ESPECIALES

¿Cómo es el Universo? Así de entrada se puede decir que el Universo se asemeja a la espuma que flota sobre la cerveza que pueda usted estar bebiendo ahora mismo, pero para entenderlo tendrá que leerse este artículo hasta el final.
Quizás sea ésta una pregunta demasiado general. Hay que ser un poco más específicos. Asumamos que despreciamos los cometas, asteroides, nebulosas, planetas, estrellas y todos los pequeños detalles del Universo. Consideremos solamente las galaxias que contiene, su distribución en el espacio, y preguntémonos entonces sobre su estructura. ¿Cómo se distribuyen las galaxias en el espacio? De hecho ni siquiera las galaxias pueden considerarse como las unidades, o ladrillos, a partir de los cuales se construye el Universo. Las galaxias forman agregados llamados cúmulos que son en última instancia los que realmente cuentan; pero nosotros, para simplificar vamos a considerar que son las galaxias.
Podemos concebir diversos modos de distribución de galaxias, basta que cumplan el principio cosmológico que dice que el Universo es homogéneo (cualquier región se parece a cualquier otra) e isótropo (el Universo tiene el mismo aspecto independientemente de la dirección en la cual observamos). Pero sólo habrá un modo, una distribución, que se corresponda con la realidad. La Cosmología (la rama de la astrofísica que se encarga de estudiar el Universo en su conjunto, su origen y su evolución), como ciencia que es, tiene que contrastar los modelos que propone con la realidad a través de observaciones.
Por tanto tenemos que hacer dos cosas: proponer un modelo que realice unas predicciones y comprobar si el Universo cumple esas predicciones. Si la respuesta es «no» el modelo va a la papelera, y si la respuesta es «sí» entonces tenemos un modelo válido sobre el que trabajar por un tiempo hasta tener otro mejor.
El primer modelo de distribución galáctica que a uno se le puede ocurrir es el de una distribución al azar. Es muy fácil realizar un sencillo experimento. Tomemos un recipiente con un poco de arena y derramémosle sobre el suelo sin ningún tipo de orden. De esto modo, cada grano de arena representará una galaxia. También podemos hacer lo mismo con un sencillo programa de ordenador, y sin necesidad de estar barriendo después. En cualquier caso el resultado de este experimento nos dará poco más o menos una distribución aleatoria de objetos.
Una distribución aleatoria de objetos no es aburrida, pues en ella también se forman agregados. Los objetos no están siempre equidistantes, así que no es un modelo descabellado en principio.
Pasemos a la parte experimental. Observar la distribución de galaxias en el Cosmos, es decir, la estructura a gran escala del Universo, no es nada fácil. Como aún no tenemos naves espaciales que nos permitan viajar lejos del sistema solar, la única visión directa que tenemos del Universo es la bidimensional que vemos sobre la esfera celeste. Necesitamos medir las distancias que nos separan a las diversas galaxias para tener un idea de cómo es el Universo en 3D.

Esfera celeste en proyección elíptica donde se muestran en infrarrojo 1,6 millones de galaxias. La nebulosidad que cruza el mapa es la Via Láctea y no puede ser eliminada con facilidad. Es un mapa 2D del Universo. Foto: 2MASS

