia M100) varían su brillo a lo largo del tiempo. Crédito de la imagen: Weber State University/Bradley W. Carro

Astrobiology Magazine (AM): Qué porcentaje de Alfa y Omega trata de hacer encajar el universo con los datos y mediciones humanas, y qué propuestas se presentan para detectar la exótica materia oscura, y partes invisibles del espectro lumínico para explicar por qué el universo tiene el aspecto que actualmente presenta? Por ejemplo, hay un largo debate iniciado por Da Vinci que trata de probar que el propio Sol no tiene en realidad el tamaño que vemos, tal y como escribió aprovechando el ventajoso punto de vista que da ser un pintor que pasó una vida entera estudiando la perspectiva. Pero eso sería algo obvio para un niño de hoy en día, o para cualquiera que contemplase un caballo agrandándose aparentemente a medida que se acerca desde el horizonte. Pero esta no es su época. Podemos comparar a los astrónomos modernos con una versión de la perspectiva de los pintores, enfrentados con la creación de nuevas dimensiones partiendo de lo que nuestros telescopios muestran como un lienzo plano. ¿No cree?

Charles Seife (CS): Tiene mucho de eso. No hace falta mucha imaginación para figurarse el cielo nocturno como una esfera que engloba a la Tierra. Fue necesario un montón de trabajo para demostrar que los cielos tenían profundidad – basta profundidad. Los astrónomos tienen que usar pistas sutiles para desarrollar esas dimensiones adicionales: paralaje, variables Cefeidas, la relación Tully-Fisher, y las supernovas, todas son herramientas que aportan a los científicos más y más entendemiento acerca del grado real de profundidad que tiene el espacio.

AM: ¿Son las siguientes notas más o menos consistentes con la sinopsis del libro? Lo más probable es que el universo sea o esté:

• plano (en el sentido de curvatura, partiendo de la uniformidad en la medida de microondas del fondo cósmico).

. expandiéndose (partiendo del corrimiento al rojo de las estrellas en todas las direcciones).

• expandiéndose aceleradamente (partiendo de los datos de las Supernovas Ia, donde una gigante roja alimenta a una enana blanca justamente a la densidad adecuada para la medición calibrada de su brillo).

. energéticamente agrupado como una onda acústica, y espacialmente como un queso suizo bajo la influencia de la gravedad y la radiación.

. manejado por el equilibrio entre la gravedad (densidad de masa) y la presión de la radiación (energía inicial) del big bang.

CS: Es bastante correcto, aunque existen interrelaciones entre las observaciones que hacen más fiables cada una de estas conclusiones.

La supernova Ia más antigua conocida, se encuentra cerca de una galaxia elíptica, a una distancia equivalente a 11.500 millones de años luz, aparece en la imagen superior como un objeto nebuloso de un brillo incandescente. Crédito: NASA

Las ondas acústicas tuvieron su importancia hasta que el universo cumplió 400.000 años y se cimentaron los patrones para la agrupación de materia en el cosmos; hasta ese momento, las fuerzas más importantes eran la gravedad y la presión de la radiación de los fotones rebotando contra la materia, enfrentados con un universo en expansión como telón de fondo. Y no olvidemos a la energía oscura, junto a la gravedad, dirigidas por la energía inicial del big bang.

AM: Nuestras observaciones se limitan a aproximadamente 400.000 años después del big bang (la luz más ‘anciana’), cuando la materia se recombinó y nos dejó su huella en forma de tenue silbido de microondas. ¿Consideraría correcto afirmar por ello, que durante todo este tiempo hemos estado rodeados por esa ‘cosa’ que lo inició todo, el fondo de microondas?

CS: Absolutamente. Es como si estuviésemos rodeados por paredes de fuego. No importa a donde mires en el cielo, la mayor de las distancias, el más antiguo de los objetos visible desde cualquier telescopio es una imagen de la última superficie dispersándose, el plasma que llenó el universo cuando este solo tenía 400.000 años de edad.

Sin embargo existe la esperanza de escudriñar más allá de estas paredes, al menos indirectamente. El fondo cósmico de microondas (FCM) está polarizado – los fotones poseen “orientaciones” favoritas según las diferentes partes del cielo – y esta polarización contiene información sobre las ondas gravitatorias que vagan por el universo desde una pequeña fracción de segundo tras el big bang. El satélite Planck o sus sucesores deberían ser capaces de extraer esa información a partir del FCM.

