El lado oscuro del Universo

Licia Verde, ICREA & Instituto de Ciencias del Cosmo, Barcelona. 1

Introducci´ on

En esta presentaci´on explicar´e unos conceptos muy actuales en el campo del la cosmologia. El “leitmotiv” ser´a que hay una conexi´on muy profunda entre lo infinitamete grande (escalas de todo el universo) y lo infinitamente peque˜ no (escala sub-at´omica, la misma estructura del espacio). Tambien veremos que nosotros (y toda la qu´ımica) somos una minoria en el universo: la materia compuesta de los elementos las moleculas etc. compone solo un 4% de todo el contenido del Universo: el resto es “oscuro” en el sento que todavia no ha sido “visto” o detectado directamente (pero si indirectamente). Y lo mas sorprendente sera la naturaleza del lado oscuro del Universo. Empezamos con unos conceptos basicos:

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Conceptos basicos

Mirar a lo lejos en el espacio significa mirar hacia al pasado. Einstein nos ense˜ no´ que la luz viaja a velocidad finita. As´ı que la luz del sol necesita 8 minutos para llegar a nuestors ojos: cuando vemos el sol lo vemos ocho minutos en el pasado. La luz necesita 28000 a˜ nos para llegar a nosotros desde el centro de nuestra galaxia (estamos a 28000 a˜ nos luz desde el centro de nuesta galaxia), y as´ı cuando miramos por ejemplo a M31, la galaxia de Andromeda, la vemos hace 2.2 millones de a˜ nos. Los astr´onomos en los u ´ltimos a˜ nos han terminado grandes cartografiados de galaxias: estas mapas miran a escalas tan grandes que cada galaxia aparece como nada mas que un puntito. Es muy interesante notar que estos “puntitos” no estan uniformemente distribuidos en el espacio: se distribuyen en superficies, filamentos, nudos. Muchas de las galaxias en estos cartografiados est´an tan lejos de la nuestra que las vemos hace tres mil millones de a˜ nos. Como el universo hoy tiene aproximadamante 14 mil milliones de a˜ nos, vemos estas galaxias como aparecian cuando el universo solo tenia 11 mil miliones de a˜ nos. Como los arqueologos escaban bajo tierra para viajar en el pasado, los astronomos usan telescopios mas y mas grandes, para mirar a lo lejos y... ver el pasado directamente! La galaxia mas lejana observada hasta ahora, se encuentra a 12.88 mil miliones de a˜ nos luz. Su luz nos llega desde el l´ımite del Universo visible, cuando el universo tenia ”solo” mil milliones de a˜ nos. Cuando miramos estas imagenes nos damos cuenta que el univesro de entonces era muy distinto del universo de hoy. Este descubrimiento fue uno de los resultados mas importantes del satellite Hubble (Hubble Space Telescope). En los a˜ nos 90, despues de los primeros resultados cient´ıficos del nuevo satelite, se decidio apuntar el telescopio por al rededor de 10 1

dias, en una parte del cielo donde no habia nada, por si a caso. Asi se produjo el “Hubble Deep Field” una imagen de cien y mil galaxias de un universo muy joven: las galaxias tambien paracen muy jovenes y mas irregulares, menos formadas de las de hoy. Una prueba fotogr´afica que el universo y sus galaxia evolucionan. Es dificil medir distancias pero es facil medir velocidades En astronom´ıa y cosmolog´ıa es muy dificil medir las enormes distancias que existen en el universo. Pero las velocidades se pueden medir facilmente y las dos (distancias y velocidades estan relacionadas, como veremos luego). Como bien sabemos, (o, por lo menos como nos ense˜ na la mecanica cu´antica y los experimentos de Shroedinger) la luz se comporta no solo como part´ıculas pero tambi´en como onda, es una onda electromagn´etica. Y como onda se comporta de manera muy similar al sonido. Por ejemplo, cuando un tren o un coche se acercan a nosotros muy rapidamente oimos el ruido en un tono mas agudo y cuando se aleja en un tono mas grave. Y la amplitud del efecto crece con la velocidad del coche. Por analogia lo mismo pasa a la luz: la luz emitida de un objecto que se acerca muy rapidamente aparece mas ”azul” y si se aleja, mas rojo. Si hablamos de luz emitida de un objecto celeste como una estrella o una galaxia entonces es facil medir su velocidad (radial): su espectro (luz emitida en funci´on de la longitud de onda de frequencia) tiene lineas de emisi´on o absorci´on que cambian de longitud de onda (mas azul o mas roja) dependiendo de la velocidad. Medir espectros es relativamente facil asi que medir las velocidades tambien. Nos falta entender como las velocidades se pueden relacionar con distancias, esto se consigue gracias a Edwin Hubble (1889 –1953), como veremos despues.

