La Real Academia Española, o RAE, define la cosmología como la “parte de la astronomía que trata de las leyes generales, del origen y de la evolución del universo”. Pero “universo” significa “todo lo existente”. Permitámonos por un momento puntualizar a la RAE. La cosmología estudia el origen, evolución y estructura del universo, pero sólo lo hace a gran escala. Es decir, se ocupa de “todo lo existente”, siempre que tenga un tamaño mayor al de una galaxia.
De este modo, si representamos el universo cosmológico como un gran bizcocho, las galaxias se pueden identificar con las pepitas de chocolate que se le añaden. Para continuar con este símil, necesito que sean pepitas cantarinas y produzcan un sonido con voz de mezzosoprano. Resulta que los sonidos son ondas de presión, cuya altura, ya sea un sonido agudo o más bien grave, se puede caracterizar por una frecuencia, parámetro que se mide en hercios. Los sonidos más agudos tienen frecuencias mayores. El registro de una mezzosoprano es aquel con una frecuencia alrededor de los 400 herzios. Por otro lado, también necesito que el espacio entre las galaxias, nuestras pepitas, esté permeado de un medio material por el que se puedan propagar estas ondas de sonido. Esto en realidad no sucede: el espacio interestelar está prácticamente vacío, por lo que el sonido no puede llegar a ningún lugar y ¡las batallas de Star Wars perderían muchísima emoción!. Sigamos.
¿Hacia qué evoluciona actualmente nuestro universo? Hoy sabemos que este se está expandiendo, de la misma manera que la masa de nuestro bollo crece cuando lo horneamos. Esto hace que el espacio entre pepitas de chocolate, las galaxias, crezca. Si nos colocamos en una de ellas para escuchar desde ahí a una compañera, nos llega un sonido terriblemente grave o, equivalentemente, con una frecuencia baja. ¡Nos parece que la cantante es ahora un bajo! Su frecuencia es de apenas 150 hercios. ¿Qué ha pasado?
Este fenómeno se llama desplazamiento al rojo cosmológico y es análogo al efecto Doppler: la frecuencia del sonido que recibe alguien que tiene un movimiento relativo respecto al emisor difiere de la que se emitió originalmente. Tener un movimiento relativo respecto a algo significa que la distancia entre los dos no es constante, como cuando estamos en el andén de una estación y nos despedimos de quien la abandona subido en un tren. A continuación, vamos a escuchar el efecto Doppler. En este audio se representa una situación parecida a la que acabamos de describir. Estamos situadas a una distancia prudencial de una vía de tren, y escuchamos desde ese lugar el paso de una locomotora:
Audio 1: Situados a una distancia prudencial de una vía de tren, escuchamos desde ese lugar el paso de una locomotora. Podemos diferenciar cuándo se acerca y cuándo se aleja porque la frecuencia es más aguda en el primer caso que en el segundo. Este fenómeno se llama efecto Doppler.
Si tratamos con objetos astronómicos en vez de con pepitas de chocolate cantarinas, lo que registramos no es la frecuencia de su sonido, sino la frecuencia de los fotones de luz que emiten. Ambos fenómenos son ondas: las primeras de presión, las segundas electromagnéticas. Así, podemos establecer esta analogía y caracterizarlas con una frecuencia. En el artículo de Astroaccesible “El espectro electromagnético, una aparición casi invisible” se presenta una exposición más detallada sobre la luz como una onda. En ella se explica cómo la frecuencia de una onda disminuye conforme aumenta su longitud de onda, concepto que necesitaremos más adelante.
Escuchemos un ejemplo del efecto Doppler aplicado a las ondas electromagnéticas. En este caso registramos la frecuencia con la que nos llega la luz que refleja un exoplaneta en su movimiento circular orbital alrededor de su estrella.
Audio 2: El movimiento circular de un exoplaneta alrededor de su estrella se traduce en que la luz que refleja cambia de frecuencia al llegar a nuestro aparato de medida de acuerdo con el movimiento relativo entre el planeta y nosotros, escuchando así el efecto Doppler. Ver texto para una descripción más detallada.
El planeta está ligado gravitacionalmente a su estrella y nuestro aparato de medida se encuentra muy alejado de este sistema. Desde aquí, el planeta parece que va y viene. ¡Exacto! El audio comienza con el planeta detrás de su estrella. Si la órbita estuviera en el mismo plano que nuestra línea de visión, no mediríamos nada porque la estrella bloquearía su señal. Sin embargo, utilizamos esta posición para mostrar la frecuencia original que refleja el planeta. Desde ese punto, recorre un cuarto de circunferencia hasta que la frecuencia registrada es máxima, porque se mueve con una velocidad máxima hacia el aparato. Cuando ha cubierto una semicircunferencia, la frecuencia vuelve al valor original. Esto es así porque en este punto el planeta ni se acerca ni se aleja de nosotros, sino que tiene un movimiento tangencial. Desde ahí, retrocede con respecto a nosotras para poder continuar su órbita alrededor de la estrella, por lo que la frecuencia registrada empieza a disminuir. Alcanza su mínimo cuando ha completado tres cuartos de su órbita, para volver a su valor original al final del ciclo.