AM: Parafraseando lo que Richard Feynman dijo sobre la física de partículas, podemos compararla con jugar al ajedrez observando solo 4 casillas, viendo piezas de ajedrez aparecer y desaparecer por estas 4 casillas, y después adivinado el resto del tablero e incluso las reglas para esas otras 60 casillas desconocidas. Hay una complicación cosmológica extra en la temática de Alfa y Omega, que dice que las reglas pueden cambiar drásticamente a mediados de la partida, ¿es así?

El Satélite Planck. Crédito: Agencia Espacial Europea

CS: Siempre existe la posibilidad de que ocurra algo drástico, pero cuanto más observamos, más confianza tenemos en nuestros modelos y la posibilidad de que exista tal cambio en las reglas tiende a adquirir menos “importancia”. Entrecomillo lo de “importante” porque necesito aclarar lo que quiero decir – después de todo, la mecánica cuántica y la relatividad fueron cambios drásticos increíblemente importantes, que sucedieron después de varios siglos de observaciones y teorías previas.

Por “importante”, no quiero enfatizar el aspecto filosófico. Tanto la relatividad como la cuántica han cambiado nuestro entendimiento del espacio, el tiempo y los límites de la comprensión humana. Pero con ambas teorías y en la mayoría de los casos, la magnitud de la corrección efectuada sobre las ecuaciones clásicas es muy pequeña. Las leyes de Newton y Maxwell aún funcionan hasta que empiezas a manejar objetos muy pequeños, objetos muy rápidos, cuerpos atrapados en enormes campos gravitatorios, en estados sólidos electrónicos, o en otras áreas donde en lugar de usar las leyes clásicas son necesarias las extensiones de la mecánica cuántica y la relatividad. Así que aunque la mecánica cuántica y la relatividad sustituyen a las leyes clásicas, de algún modo son extensiones de esta únicamente necesarias bajo ciertas circunstancias. En la analogía de Feynman, se las considera como una regla que afecta al enroque o al gambito – aparentemente nos obligan a cambiar el inflexible dictamen del modo en que se mueven las piezas, pero estas nuevas normas tienen un campo de aplicación muy limitado si lo comparamos con el grueso de las reglas del juego.

Si, existen reglas que no conocemos, y probablemente algunas de ellas cambiarán drásticamente la forma en que miramos el universo. Pero el ajedrez probablemente no se convierta de repente en el juego de damas; las reglas que hemos aprendido serán aplicables la mayor parte del tiempo, incluso cuando haya que modificarlas ligeramente para extender su alcance.

AM: Cuando Arno Penzias y Robert Wilson confundieron por primera vez la estática de microondas en sus antenas del Laboratorio Bell con interferencias ocasionadas por las palomas, ¿cuánto tiempo faltaba para que esta anomalía fuese aceptada como la tenue huella residual del Big Bang? ¿Fue en 1965 o mucho más tarde?

CS: Creo que fue bastante rápido. La teoría estaba ahí desde el principio – el grupo de Princeton había postulado la existencia del FCM y estaba efectuando experimentos encaminados a detectarlo cuando se dieron cuenta de que los del laboratorio Bell ya lo habían captado. Allá por 1971 los físicos hacían ya predicciones de la naturaleza de las anisotropías en el FCM, y el Nóbel se les concedió en 1978.

Wilson y Penzias con su histórica antena telefónica en Crawford Hill, N.J. Crédito: Laboratorios Bell

AM: Hablemos de la necesidad de que dos tercios del universo sean invisibles (materia oscura), ¿no continúa siendo una proposición muy incómoda para la ciencia encontrar esta materia? Parece que incluso las visiones tradicionales de la gravedad casan bien con esta actual teoría. ¿No se considera al hecho de que la rotación de las galaxias no se aminore, tal y como predice la gravedad que suceda con las estrellas del extrarradio que deberían orbitar más despacio y sin embargo giran a la misma velocidad que las estrellas interiores, como la más fuerte observación indirecta de la existencia de materia oscura en la actualidad?