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Materia oscura

El material (estrellas, polvo, gas etc.) que compone la parte “visible” de las galaxias gira alrededor del centro, un poco como los planetas del sistema solar giran alrededor del sol. Para que este material no se vaya la fuerza centrifuga tiene que ser balanceada por una fuerza centripeta: la gravedad. En el caso del sistema solar casi toda su masa esta en el sol, asi que, como nos ense˜ no Isaac Newton (1643 –1727), mirando a las orbitas del los planetas podemos “pesar” el sol. Tambien por esta razon los planetas mas exteriores viajan alredredor del sol mas lentamente que los planetas mas interiores. En los a˜ nos 60 se empezaron a medir velocidades de estrellas en su orbita alrededor del centro de distintas galaxias. Como en las galaxias casi toda la luz est´a concentrada en el centro, estos investigadores se esperaban velocidades decrecientes con la distancia del centro gal´actico. Lo que se vio dej´o a los astronomos muy sorprendidos. En todas las galaxias, en funcion de la distancia al centro, las velocidades crecian (esto era lo esperado) pero despues de una distancia desde el centro permanecian constantes.... tambien donde ya no habia mucha luz y no tenia que haber mucha materia (por lo menos visible!)! Tenia que haber mucha mas masa por all´a, materia que no radiaba luz, materia oscura! Esta fue una revelacion: en las palabras de Vera Rubin (1928–) que estudi´o la curvas de rotaci´on de las galaxiasen los a˜ nos 60: “en qualquera galaxia espiral, la fracci´on de materia oscura respecto a la materia luminosa es alrededor de un factor 10. Esta es probablemente una buena medida de nuestra ignorancia”. A una conclusion similar llego Fritz Zwicky (1898–1974) mirando a los c´ umulos de galaxias en los a˜ nos 30. Los c´ umulos son grupos de cientos de galaxias que est´an ligados gravita2

Figure 1: Simulaci´on de la distribuci´on cosmol´ogica de materia oscura (Imagen de Millenium simulation Springel el at (2005)). Las galaxias serian los puntitos mas claros. cionalmente. Las velocidades de las galaxias en los c´ umulos son muy elevadas: los c´ umulos tendrian que deshacerse si solo hubiera materia luminosa... Pero en los c´ umulos hay todav´ıa mas materia oscura que en las galaxias espirales: un factor entre 200 y 300 mas materia oscura que materia luminosa.... Es casi obligatorio preguntarse: ”Y se podr´ıa ver toda esta materia oscura?”. Para esto hay que usar un truco de los astronomos, el mismo truco que fue usado por Arthur S. Eddington (1882–1944) para probar la teor´ıa de la relatividad general de Albert Einstein (1879–1955) en el a˜ no 1919. El fuerte campo gravitatorio del Sol (o de cualquier masa) puede doblar el camino de la luz (los fotones) procedentes de una estrella (galaxias) que pasen demasiado cerca de la masa. La masa (sea el sol u otra masa visible o invisible) se porta un poco como una lente (lente gravitatoria) distorsionando la imagen de lo que esta ”detras”. Hoy conocemos muchas imagenes espectaculares de lentes gravitatorias, gracias tambien al telescopio Hubble, como los “anillos de Einstein” o la “cruz de Einstein”. En estos casos son galaxias aisladas que hacen de lentes. Cuando es un c´ umulo de galaxias que hace de lente, se ven imagenes multiples, amplificadas y distorsionadas de las galaxias de “detras”. Los astronomos han podido medir y reconstruir la distribucion de masa con este efecto, confirmando los resultados de Rubin y Zwiky. Hay mucha materia oscura en el universo! Con estas observaciones y con ayuda de simulaciones por ordenador ahora sabemos que la materia se distribuye en filamentos, nodos y ”paredes”

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pero que solo lo que corresponde a los puntitos blancos en le imagen se “encienden” y brillan y se pueden observar. La mayoria de la masa en el Universo es oscura. Y aqui volvemos a nuestro “leitmotiv”: algunas teorias de los constituyentes basicos de la materia, en escalas sub-at´omicas, predicen que tiene que haber part´ıculas de materia oscura. Los dos campos, cosmolog´ıa y f´ısica de part´ıculas, investigan el mismo misterio (matera oscura) pero un campo con telescopios y mirando a escalas astron´omicas y el otro con detectores bajo tierra, mirando a interacciones sub-at´omicas. Una detecci´on directa de part´ıculas de materia oscura podria ser revolucionaria para los dos campos.

