Capitulo 26
El Lado Oscuro del Universo
En su mayor parte el Universo esta compuesto de materia de la que nada se sabe porque no se puede observar ni detectar: es la llamada “materia negra”.
Sabemos que existe porque se observa su influencia gravitacional en los objetos visibles, e incluso podemos estimar la cantidad de materia negra presente por varios métodos, pero no se sabe nada de su naturaleza: podría ser infinidades de objetos pequeños de tipo Júpiter, o numerosos agujeros negros, o algo totalmente desconocido.
Solo sabemos que representa mas de 90% del total...
Por increíble que parezca, la forma mas común de materia en el Universo –sea lo que sea –aun no está identificada.
Por ser justamente el ingrediente principal del Universo, el estudio de la materia negra es sumamente importante. Asimismo aun no se sabe con certeza si el Universo continuará expandiéndose indefinidamente o si en algún momento la expansión se detendrá para iniciarse una fase de contracción. Eso depende de la cantidad total de materia que contiene: el conocimiento del estatus del mismísimo Universo pasa entonces por la medida precisa de la cantidad de materia negra...
Lo mas molesto en el tema es que el misterio no es nuevo: el astrónomo americano Fritz Zwicky lo descubrió en 1933, analizando las trayectorias de las galaxias individuales en los cúmulos de galaxias, y poco se progresó desde entonces...
En esta sección veremos precisamente como se supo de su existencia, cuales son las hipótesis actuales sobre su naturaleza, y como afecta a los Modelos Cosmológicos, esas teorías que intentan describir la formación, la estructura, y la evolución del Universo. Y por último veremos que quizás existe un misterio aun mayor, la recién descubierta “energía oscura”...
26.1 En las galaxias.
En su concepto, la estimación de la cantidad de materia negra en una galaxia es muy simple: se compara la masa total con la masa que corresponde a la materia visible, la diferencia es la materia negra. Veamos el detalle de esas dos etapas.
Masa total de una galaxia.
Es relativamente fácil medir la cantidad de materia de una galaxia espiral. Debido a la rotación global de la galaxia, una mitad se aleja de nosotros mientras la otra se nos acerca. Basta entonces medir el redshift de objetos individuales ubicados a diferentes distancias del centro de la galaxia para derivar la variación de la velocidad de rotación de la galaxia según la distancia al centro. El gráfico que indica esa variación se llama “curva de rotación”. Por medio de la “ley de velocidad orbital” subyacente, la curva de rotación es un indicador directo de la masa total del sistema considerado. Recordemos que la ley de velocidad orbital se expresa en la forma:
M(r) = ( r x V 2 ) / G
siendo M(r) la masa contenida dentro de la distancia al centro r, V la velocidad media de las estrellas (o de cualquier objetos), y G la constante de la gravedad.
Nota: tendrían que utilizarse las velocidades orbitales, pero en práctica se utilizan las velocidades radiales (directamente medidas por los redshifts), lo que es equivalente si se asume que las velocidades tangentes son similares a las velocidades radiales.
En la práctica no se suelen usar muchas estrellas individuales, sino mas bien las nubes de hidrogeno: estas producen luminosidad en ondas de radio, las cuales incluyen la famosa línea de 21cm de longitud de ondas que siempre es muy cómoda para medir un redshift.
Así se determinaron las curvas de rotación de numerosas galaxias espirales, y todas demuestran la presencia de extensas cantidades de materia, lo que implica presencia abundante de materia negra.
Con las galaxias elípticas se ha de usar otra técnica para medir las masas. Primero no se puede usar la línea 21 cm del porque estas escasamente contienen nubes de hidrogeno. Luego no se pueden establecer curvas de rotación. Las trayectorias de las estrellas en una galaxia elíptica son muy aleatorias y no corresponden a ninguna rotación global ni bien organizada. Y sin embargo los movimientos de las estrellas logran indicarnos la masa de la galaxia: si las estrellas se mueven muy aprisa unas con otras, las líneas espectrales del conjunto aparecerán anchas, porque el espectro incluye todos los redshifts individuales que se distinguen ligeramente del redshift de la galaxia. Si al contrario las estrellas se mueven mas despacio entre si, los redshifts individuales difieren muy poco del de la galaxia, y las líneas espectrales de la zona aparecerán estrechas y nítidas. Para estudiar la repartición de masas en una galaxia elíptica basta entonces medir el redshift de sucesivas zonas de la galaxia ubicadas a diferentes distancias del centro. Ese método sin embargo no alcanza a medir la cantidad total de materia de la galaxia, pues por estar limitados a medir redshift de estrellas no se pueden explorar sus zonas externas (allí precisamente donde no hay estrellas). Solo se puede medir la masa total de la parte visible de la galaxia.