CS: Es incómoda, pero los científicos se crecen ante la adversidad; después de todo, si tus experimentos siempre están de acuerdo con las expectativas, no aprenderías demasiado. Y creo que la incomodidad relativa a la materia oscura se suaviza gracias al hecho de que la moderna teoría del big-bang todavía necesita de la existencia de un fenómeno similar al de esta materia en los primeros instantes del universo; tuvo que haber algún tipo de energía dirigiendo el período ultra-rápido de inflación que se inició poco después de la singularidad inicial. Por ello, el modelo actual del universo no es en realidad más complejo que el que ya teníamos. Es más extraño, pero no más intrincado.

Existen otros indicadores de la existencia de la materia oscura además de el del ratio de giro de las galaxias (el cual, por supuesto, fue el que condujo primeramente a Zwicky y Rubin a sugerir la idea de materia oscura). Yo argumentaría que existe un método más evidente hoy en día: las lentes gravitacionales a diferentes escalas. Grupos como el proyecto MACHO y OGLE han estado estudiando la materia oscura mediante “microlentes”, breves parpadeos en las estrellas del fondo espacial que ocurren cuando un pedazo de materia oscura, tamaño estelar, pasa en frente de ellas. Otros investigadores han estado observando a la materia oscura con lentes gravitacionales “fuertes” y “débiles”, donde las enormes masas de una galaxia o de un cúmulo de galaxias, distorsionan la imagen de las distantes fuentes de luz.

AM: Una historia notable que cuenta en su libro y que ha trascendido escasamente fuera de la literatura científica trata sobre la búsqueda del brillo asociado a una estrella en relación a su distancia. Esto se intentó primero usando estrellas variables (Cefeidas), las cuales fueron un objetivo primario del Telescopio Espacial Hubble, y nos aportó una vía para usar el paralaje a la hora de estimar la separación relativa entre objetos muy distantes. El otro intento empleó a las supernovas tipo Ia, las cuales son una calibración de la distribución estelar y su edad – una medida de cuan rápido puede estar expandiéndose el universo. Ambos métodos se unieron para desarrollar una tercera (y cuarta) dimensión del cielo, de modo que como los antiguos, ¿no estamos luchando contra lo más básico y lo único que podemos observar directamente, el brillo y la posición en el cielo, y no la profundidad ni la edad, sin conocer las condiciones iniciales? ¿No le sorprende la medida en que la línea temporal de 14 mil millones de años depende de esta asociación observable entre el brillo y la distancia? ¿Y el papel fundamental que tuvo en esto algo sobre lo que la gente ha oído hablar tan poco: Cefeidas y Supernovas Tipo Ia?

El Telescopio Hubble. Crédito: NASA

CS: Medir distancias es un problema fundamental en astronomía, y es lo que hace que los datos de las supernovas sean tan importantes. A no ser de que tengas algo que te de una pista directa, como un objeto de brillo conocido como una Cefeida o una Tipo Ia, tienes que confiar en la relación del Hubble: si supiéramos cuan rápido está alejándose de nosotros, podríamos saber aproximadamente a que distancia se encuentra. Aproximadamente.

Las mediciones de distancias con el Hubble son difíciles. Por un lado, el polvo tiende a enrojecer la luz, haciendo que la fuente parezca que está alejándose de nosotros más rápido de lo que lo hace en realidad. Por otro lado, los cuerpos tienen su propio y “peculiar” movimiento además del movimiento relativo causado por la expansión del espacio .. el movimiento hacia o desde la Tierra distorsiona la distancia aparente. (Esta clase de efecto puede hacer que un agrupamiento esférico de galaxias pueda terminar teniendo la apariencia de un largo dedo que apunta a la Tierra, algo conocido por los astrónomos como el “efecto dedo de Dios”). Y lo peor de todo, la estimación de la distancia depende del modelo de la expansión y de la constante de Hubble, la cual, hasta hace muy poco, no era demasiado bien conocida.

Fue algo sorprendente darme cuenta de la importancia de algo tan básico como la medición de las distancias, algo que en todos los aspectos fue fruto de tres revoluciones cosmológicas. Tycho Brahe demostró que los cometas está muy lejos y por ello, junto con su supernova, demostró que los cielos no eran inmutables. Hubble midió la distancia hasta las galaxias y demostró que el universo era más grande que simplemente nuestra Vía Láctea y que probablemente tuvo que tener un principio. Y la actual revolución comenzó cuando la medición de las distancias de las supernovas cambiaron la forma de pensar de los astrónomos acerca de las fuerzas que manejan la expansión del universo.