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Historia del Universo

Pero volvamos a la arqueolog´ıa c´osmica. Hemos visto que mirar a lo lejos en el espacio es mirar hacia el pasado, y hemos visto las galaxias mas lejanas, pero cuanto atras podemos ir de esta manera? Volvamos un paso atras en la historia, a Hubble en los a˜ nos veinte. Para que le pongan tu nombre a un satelite mejor que hagas por lo menos una cosa importante, Hubble hizo por lo menos dos, y esta es una de ellas). En los a˜ nos veinte Hubble observ´o minuciosamente objetos celestes que se llamaban ”nebulae”. Hasta ese momento se creia que las “nebulaes” eran “nubes” cosmicas cercanas, y uno tenia que evitarlas para poder observar bien los cometas. Pero Hubble se dio cuenta de que estas “nebulae” estaban lejos y tenian velocidades: se alejaban con velocidaded que crecia con su distancia de manera lineal (velocidad de recesion = constante × distancia) . Hubble interpret´o este hecho (hoy conocido come la ley de Hubble v = H0 d donde v es la velocidad de recesi´on, H0 es la constante de Hubble, y d es la distancia) como una evidencia de la expansi´on del Universo. La u ´nica manera segun Hubble de poder observar este efecto sin asumir que el observador se encuentre en el centro del Universo. Hubble habia entendido bien las ense˜ nanzas de Copernico (hoy lo llamamos el principio Copernicano). Esta fue una revoluci´on por tres motivos: • estas “nebulas” estaban mucho mas lejos de lo que se pensaba. Al ser tan lejanas, eran entonces mucho mas grandes: tan grandes como nuestra galaxia. El Universo no estaba, como se pensaba entonces, compuesto solamente por nuestra galaxia: nuesta galaxia era una “nebula” como muchas otras: cada una un “universo isla” como nuestro proprio “universo isla”. • el universo no era inmutable y eterno: se estaba expandiendose. Entonces, en alg´ un momento en el pasado todo el universo tenia que haber estado concentrado en un punto: habia nacido. • La Ley de Hubble nos dice que para medir distancias (que son muy dificiles de medir directamente) se pueden medir velocidades de alejamiento (que son faciles de medir). Ahora se pueden medir distancias cosmologicas con relativa facilidad! Esto claramente es valido hasta donde esta verificada y correcta la ley de Hubble, que por cierto es en un trozo del universo bastante grande alrededor de nuesta galaxia. 4

Si el universo ha estado expandiendose desde su nacimiento signifca que en el pasado ten´ıa que haber sido denso y caliente. Una “bola de fuego primigenia”. Fred Hoyle (1915–2001), como chiste llam´o a esto el “big bang”, y el nombre vino para quedarse. Ademas, si el universo era denso y caliente quando era muy joven.. tenia que emitir radiaci´on, de la misma manera que un trozo de hierro muy caliente brilla.... Se podria ver esta bola de fuego primigenia mirando bastante hacia lo lejos?