Pero en Astronomía hay un problema fundamental, no es sencillo medir distancias. Para distancias cortas podemos usar el radar (así se mide la distancia a Venus), usar triangulación cuando la Tierra se encuentra a cada lado de su órbita (para estrellas cercanas) o usar algunos tipos especiales de estrellas (cefeidas variables) para medir distancias en nuestra galaxia y a galaxias muy cercanas. Cuando las distancias son cosmológicas el único método efectivo es medir su corrimiento cosmológico al rojo.
Todas las galaxias se alejan unas de otras porque el espacio que hay entre ellas ha estado expandiéndose desde la Gran Explosión que dio origen al Universo hace 13.700 millones de años. La velocidad a la que una galaxia se aleja de nosotros (o velocidad de recesión) depende de la distancia a la que se encuentra. A más distancia mayor es la velocidad de recesión. A esto se le conoce como ley de Hubble, en honor del astrofísico que la descubrió. Si asumimos una relación lineal entre velocidad de recesión y distancia, la constante de proporcionalidad entre ellas será la constante de Hubble: 71 km/s por Megaparsec.
Así, una galaxia situada a 1 Megapársec (un millón de parsecs, siendo un pársec 3,3 años luz) se aleja de nosotros a 71 Km/s, una situada a 2Mpc se alejará a 142 Km/s, y así sucesivamente.
Naturalmente nuestra galaxia no es especial, ni tiene una posición céntrica o privilegiada, por tanto lo aplicable a ella es aplicable a cualquier otra galaxia del Cosmos.
Descubrir el valor que actualmente conocemos de 71 km/s/Mpc para la constante de Hubble no ha sido fácil y merecería otro artículo. Este valor lo conocemos con precisión desde hace sólo unos pocos años.
Entonces, podemos utilizar esta propiedad del Universo para medir distancias. Con sólo medir la velocidad de recesión de una galaxia podemos saber la distancia a la que se encuentra.
Para ello tenemos que medir su espectro. Al igual que las gotas de lluvia descomponen la luz blanca formando el arco iris; podemos utilizar un instrumento llamado espectroscopio, que basado en el mismo principio físico, descomponga la luz que nos llega de las galaxias y así ver sus espectros. En ellos siempre hay líneas oscuras de absorción debido a la presencia de elementos químicos localizados en las atmósferas estelares. La ubicación de estas líneas sobre el espectro dependerá de la velocidad de recesión de la galaxia. Cuando mayor sea su velocidad de recesión, más hacia la parte roja del espectro aparecerán. Es lo que llamamos corrimiento al rojo.
Ya estamos más cerca de nuestra meta. Sólo tenemos que tomar espectros de unos cuantos millones de galaxias, de las cuales sabemos ya su situación en la esfera celeste, para tener una idea 3D de la estructura a gran escala del Universo.
Tomar espectros de objetos como las galaxias, que son muy débiles por estar muy alejadas de nosotros, lleva mucho tiempo debido a la poca cantidad de luz que no llega. El truco consiste en tomar muchos simultáneamente utilizando fibras ópticas.
Hay varios equipos que han estado haciendo esto último durante varios años. Los mapas que han elaborado son parciales. Al igual que los mapas de África de hace un par de siglos mostraban el continente con grandes áreas en blanco, los nuevos mapas del Cosmos sólo muestran un par de rodajas, siendo el resto desconocido, y todo ello sólo para el Universo cercano a nosotros. El resultado es este:

En la figura se muestran las dos porciones del universo para las cuales se ha analizado su estructura a gran escala. Nuestra galaxia está situada entre los vértices de los triángulos.

Nosotros estamos situados en el centro, pero esto no significa que ocupemos un lugar privilegiado en el Universo, pues es un producto de nuestras medidas relativas, nuestro punto vista. El aspecto de estos mapas sería el mismo si las medidas se tomaran desde otra galaxia, y también dicha galaxia parecería ocupar el centro del Universo.
Y este es el resultado. Según estos mapas, las galaxias se agrupan alrededor de burbujas de espacio vacías, formando murallas y filamentos, en una estructura que se asemeja a la espuma. En esta analogía las galaxias formarían «la película jabonosa» de la espuma y esos inmensos espacios vacíos serían las «burbujas» huecas de la misma. Píense en esto cada vez que se beba su cerveza. Para más detalles pinchar aquí.
Por tanto ya tenemos algo con que comparar nuestros modelos cosmológicos. De entrada ya podemos descartar nuestro modelo ingenuo de distribución al azar, pues no se corresponde con el real.
Elaborar un modelo cosmológico requiere diversos factores. El primero y fundamental son las condiciones iniciales que vinieron dadas por la Gran Explosión (Big Bang).

Mapa elaborado por el WMAP a partir del fondo cósmico de microondas donde se muestran las inhomegeneidades del universo 400.000 años después de la Gran Explosión Los colores dependen de la temperatura y por tanto de la densidad de materia. Foto: NASA.