Tenemos que tener cuidado al identificar el desplazamiento al rojo cosmológico de la luz que nos llega de las galaxias con el efecto Doppler. No es la galaxia en sí quien se aleja, sino el espacio entre nosotros y ella el que crece. Se habla de un desplazamiento hacia el rojo, en contraposición a un desplazamiento hacia el azul, porque la frecuencia con la que identificamos el color rojo es mayor que la del azul. Por lo tanto, cuando decimos que ha ocurrido un desplazamiento hacia el rojo, significa que la frecuencia de la luz ha disminuido o, equivalentemente, que su longitud de onda ha aumentado.
En 1927, Georges Lemaître derivó que la expansión del universo implica que la luz de las galaxias está desplazada hacia el rojo, esto es, su frecuencia es menor que la emitida originalmente, tanto más cuanto mayor sea su distancia a la Vía Láctea. En 1929, Edwin Hubble hizo lo mismo en una publicación que alcanzó mucha mayor atención, por lo que esta ley se conoció originalmente como la Ley de Hubble. En 2018, la Unión Astronómica Internacional renombró esta ley como la Ley de Hubble-Lemaître en honor a la contribución fundamental de ambos, que sentó las bases de la cosmología moderna. Puedes leer, en inglés, la nota de prensa en el siguiente enlace: https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1812/.
La constante de proporcionalidad entre la distancia a una galaxia y la velocidad con la que se aleja de nosotras recibe el nombre de constante de Hubble, y se representa con el símbolo H0. Hubble fue un personaje tan importante en la historia de la astronomía moderna que incluso el telescopio espacial Hubble lleva su nombre. En 2001, la cosmóloga Wendy L. Freedman lideró un equipo internacional que utilizó los instrumentos a bordo de este para hacer una estimación independiente del valor de H0. Trabajos como este son muy relevantes porque el valor exacto de H0 aún es altamente discutido en la comunidad científica.
Los modelos cosmológicos no sólo se sirven de H0 para describir matemáticamente la historia del universo. Entre otras cantidades, encontramos el factor de escala, que se representa por la letra “a”. El factor de escala mide en un momento determinado de la historia cosmológica cuánto se ha expandido o encogido el espacio en relación a la distancia actual entre las galaxias. Está directamente relacionado con el desplazamiento al rojo de una galaxia, ya que la relación entre la longitud de onda emitida y la recibida depende únicamente de la proporción entre los factores de escala en el tiempo de emisión y en el de recepción. En un universo en expansión como el nuestro, el factor de escala en la emisión es menor que en la recepción. Por lo tanto, la longitud de onda recibida es necesariamente mayor que la emitida.
La evolución del factor de escala viene descrita por la ecuación de Friedmann, en honor a Alexander Alexandrovich Friedmann, quien la derivó por primera vez en 1922. En esta ecuación, se describe cómo el factor de escala depende explícitamente del contenido de materia y energía del universo, además de su curvatura. El universo puede ser en función de su curvatura plano, abierto o cerrado. En “La Forma del Universo: Una abstracción que desafía los sentidos” se puede leer más en profundidad sobre estos conceptos. Respecto a la materia y energía contenidas en el universo y que contribuyen a variar su curvatura, los modelos cosmológicos actuales consideran como ingredientes la radiación, en su mayoría fotones del fondo cósmico de microondas; materia no relativista, es decir, que se mueve a velocidades mucho menores que la de la luz y que está dominada por materia oscura, y constante cosmológica, la cual representa la energía oscura. Una descripción más detallada sobre la materia y la energía oscura se puede leer en el artículo “El Universo que no se ve”. Estos ingredientes se pueden combinar en un modelo en diferentes proporciones para dar lugar a distintas evoluciones del universo. Escuchemos varios ejemplos:
Caso 1: Comenzamos escuchando la evolución del factor de escala con el tiempo en un universo vacío de materia y energía, lo que da lugar a un universo plano:
Audio 3: Variación temporal del factor de escala en un universo plano y vacío.
En este caso, el factor de escala es constante. El espacio-tiempo en este tipo de universo es estático y recibe el nombre de espacio de Minkowski.
Caso 2: Seguimos con un universo vacío, pero ahora con curvatura negativa:
Audio 4: Variación temporal del factor de escala en un universo abierto y vacío.
El factor de escala aumenta linealmente con el tiempo. Una relación lineal significa que ambas variables aumentan o disminuyen en la misma proporción, al no haber nada que frene o acelere la expansión.