Pero aun así se descubrió que las velocidades de las estrellas prácticamente no varían según nos alejamos del centro, lo que implica que, al igual que las galaxias espirales, las elípticas incluyen grandes cantidades de materia, y eso ya revela presencia de abundante materia negra.
Materia negra de una galaxia.
Una vez determinada la masa total de una galaxia basta conocer la masa de su materia luminosa : la diferencia corresponde a la cantidad de materia negra presente. Para estimar esa diferencia se usa un parámetro llamado “relación masa–luminosidad”, que es simplemente la razón entre la masa de una galaxia y su luminosidad total, cada una de esas dos cantidades exprimidas en unidades solares. La luminosidad se suele anotar L, y las masas Mlum o Mtot según se considere la masa luminosa (estrellas solas) o la masa total. Las relaciones se anotan entonces Mlum / L , y Mtot / L respectivamente.
Por ejemplo las estrellas que contiene la Vía Láctea desde el centro hasta la orbita solar “pesan” unos 90.000 millones de masas solares. Pero la luminosidad total de esa misma región es de tan solo de unos 15.000 millones de unidades solares (esto se debe a que muchas estrellas son mas tenues que el Sol) : se dice entonces que la Vía Láctea, dentro de la orbita solar, tiene un factor de materia luminosa Mlum / L = 6 ; En las galaxias elípticas el factor de materia luminosa Mlum / L alcanza 10, porque estas no incluyen ninguna estrella masiva, lo cual hace que la luminosidad media de sus estrellas es bastante menor que en el caso de una galaxia espiral. Estas son las normas para las galaxias, pues todas las espirales suelen tener valores vecinos de 6 y las elípticas de 10.
Con esos elementos ya podemos medir la cantidad de materia negra. Cuando se estima el factor de materia total Mtot / L de las galaxias, es decir con la masa total en vez de luminosa, se obtienen valores de 50 y mas. Las galaxias elípticas suelen alcanzar 100, y algunas galaxias enanas pasan esas cifras. Y eso nos indica directamente la enormidad del problema de la materia negra: en una galaxia que tenga un factor Mtot / L de 60 y un factor Mlum / L de 6 , se deduce que incluye 90% de materia negra!
Haciendo medidas mas precisas se llega a la conclusión que las galaxias están literalmente llenas de esa materia negra: analizando por ejemplo las trayectorias de las galaxias enanas satélites de la Vía Láctea se estima que hay 15 veces mas materia negra que materia luminosa! Y como prácticamente todas las galaxias son parecidas a la nuestra, se deduce que el Universo esta constituido en su mayor parte de esa misteriosa materia negra. Es ella en realidad que mantiene la cohesión de las galaxias, y a mayor escala, de los mismísimos cúmulos de galaxias.
26.2 En los cúmulos de galaxias.
Para estimar la masa de una galaxia solo teníamos un método, pero con los cúmulos de galaxias tenemos la ventaja de disponer de 3 métodos de medida de masas: las velocidades orbitales de las galaxias individuales; las emisiones en rayos X dentro del cúmulo; y las deformaciones ópticas producidas por el fenómeno de lente gravitacional. Los tres métodos, aun siendo tan diferentes entre si, dan la misma conclusión: al igual que las propias galaxias, los cúmulos de galaxias contienen enormes cantidades de materia negra...
Método de las velocidades orbitales.
Históricamente esto fue lo que permitió descubrir el problema de la materia negra, en el año 1933. Tal como se mide la masa de una galaxia utilizando las velocidades orbitales de sus estrellas individuales, al astrónomo americano Fred Zwicky se le ocurrió que igualmente se podría medir la masa de un cúmulo de galaxias utilizando las velocidades orbitales de sus galaxias individuales. Él fue el primero en suponer que, en un cúmulo, las galaxias están sometidas a las leyes de movimientos gravitacionales, como las estrellas en los cúmulos estelares. Pocos le creyeron en aquella época, pero con un simple espectrógrafo anduvo midiendo el redshift de decenas de galaxias en un cúmulo, dedujo las velocidades radiales, y, con la mencionada ley de velocidad orbital, obtuvo su primer estimación de la masa total del cúmulo. Así descubrió y anunció que esa masa total era muy superior a la masa cumulada de las galaxias individuales, y que tenía que existir ahí algún tipo de materia negra. Nadie le creyó entonces, pensando que mas bien habría algo erróneo en su método, y por muchos años quedó la cosa así...