Si esas condiciones iniciales hubieran sido perfectas, con una distribución de materia absolutamente homogénea y con todas sus partículas equidistantes, no tendríamos un Universo tal y como lo conocemos. No habría galaxias, ni estrellas, ni planetas ni personas que piensan sobre cómo es el Universo, y éste contendría sólo un gas perfecto muy diluido. La gravedad necesita de ciertas inhomogeneidades donde agarrarse para que el desequilibrio de fuerza gravitatoria en ellas permita la agregación de materia que finalmente formará objetos como las galaxias. Estas inhomogeneidades vinieron dadas por la Gran Explosión y las asumimos en los modelos como condición inicial de partida.
El gran reto de la moderna Cosmología consiste, por tanto, en saber como a partir de esas pequeñas fluctuaciones de la figura anterior obtenemos el Universo representado por la segunda figura. Proceso representado en el siguiente dibujo:

La secuencia representa la evolución del universo desde las pequeñas fluctuaciones de densidad a su comienzo (izquierda) hasta la formación de las grandes estructuras: muros, filamentos, vacios, etc. Foto: NASA

La composición del Universo es otro factor. Podemos poner materia ordinaria (principalmente hidrógeno y helio), radiación, materia oscura fría, materia oscura caliente, energía oscura, etc.
La materia oscura es un ingrediente exótico. Es un material que no emite luz y que tampoco bloquea la luz, siendo por definición invisible, pero podemos medir su influencia gravitatoria. Al parecer, hay mucha más materia oscura en el Universo que materia ordinaria.
No sabemos la naturaleza de dicha materia oscura, pero candidatos no faltan, desde partículas exóticas a agujeros negros. De momento no tenemos ninguna prueba que avale a alguna de estas posibilidades.
La energía oscura es un nuevo ingrediente que ha entrado en liza recientemente. Es una energía que llena todo el espacio, y de naturaleza también desconocida, que produce un efecto antigravitatorio que acelera cada vez más la expansión del Universo. Ahora se dice que esta energía sería el principal ingrediente del Universo, representando hasta el 73% de la energía total del Universo, la materia oscura sería un 23% y la materia ordinaria sólo un 4%. La raza humana sufre, una vez más, otro golpe copernicano, pues ni siquiera estamos hechos de la materia más abundante del Universo.
Una vez que decidimos los ingredientes de nuestro modelo y su abundancia podemos escribir las ecuaciones físicas que lo gobiernan y escribir un programa de ordenador para resolverlas. Como necesitamos un modelo lo más relista posible tenemos que utilizar millones de partículas. Por tanto son necesarias supercomputadoras o granjas de ordenadores para resolver dichos modelos.
Recientemente se realizó una de estas simulaciones masivas llamada The millenium run por el Virgo Consortium . Han usado una computadora con 512 nodos obteniendo 20 terabytes de datos. La simulación hecha por Volker Springel y colaboradores ha utilizado un modelo basado en materia oscura fría. El resultado muestra una clara predicción sobre la formación de estructuras y da datos que pueden ayudar a aclarar la naturaleza de la energía oscura. Puede descargar el artículo original pinchando aquí.

Simulación para el universo actual donde se han utilizando 10.077 millones de partículas. Foto: Virgo Consortium.

Detalle de la simulación. Los colores corresponde a las distintas densidades de materia. Foto: Virgo Consortium.

Es increíblemente interesante ver como un Universo virtual evoluciona durante «miles de millones de años» dentro de un ordenador; y las imágenes, como pueden ver, quitan el aliento. Naturalmente sus predicciones deben de ser comparadas con la realidad y ver así si entendemos la naturaleza del universo, su origen, su evolución y su destino. Es decir, ver si nos entendemos a nosotros un poco mejor, o lo que es lo mismo, ver si el Universo es capaz de entenderse a si mismo. (Autor: J. J. Moreno García)

J. J. Moreno García es doctor en Ciencias
Físicas y profesor universitario