3.1

El fondo cosmico de micro-ondas

En el a˜ no 1965 dos ingenieros de los Bell Labs descubrieron accidentalmente la radiaci´on del fondo c´osmico de microondas (CMB); una radiaci´on uniforme en el cielo, el echo del big-bang, la bola de fuego primigenia. Hoy, hemos observado esta radiaci´on con mucho mas detaille, sabemos que fue emitida 380000 a˜ nos despues del big bang y es muy uniforme pero tiene peque˜ nas irregularidades, de 1 parte en 100000. Estas peque˜ nas variaciones de temperatura corresponden a peque˜ nas variaciones de densidad: son las semillas de las galaxias que vemos hoy. Ademas estas irregularidades nos dan informacion muy importante sobre el contenido del universo. Como sucede? El universo entonces estaba hecho de un gas denso y caliente, por tanto emit´ıa radiaci´on. Es la radiaci´on que vemos cuando miramos al CMB. Es muy uniforme pero con peque˜ nas “arrugas” de densidad y temperatura. Arrugas en un gas son un poco como ondas sonoras.... Podemos ver esta sinfon´ıa c´osmica. Estas peque˜ nas fluctuaciones del origen de las galaxias. Los cosmologos intentan “escuchar” esta m´ usica y de ella entender como est´a hecho el instrumento (el Universo). Para entender como necesitamos tres claves mas. Primero: cuando el universo tenia 380 mil a˜ nos: nada podia haberse desplazado mas de 380 mil anos luz, y tampoco la m´ usica de la sinfon´ıa c´osmica. Esto significa que hay una escala fundamental y que le corresponde un arm´onico fundamental y secundarios. Es como soplar en un tubo: solo se puede producir una nota (fijada por la longitud del tubo) y sus arm´onicos. Segundo: si esta escala se puede ver en el fondo c´osmico de microondas, como una regla c´osmica, se puede medir solo como un angulo. Tercero: Esto en parte ya lo sabian los pintores del “Renacimiento” cuando descubrieron la perspectiva. Si sabes cuanto mide una regla y la ves a distintas distancias, puedes medir la distancia midiendo el angulo que subtiende la regla... Entonces podemos medir la distancia al CMB midiendo el angulo de esta escala fundamental. Afortunadamente podemos medir todavia mas. Para esto temenos que dar un paso atras. Einstein nos ense˜ no que la masa deforma el espacio tiempo, un poco como cuando un gordo (la masa) se sienta en un colch´on: la superficie del colchon (el espacio, si imaginamos que el espacio tenga solo dos dimensiones como la superficie del colchon) se deforma. Newton nos ense˜ no que era la masa la que generaba la gravedad, pero claramente esto se puede entender en el lenguaje de Einstein, y para nosotros en el ejemplo del colchon: si habia una bolita sobre el colchon, cuando se sienta el gordo... la bolita ”cae” sobre el. Einstein tambien nos dijo E = mc2 , masa y energ´ıa son la misma cosa.. entonces en lenguaje sencillo cualquier 5

Figure 2: La bola de fuego primigenia, el fondo c´osmico de microondas (CMB) visto por la sonda WMAP. Los colores indican peque˜ nas variaciones de temperatura y son las semillas de las galaxias (Imagen credito WMAP team). cosa (masa o energ´ıa) deforma el espacio tiempo.... deforma su geometr´ıa. Einstein tambien demostro que globalmente hay solamente tres opciones para la geometria del espacio tiempo a) universo plano: el equivalente en dos dimensiones seria una superficie plana. b) universo cerrado: equivalente a la superficie de una bola c) Universo abierto como la superficie de una silla de montar a caballo. Y es el contenido total (masa y energia) del universo lo que determina su geometria. Pero volviendo a los angulos de antes.... podemos medir le geometria del Universo entre nosotros y el CMB (que es todo el universo visible) midiendo el angulo de esta escala fundamental! El resultado es: el universo es plano. (alivio de muchos estudiantes de cosmolog´ıa; en este caso las ecuaciones son mucho menos complicadas que en los otros dos casos!). Pero.... las lentes gravitacionales, y las medidas de vera Rubin y las de Zwicky, y muchas otras observaciones nos indican que... no hay bastante materia para hacer el universo plano.... Alguien tiene que estar equivocado.... Ademas hay un problema molesto con la edad del Universo... medidas de la constante de Hubble (velocidad de expansi´on del Universo ) y las medidas del contenido de materia indican que el Universo tendria que ser mas joven que algunas de las cosas que contiene. Esto es claramente un misterio! Pero a˜ nadamos otra pieza mas del puzzle...

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Dame solo una bombilla estandar...

Muchas estrellas nacen y crecen en pareja. En algunos casos pasa que una miembro de la pareja es una enana blanca que acumula materia que su pareja pierde. Hay, no obstante, un limite fundamental para la enana blanca, no puede llegar a pesar mas de 1.4 Masas solares. Esta se llama la masa de Chandrasekhar (1910–1995): como en los comics, solo un gramo mas y la estrella explota. Tenemos una supernova. Cuando explota, una supernova de este tipo es casi tan luminosa como una entera galaxia asi que se puede ver desde muy muy lejos, y, como la masa de Chanrdasekar es siempre la misma, la luminosidad es siempre la misma. Una bombilla estandar. Pero claro, si sabes la luminosidad de la bombilla, puedes medir su distancia midiendo cuan brillante parece.... Si despues pudes tambien medir su velocidad (que hemo visto, es muy facil)..... puedes medir su velocidad (de alejamiento) y su distancia. Ahora no hay mas que mirar al cielo, descubrir muchas supernovas a distintas distancias, medir sus velocidades y hacer un gr´afico de la relaci´on distancia, velocidad: la historia de la expansion del universo! Es un poco como extender la ley de Hubble, pero ya a distancias que cubren casi todo el universo visible. Esto fue exactamente lo que hicieron en 1998 dos grupos distintos de astronomos y descubreron que.... el universo se esta acelerando! Esto fue una sorpresa mas grande que descubrir objectos mas viejo del Universo mismo... Por supuesto la gravedad es una fuerza atractiva. Aunque el universo haya empezado por la gran explosion (big-bang) expandiendose, la gravedad tendria que frenar esta expansion.