Hoy tenemos medios sofisticados que nos permiten medir con alta precisión miles de velocidades radiales en cantidades de cúmulos, y las conclusiones son las mismas que las de Zwicky: la materia luminosa (las propias galaxias) no representan mas de 10% de la masa total de un cúmulo.
Método de los rayos X.
En un cúmulo de galaxias el espacio esta lleno de un gas caliente llamado “medio intra cumular” . Por ser tan caliente (decenas y hasta centenas de millones de grados) solo emite en rayos X, por lo que pasó desapercibido hasta que se lanzara el primer telescopio espacial de rayos X, en los años 60. En la mayoría de los cúmulos, el medio intra cumular está prácticamente en estado de equilibrio gravitacional, es decir que la presión interna compensa la atracción gravitacional: entonces la temperatura del gas solo depende de la masa del cúmulo. Basta pues recordar que la temperatura de un gas no es mas que la medida de la energía cinética media de sus partículas, de la que es fácil deducir sus velocidades medias: se puede entonces usar la ley de velocidad orbital para estimar la masa total del cúmulo.
Los resultados obtenidos con este método confirman que los cúmulos de galaxias contienen muchísima mas materia que las simples galaxias, y aun descontando el medio intra cumular, eso implica presencia de extensas cantidades de materia negra.
Las lentes gravitacionales.
Los dos métodos anteriores estiman las masas usando la ley de velocidad orbital, que deriva de las leyes de la gravedad de Newton. Uno siempre puede cuestionarse de la validez de aplicar esas leyes a sistemas tan extensos y complejos como los cúmulos de galaxias. Por ello este tercer método es interesante, pues su aplicación es enteramente diferente.
El fenómeno conocido como “lente gravitacional” se basa en el principio que la masa es capaz de distorsionar el espacio-tiempo a su alrededor –esa es una de las consecuencias algo desconcertantes de la teoría de la relatividad de Einstein. La amplitud de la distorsión depende de la masa y, si está es lo suficientemente fuerte, los rayos de luz se alteran considerablemente: la masa responsable de la distorsión actúa entonces como una lente que desvía la imagen de un objeto lejano. El caso mas típico es el de una galaxia lejana ubicada detrás de un cúmulo de galaxias: el cúmulo es la lente gravitacional, y analizando la imagen distorsionada de la galaxia lejana podemos deducir la masa total del cúmulo.
Si la galaxia lejana se encuentra exactamente alineada con el cúmulo, se observan incluso varias imágenes distorsionadas de ella, y los cálculos de masa son muy precisos. Estas configuraciones sin embargo suelen ser muy escasas. Pero si las galaxias lejanas se encuentran simplemente detrás de cúmulos, sin estar perfectamente alineadas, ya se producen ciertas distorsiones de sus imágenes que somos capaces de interpretar y que permiten cálculos de masas. Estos casos son muy frecuentes, y así se pudieron comparar los resultados con cúmulos en los cuales ya se habían calculado las masas por los métodos clásicos, y todo concuerda perfectamente: el método de las lentes gravitacionales revela la presencia de grandes cantidades de materia negra...
Es confortante constatar que métodos tan sumamente diferentes llegan a las mismas conclusiones.
26.3 Naturaleza de la materia negra.
Aun cuando no sabemos nada de la posible naturaleza de la materia negra, la lógica permite suponer que existen dos alternativas. Puede que esta sea alguna categoría de objetos desconocidos pero hechos de partículas clásicas –protones, neutrones, y electrones: se habla entonces de materia ordinaria, o barionica (ya que los protones y neutrones forman la categoría de partículas llamada bariones). O puede que la materia negra este compuesta precisamente de partículas desconocidas: se dice entonces que es materia extraordinaria, o exótica.
Materia negra ordinaria: los MACHO’s.