Caso 3: Universo plano con materia:
Audio 5: Variación temporal del factor de escala en un universo plano con materia.
Este modelo se llama de Einstein-De Sitter. Escuchándolo detenidamente, se puede detectar una diferencia sutil respecto al modelo anterior: el factor de escala aumenta un poco menos deprisa con el transcurso del tiempo.
Caso 4: Universo plano con radiación:
Audio 6: Variación temporal del factor de escala en un universo plano con radiación.
Este modelo tiene una relevancia particular porque describe la evolución de la historia temprana de nuestro universo (sus primeros 50.000 años). En esta situación, el universo evoluciona aún más despacio que en un universo plano de materia.
Caso 5: Universo plano con constante cosmológica:
Audio 7: Variación temporal del factor de escala en un universo plano con constante cosmológica.
También llamado universo de De Sitter. En este caso, el factor de escala crece muchísimo conforme el tiempo avanza. Se dice que el universo se expande exponencialmente.
Estos ejemplos ilustran que hay un mundo de posibilidades para nuestro universo, dependiendo de los ingredientes que añadamos y de sus proporciones. ¿Cómo sabemos cuál es el correcto? Debemos sumergirnos en el único laboratorio que tenemos en cosmología, nuestro universo en sí, y medir aquí las propiedades de todas las estructuras a gran escala que nos rodean.
Caso 6: Universo en el modelo LCDM:
Audio 8: Evolución del factor de escala en nuestro universo según el modelo LCDM, el más aceptado actualmente. En este audio, el tiempo no transcurre linealmente, sino de forma exponencial. Esto significa que conforme la reproducción avanza, la historia del universo se cuenta cada vez más deprisa. Así, hacia la mitad apenas han pasado 55.000 años, pero en los últimos segundos se cubren intervalos de gigante, más de 1.000 millones de años en cada uno. Según el tiempo avanza, unos ingredientes dominan sobre los otros para decidir cómo evoluciona el universo. Así, la primera parte se puede aproximar por universo plano con radiación, nuestro Caso 4, para después entrar en una evolución dominada por materia como la del Caso 3. Finalmente, presenciamos una expansión exponencial debida a la constante cosmológica, que escuchamos en el Caso 5.
Actualmente, el modelo que mejor se ajusta a estas medidas es el llamado LCDM. Es un universo plano, con radiación, materia principalmente oscura y constante cosmológica. Nació a partir de una singularidad inicial, comúnmente referida como Big Bang, y cuando cumplió aproximadamente 9.800 millones de años entró en una fase de expansión exponencialmente acelerada, como la del Audio 7. Ahora nuestro universo tiene 13.800 millones de años. Como referencia, la Tierra se formó hace 4.500 millones de años, empezó a albergar vida pasados 400 millones de años, y el primer Homo apareció hace solo 3 millones de años.
Recoger la luz de galaxias lejanas es viajar en una máquina del tiempo. Al transformar su desplazamiento al rojo cosmológico en el factor de escala en el momento de emisión de esos fotones, podemos utilizar el modelo LCDM para relacionar este último con la edad del universo en dicho instante. Pero no sólo nos tenemos que restringir al pasado. Podemos escuchar el destino de nuestro cosmos sabiendo cuáles son los ingredientes de materia, energía y curvatura de los que se compone. Así, descubrimos que en un futuro lejano, la expansión tan acelerada causada por la energía oscura hará que la luz de otras galaxias nunca llegue la nuestra.
Referencias:
[1] Edward L. Wright (1998). “Balloon analogy in Cosmology”. http://www.astro.ucla.edu/~wright/balloon0.html. Última consulta: 5 de abril 2021
[2] Departamento de Radiología de la Universidad de Washington. “Jupyter notebooks for Radiology: 1. Introduction to Jupyter, Section 12: Creating and playing audio files, Audio simulation 3: Doppler effect”. http://uwmsk.org/jupyter/Jupyter_tutorial.html. Última consulta: 5 de abril 2021
[3] M.S. Turner y J.A. Tyson (1999). “Cosmology at the millenium. 3: Standard cosmology”. Rev. Mod. Phys. 71, 145
[4] Barbara Ryden (2003). “Introduction to Cosmology”. San Francisco: Addison Wesley. ISBN: 978-0805389128
[5] C. Patrick Doncaster (2021). “Timeline of the human condition”. https://www.soton.ac.uk/~cpd/history.html. Última consulta: 8 de abril 2021
Otros artículos relacionados:
[1] “La Forma del Universo: Una abstracción que desafía los sentidos”, por Enrique Pérez Montero
[2] “El Universo que no se ve”, por Enrique Pérez Montero
[3] “El Espectro Electromagnético, una aparición casi invisible”, por Enrique Pérez Montero