Poco o Mucho
Una de las predicciones más importantes del modelo inflacionario atañe
a la forma global 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, los ángulos de un triángulo suman más de 180 grados,
si tiene curvatura negativa 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: 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 la expansión
un día 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 combinada
de todo el universo.
Aunque 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.
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 4000 y 7000 millones de años atrás.
Estos datos les bastaron para convencerse de que algo andaba mal
con la cosmología del Big Bang.
Las supernovas se veían 25% más tenues de lo que correspondía
a su corrimiento al rojo si la expansión del universo se va frenando.
Luego de descartar posibles fuentes de error (como intromisiones de polvo intergaláctico ) y de verificar que ambos equipos obtenían los mismos resultados, luego de devanarse los sesos por espacio de varios meses buscando explicaciones prosaicas, los investigadores anunciaron públicamente una conclusión nada prosaica: la expansión del universo, lejos de frenarse como casi todo el mundo suponía, se está acelerando.
EL LADO OSCURO
La cosa tiene implicaciones, por ejemplo, en la antigüedad del universo.
Ésta se calculaba suponiendo que la gravedad frenaba la expansión.
Con aceleración, el cálculo cambia y el universo resulta más antiguo.
El descubrimiento de los equipos de Perlmutter y Schmidt resolvió
así el problema, que llevaba algunos años gestándose, de que ciertos
cúmulos de galaxias fueran, al parecer, más viejos que el universo.
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 si ahora resulta que hay más energía en el universo
de la que habíamos visto hasta hoy –el efecto de aceleración cósmica requiere energía en cantidades…ejém…cósmicas—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, y no le gustaba nada por ser un añadido
que no se podía justificar por medio de principios fundamentales.
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 con constante cosmológica
si quisieras sacar toda la energía de una región.
Tendrías que extraer toda la materia, aislar la región 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.
La otra posibilidad (que en realidad es toda una clase de posibilidades)
es que la energía oscura provenga de un nuevo tipo de campo, parecido
a los campos eléctricos y magnéticos, al que algunos cosmólogos llaman quintaesencia.
En la teoría de la relatividad todos los campos producen atracción gravitacional por contener energía, pero la quintaesencia produce repulsión gravitacional.
Las diferencias entre la constante cosmológica y la quintaesencia permitirán
a los cosmólogos decidirse por una u otra algún día.
La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio,
no cambia de densidad con la expansión del universo, no interactúa con la materia y no cambia de valor en distintas regiones del universo.
En cambio la quintaesencia sí podría interactuar con la materia y cambiar
de valor. Otra diferencia detectable (pero aún no detectada)
es que la quintaesencia acelera la expansión del universo menos
que la constante cosmológica.
Los nuevos telescopios, tanto terrestres como espaciales,
que se están construyendo nos ayudarán a elegir.
(Por cierto, ¿no podrían ser las dos cosas?)
ADIÓS, MUNDO CRUEL
El universo se va a acabar –o por lo menos se van a acabar las condiciones aptas para la vida—pero no te pongas a escribir tu testamento,
aún falta muchísimo.
Con todo, es interesante preguntarse cómo podría ser el final.
Antes de 1998 se consideraban, en esencia, dos posibles capítulos finales para el universo:
¿sería la fuerza de gravedad total lo bastante intensa como para frenar la expansión e invertirla, o seguiría el universo creciendo para siempre?
En el primer caso el universo terminaba con un colosal apachurrón exactamente simétrico al Big Bang; en el segundo, la expansión seguía eternamente, diluyendo el cosmos y haciéndolo cada vez más aburrido.
Con el descubrimiento de la expansión acelerada
y la energía oscura las cosas han cambiado.
Aunque aún no se pueda decidir si la energía oscura es constante cosmológica o quintaesencia, está claro, en todo caso, que la posibilidad
del Gran Apachurrón queda excluida.
El universo seguirá expandiéndose para siempre hasta que desde la Tierra
no veamos ya otras galaxias por haber aumentado tanto las distancias
que su luz ya no nos alcance.
Pero nuestra propia galaxia seguirá acompañándonos, por así decirlo.
Las estrellas que la componen seguirán unidas por la fuerza gravitacional, como también seguirán unidos los planetas a sus estrellas.
De modo que, pese a todo, las cosas en la Tierra seguirán su curso normal.
Pequeño detalle: al sol se le acabará el combustible en 5000 millones
de años, de modo que, más allá de ese tiempo, no se puede decir que las cosas en la Tierra sigan su curso normal, pero pasemos por alto esta minucia.
El año pasado algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría de la energía oscura que consiste en tomar en cuenta ciertos valores, antes desdeñados, de un parámetro que la describe.
Para distinguirla de la quintaesencia los científicos llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo.
No precipiten conclusiones los esotéricos: estos nombres son sólo nombres, que no llevan significado oculto ni ocultista.
A los científicos nos gustan los nombres llamativos, como a cualquiera.
Si la energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del universo será muy distinto a lo que nos habíamos imaginado.
Según el físico Robert Caldwell y sus colaboradores, llegará un día, dentro
de unos 22 mil millones de años, en que la aceleración de la expansión
del universo empezará a notarse a escalas cada vez más pequeñas para producir un final que se llama Big Rip (el “Gran Desgarrón”).
Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma superará
a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras
y se desmembrarán los cúmulos de galaxias.
Sesenta millones de años antes del fin se desgarran las galaxias.
Tres meses antes del Big Rip, el efecto alcanza la escala de los sistemas planetarios: los planetas se desprenden de sus estrellas.
Faltando 30 minutos para el postrer momento, los planetas se desintegran.
En la última fracción de segundo del universo los átomos se desgarran.
Luego, nada.
Espantoso, ¿verdad?
Por suerte, para entonces hace mucho que la Tierra
habrá dejado de existir.
Qué alivio.
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