El término materia negra no se aplica necesariamente a objetos misteriosos: significa simplemente objetos no detectables a larga distancia por ser demasiado tenues o pequeños (la Tierra por ejemplo es materia negra...) Y se sabe que existen muchos de estos objetos: son esencialmente las estrellas rojas lejanas; las “enanas marrón” –que son estrellas tan pequeñas que no pueden sustentar las reacciones nucleares y se quedan así, oscuras y remotas; o también los objetos de “tipo Júpiter”, es decir de masa intermedia entre planetas gigantes y estrellas, y que a pesar de ser muy masivos jamás brillan. Todo eso se agrupa en una categoría denominada según su acrónimo anglófono “MACHO” (Massive Compact Halo Object ), objeto compacto y pesado en el halo. Los MACHO’s se reparten por toda la galaxia, y se sabe que pueden existen millones de millones de ellos. Si verdaderamente son tan numerosos, podrían constituir una parte importante de la materia negra. Por eso convendría mucho estimar su cantidad y, ya que no se pueden observar, se usa un método indirecto que en teoría permite contabilizarlos, basado en el efecto de lente gravitacional.
Cuando un objeto oscuro cruza exactamente por delante una estrella, su masa desvía ligeramente los rayos de luz estelar focalizándolos hacia nosotros, y por unos momentos la estrella brilla mas. La variación de luz se produce de un modo específico que sabemos identificar, y la duración del fenómeno indica la masa del MACHO. Evidentemente el fenómeno es muy poco frecuente: se calcula que, cada año, ocurre un solo tránsito en un millón de estrellas. Lo que no deja de representar centenas de miles de eventos potenciales anuales en toda la galaxia. Se desarrollaron entonces intensos programas de observación de extensos números de estrellas, y efectivamente se detectaron numerosos MACHO’s. Sin embargo cálculos precisos muestran que estos tan solo representan una pequeña parte de la materia negra, mucho menos de lo que se esperaba. La materia negra tiene que ser otra cosa...
Materia negra exótica: los WIMP’s.
Al menos conocemos una partícula exótica que es materia negra: el neutrino. Esta carece de carga eléctrica, por lo que no puede emitir ninguna radiación electromagnética, y jamás esta unida a partículas cargadas, por lo que tampoco se detecta con radiaciones indirectas. El neutrino solo interfiere con la materia por la “fuerza nuclear débil” (una de las 4 fuerzas fundamentales de la física) y por la gravitación, por tener algo de masa. Por ello se le denomina según el acrónimo anglófono WIMP (Weakly Interactive Massive Particle ) –partícula masiva de interacción débil.
El neutrino desde luego no resuelve por si solo el problema de la materia negra: los más recientes experimentos le atribuyen una masa extremadamente baja, por lo que tan solo representa un leve porcentaje de materia negra. Pero el concepto es interesante, porque se supone que pueden existir otras partículas exóticas de tipo neutrino pero mucho más masivas.
Los WIMP’s se reparten en dos categorías: las partículas mas veloces forman la “materia negra caliente” (Hot Dark Matter ) conocidas por su acrónimo anglófono HDM, y las menos veloces son la “materia negra fría” (Cold Dark Matter ) o CDM.
Al no emitir ninguna radiación electromagnética, los WIMP’s no disipan energía y así se quedan fijas en las órbitas alejadas del centro galáctico: esto es válido tanto en el momento de la formación de la galaxia –no colapsaron en un disco plano como el resto de la materia –como en los tiempos actuales. Todo esto concuerda muy bien con lo único que se sabe de la materia negra, es decir que llena el halo galáctico hasta muy grandes distancias. Por extraño que parezca, es muy posible que el Universo este hecho mayormente de partículas que aun están por descubrir...
26.4 Materia negra y formación de estructuras.
En todos los sistemas que concentran masa –las estrellas, el Sistema Solar, las galaxias, los cúmulos de galaxias –el espacio no se expande localmente, en razón de la fuerte gravedad del sistema, mientras que el Universo en su globalidad sigue expandiéndose. Eso hace suponer que la materia negra es la que mantiene la cohesión de todas las estructuras a todas las escalas, y que ella permitió incluso que estas se formaran.
Según las teorías mas aceptadas, algunos millones de años después del BigBang, cuando el Universo se estaba expandiendo por todas partes, llegaron a formarse diminutas fluctuaciones de densidad, es decir pequeñas regiones en donde la densidad era muy ligeramente superior al entorno. Estas regiones atraían mas materia hacia si, consiguiendo luego tener la suficiente gravedad para localmente frenar y cancelar la expansión y empezar a condensarse: estas fueron las nubes proto-galácticas, de las que se formaron las galaxias que conocemos actualmente.
Todo eso se debe a la materia negra: ella fue la que proporcionó la mayor parte de la fuerza gravitacional necesaria para que se formaran las nubes proto-galácticas; Mas tarde la materia ordinaria se condenso en el centro de la nube, formando las galaxias visibles, mientras que el nido de materia negra se quedó tal como estaba, envolviéndolo todo, que es precisamente lo que se observa hoy.