AM: ¿Tendría la ‘antigravedad’ alguna necesidad de reconciliar el tamaño del universo con la constante cosmológica de Einstein, si en cambio existiese la materia oscura? En otras palabras, ¿desaparecería esta fuerza si ajustásemos la propia densidad crítica?

Harlow Shapley (izquierda) y Heber Curtis (derecha). Crédito: NASA

CS: La fuerza desaparecería únicamente si la densidad crítica se redujese en dos tercios o bien si hubiera indicativos de que el universo estuviese fuertemente curvado negativamente. La energía oscura es un componente tan abrumador del universo (de acuerdo a las mediciones del FCM, supernovas, cúmulos de galaxias, nubes de gas primordial y otros objetos astronómicos) que es difícil sortearla haciendo simplemente un ligero ajuste.

AM: También menciona el gran debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en abril de 1920 acerca del tamaño del universo. Shapley creía en una galaxia, y Curtis tenía la visión de un millón de ellas, de las cuales nuestra Vía Láctea era solo una más. ¿Quieres añadir algo más sobre este debate que no haya llegado finalmente a la prensa de impresión? Nadie ganó, ni podría haber ganado hasta que Hubble y algunos telescopios desmintieron ambas afirmaciones. ¿En qué medida pueden estar nuestras teorías actuales afectadas similarmente por la ausencia de datos extraídos de buenas observaciones hoy en día?

La primera foto detallada de la totalidad del cielo durante la infancia del universo. La imagen ajustada de microondas revela las fluctuaciones de temperatura ocurridas hace 13.000 millones de años (que se muestran en diferentes colores) y que corresponden a las semillas que crecieron hasta convertirse en galaxias. Codificado en estos patrones se encuentran las respuestas a muchas de las preguntas que vienen de antaño, tales como la edad y geometría del Universo. Crédito: NASA/WMAP

CS: Hay muchas cosas que los cosmólogos desearían ver y que simplemente están fuera de su alcance. Ya he mencionado la polarización del fondo cósmico de microondas. Mismamente el año pasado, los científicos obtuvieron su primer y borroso destello de esa polarización, pero pasarán unos pocos años más antes de que nadie pueda obtener una imagen lo suficientemente precisa como para observar el componente crucial de esa polarización y que revelará la naturaleza de las ondas gravitatorias en el universo temprano. Aunque una vez que lo vean, obtendrán una señal que llega directamente desde la era inflacionaria – algo que bien podría explicarnos qué fue lo que causó la drástica expansión del recién nacido universo.

A los cosmólogos les encantaría también saber mucho más acerca de la materia oscura, y están esperando recibir datos de cierto número de frentes antes de que puedan hacerse una idea de cuales son sus propiedades. Les encantaría ver muchas, muchas supernovas así como montones de objetos 'Lyman-alfa' – filamentos de gas del espacio profundo que nos ayudarán a lidiar mejor con el comportamiento de la energía oscura.

En la Tierra, los físicos de partículas esperan con entusiasmo el arranque del nuevo acelerador de partículas Large Hadron Collider en Ginebra, que tendrá lugar a finales de esta década. Este acelerador gigante revelará finalmente si la teoría conocida como “supersimetría” es correcta. Si lo es, entonces los físicos de partículas probablemente encontrarán la partícula responsable de la mayor parte de la materia oscura. Hasta entonces, o hasta que alguien en un observatorio de neutrinos tenga la suerte de detectar directamente esta “exótica” materia, los cosmólogos no serán capaces de descifrar de qué está hecha la principal parte de la masa del universo.

AM: ¿Así que nuestros lectores podrán saber cuándo se acabará el universo?

CS: No estoy seguro – pero casi tengo la certeza de que caerá en lunes.

No, en serio, aunque el escenario de la muerte fría del universo no incluye una etiqueta con su fecha de caducidad; al contrario que con el big crunch (gran colapso) que si tiene un punto finito de terminación, un universo que se expande para siempre (con un par de excepciones teóricas) morirá solo cuando el hidrógeno utilizable en el cosmos sea consumido y (quizás) cuando los propios protones se descompongan. Por lo tanto esto ocurrirá dentro de muchos miles de millones de años – bastantes más que la edad actual del universo. En comparación, aún quedan aproximadamente mil millones de años de vida en la Tierra antes de que las crecientes temperaturas del sol evaporen los océanos.