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Einstein tenia raz´ on tambein cuando estaba equivocado

Afortunadamente Einstein ya ten´ıa la respuesta. Antes que Hubble descubriese la expansi´on del Universo, Einstein se pregunt´o que dec´ıa la teor´ıa de la relatividad general sobre el universo entero y concluy´o que la gravedad tendr´ıa que agrupar la materia. Como el universo no ha recolapsado todavia en si mismo.... y nadie hab´ıa visto que se expandiese, Einstein a˜ nadi´o un termino constante a sus ecuaciones que estabilizaran el universo. Esta constante es la “constante cosmologica” y su interpretaci´on en las equaciones de Einstein es energ´ıa asociada con el espacio vacio. Cuando Hubble descubrio la expansi´on del Universo Einstein declaro la constante cosmol´ogica “el peor error de mi vida”. Pero el genio de Aladino ya estaba fuera de la lampara. Cuando se descubri´o que el Universo se estaba acelerando, la constante cosmologica ofreci´o una explicaci´on optima. Esta explicaci´on ademas arreglaba todo los problemas de antes: la constante cosmol´ogica es energ´ıa asociada con el espacio vacio. El universo puede ser plano sin que tenga toda la materia necesaria: la energ´ıa del vacio ( o energ´ıa oscura) compensa. Y al tener constante cosmologica que lo acelera, los calculos de su edad lo hacen mas viejo que los objectos que contiene.

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Figure 3: La ”tarta” c´osmica: visualizaci´on de la composici´on del Universo. (Imagen credito WMAP team).

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Mas problemas de los que resuelve?

Ahora las medidas del CMB, de las galaxias, de los c´ umulos y de las supernovas est´an todas de acuerdo, como se ha demostrado espectacularmente por ejemplo en el 2003 con , que indica que el pastel c´osmico esta dividido como en la figura ....: 4% quimica, 23% materia oscura y 73% energia oscura. Esto sin embargo nos deja en la siguente situacion: nosotros y toda la qu´ımica somos una parte muy peque˜ na de todo el universo. Por lo menos para la materia oscura hay teorias fundamentales que predicen su existencia y sus propiedades. Seguramente que veremos avances importantes que llegaran muy pronto. Pero casi el 80% del universo no es ni siquera materia. Sabemos que esta nueva componente esta distribuida uniformemente y no “cae” en galaxias o cumulos. Sabemos que afecta al universo solamente en escalas muy muy grandes, comparable con el tama˜ no del Universo mismo. Sabemos tambien que tiene densidad constante 8

o casi, entonces que no se diluye con la expansion ( si es enegria asociada con el vacio esto tiene sentido, el vacio es vacio y no se diluye...) Es invisible: sus efectos se ven solo en la expansion y geometria del Universo. El problema mas gordo es que los f´ısicos te´oricos que estudian el vacio nos dicen que la constante cosmol´ogica deberia ser 160 ordenes de magnitud (1 con 160 zeros detras!) mas grande de lo que observamos. En otras palabras, no tenemos ninguna idea de lo que es, hay teorias y especulaciones pero nada mas. Claramente tenemos ante nosotros un problema muy complicado. Cientificos de distintas areas estan empezando a trabajar juntos (te´oricos, experimentales, f´ısicos, astronomos etc..) Tenemos que estar seguros que lo que llamamos energ´ıa oscura es el mismo bicho (muestra las mismas propriedades) cuando lo observamos de distintas maneras. Por esto hay un enorme esfuerzo observacional de todo la comunidad astrofisica, astronomica y cosmologica para hacer observaciones que puedan aclarar la naturaleza de la energia oscura. Otra vez mas volvemos a nuestro “leitmotiv”. La energ´ıa oscura indica que hay nueva f´ısica mas alla de la teoria de la relatividad general de Einstein y el modelo estandar de f´ısica de part´ıculas. Cualquier resultado impacta no solamenta la cosmologia sino tambien nuestro conocimiento de la estructura fundamental del espacio-tiempo.

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Conclusiones

Espero haber dado una idea de los problemas abiertos en el ´ambito de la cosmolog´ıa y de cuanto ha evolucionado esta ciencia en los ultimos a˜ nos. Claramente todavia hay mucho mas que aprender. En los proximos a˜ nos podrian haber descubrimientos que afectaran nuestra visi´on e interpretaci´on de lo infinitamente grande y lo infinitamente peque˜ no.

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