La intervención de la materia negra no se detuvo con la formación de las galaxias. Mientras estas se alejaban unas de otras con la expansión del Universo, ciertas zonas de materia negra concentrada conseguían detener sus trayectorias y hacer que retrocedan y se dirijan al centro de masa: ahí se agruparon las galaxias y se quedaron con trayectorias aleatorias pero unidas al centro de masa. Esos son los cúmulos de galaxias tal como se observan hoy día.
El análisis minucioso de las velocidades de las galaxias confirma esta teoría, y demuestra incluso que en ciertos casos el proceso de formación de los cúmulos de galaxias sigue activo. Para ello se compara la velocidad media de un grupo de galaxias con la velocidad de la expansión que corresponde a la distancia a la que están. Si se encuentra una diferencia, esta indica que el grupo considerado se esta moviendo con respecto al flujo global de la expansión. Así se comprobó por ejemplo que la Vía Láctea y todas las galaxias del Grupo Local están atraídas hacia el gigantesco cúmulo de Virgo: la velocidad media de Virgo presenta un déficit de 400 km/s con respecto a la expansión, que se interpreta como la velocidad que llevamos nosotros (la Vía Láctea) hacia Virgo debido a su atracción gravitacional.
Luego cabe cuestionarse si a la escala superior, la de los “super-cúmulos” de galaxias, el proceso de formación sigue en curso o no. A tan grande escala no podemos medir distancias directamente, por lo que no podemos apreciar si las velocidades observadas incluyen algún movimiento propio. Pero simplemente con disponer las galaxias en un mapa según las velocidades observadas –estas desempeñando el papel de la tercera dimensión –aparecen gigantescas estructuras muy por encima de los cúmulos de galaxias: se pueden observar inmensos filamentos delimitando igualmente inmensos vacíos, y aparece que los cúmulos de galaxias que conocemos son en realidad intersecciones entre filamentos. Para ello se necesitaron medidas de velocidades de varios miles y decenas de miles de galaxias. El primer filamento descubierto en uno de esos mapas mide 180 millones de años-luz de largo, y se le denominó “Great Wall” (el Gran Muro).
Sin embargo parece que estas gigantescas estructuras no constituyen sistemas gravitacionales autónomos como los cúmulos. Simplemente no tuvieron tiempo aun: hemos de recordar que el Universo se está formando, y no cabe duda que esas estructuras llegaran a crear gigantescos sistemas coherentes en el futuro.
La materia negra sigue activa...
26.5 Materia negra y evolución del Universo.
Los principios que rigen la evolución del Universo son muy simples: la expansión esta alejando las galaxias entre si, mientras que la gravedad tiende a acercarlas, o por lo menos a frenar la expansión. El futuro del Universo queda entonces claro: uno de los dos mecanismos llegará a dominar –o bien el Universo se expandirá indefinidamente, creciendo y enfriándose –o bien acabará por detenerse y colapsarse, probablemente hacia un nuevo Big Bang invertido.
Todo depende de la cantidad de materia presente en el Universo, es decir todo depende de la materia negra...
Puesto que se conoce bastante bien el ritmo de la expansión (al menos el ritmo actual), se pudieron hacer cálculos precisos de la cantidad mínima de materia necesaria para que algún día la gravedad consiga detener la expansión: esa cantidad vale precisamente 10–29 gramos por centímetro cúbico, y se le llama densidad crítica (símbolo Wo). Es uno de los parámetros mas fundamentales de la cosmología. Veamos entonces cuales son las posibilidades de evolución del Universo. Concretamente se concibieron 4 guiones, a veces se dice “destinos” :
1- Si la cantidad de materia es superior a la densidad crítica Wo, la gravedad conseguirá en algún momento detener la expansión. Se iniciará entonces una fase de contracción o “colapso” del Universo, que acabará con un BigBang invertido, que algunos ya llaman BigCrunch. La geometría que describe ese Universo es de curvatura positiva (se cierra sobre si mismo como una esfera) por lo que se le llama Universo cerrado.
2- Si la cantidad de materia es exactamente igual a Wo , la expansión seguirá indefinidamente pero a ritmo cada vez mas lento, sin que jamás llegue a detenerse. La geometría que describe ese Universo es llana e infinita, por lo que se le llama Universo llano.
3- Si la cantidad de materia es inferior a Wo , la expansión seguirá indefinidamente con un ritmo prácticamente constante. La geometría que describe ese Universo es a curvatura negativa (como una silla de montar a caballo) por lo que se le llama Universo abierto.
La materia luminosa, es decir la parte visible de todas las galaxias, alcanza tan solo el 1% de la densidad crítica. Para lograr detener la expansión, solo queda la esperanza de la materia negra. Pero al parecer no bastará. Si nos basamos en las cantidades de materia negra que detectamos en los cúmulos de galaxias, se alcanzaría un total de 30% de la densidad crítica, aun muy por debajo de lo requerido. Se pensó un momento que las estructuras a gran escala –los filamentos que comentamos en la sección anterior –pudieran incluir mayores cantidades de materia negra pero parece ser que no es el caso: si realmente hubiera tanta materia negra ahí, esta tenía que influir notablemente en las velocidades de las galaxias, y los extensos surveys que se realizaron recientemente no muestran nada de eso. A gran escala, las cantidades de materia negra son probablemente similares a las que corresponden a los cúmulos de galaxias, por lo que nos quedamos con el 30% de Wo , encaminándonos hacia una expansión eterna. Y hay peor todavía...
En estos últimos años se ideó un nuevo método para medir el ritmo de expansión del Universo, basado en la observación de las distantes supernovas de enanas blancas. Se conocen las luminosidades de esas supernovas con tanta precisión que sirven para determinar distancias remotas (es decir en un pasado remoto), y así comprobar si la expansión es constante o si presenta variaciones con el tiempo. Se esperaba demostrar que la gravedad esta disminuyendo el ritmo de la expansión. Y se descubrió todo lo contrario: la expansión esta acelerando!
Si ese descubrimiento se confirma, significaría que existe en el Universo una misteriosa fuerza “repulsiva” que actúa solo a gran escala y es mas poderosa que la gravedad y que el mismísimo impulso del BigBang. En tal caso hemos de añadir un cuarto destino al Universo:
4- Si realmente existe una fuerza repulsiva a gran escala, la expansión seguirá indefinidamente a un ritmo acelerado, haciendo que el Universo se vacíe y enfríe mas rápido que en el caso de un Universo abierto. La geometría de un tal Universo puede ser indistintamente cerrada, llana, o abierta. En todo caso se le llama Universo acelerado.
De los cuatro modelos de Universo, ¿cuál es el correcto? El conocimiento de la naturaleza y cantidad exacta de materia negra nos daría la respuesta, pero mientras no podamos determinar esos datos con precisión, debemos conformarnos con indicios que permitan de “escoger” el guión apropiado.
Uno de esos indicios es la edad del Universo. En realidad lo que llamamos “edad” es el tiempo necesario desde el BigBang para que las galaxias alcancen las separaciones que les vemos hoy día. Este tiempo necesariamente depende del ritmo de la expansión. En el caso de un Universo cerrado, es de unos 5.000 millones de años, alcanzando 9.000 millones de años con un Universo llano, 13.000 millones de años con un Universo abierto, y hasta 14.500 millones de años con un Universo acelerado. Las observaciones parecen ser compatibles con este último caso.
Otro indicio sería el poder medir directamente el ritmo de la expansión, y eso se alcanza precisamente con el método de las supernovas que ya evocamos. Las supernovas de enanas blancas son los únicos astros distantes de los cuales somos capaces de determinar directamente las distancias, comparando la luminosidad aparente, relativamente fácil de obtener, con la luminosidad absoluta, que conocemos perfectamente. Midiendo por otro lado las velocidades radiales, se determina una “segunda” distancia, basada ésta en la expansión, suponiendo que el ritmo actual fuera constante desde el BigBang. Estudios minuciosos mostraron que esas supernovas son mas distantes que lo que se esperaba: la segunda estimación de la distancia es sistemáticamente inferior a la primera. Eso significa que, en el pasado, la expansión era mucho mas lenta o, dicho de otra forma, que la expansión del Universo esta acelerando.
¿Y qué es esa fuerza que acelera el Universo?
No tenemos ni idea. Ninguna de las fuerzas conocidas podría hacerlo, y sea lo que sea, es tremendamente poderosa, pues está impulsando toda la materia del Universo, incluida la materia negra. Como el origen de esa energía es desconocido, se le llama “energía oscura”, aunque los científicos suelen usar otras denominaciones, como “quintaesencia” (según un término antiguo que ya aludía a una forma de energía repulsiva), o “constante cosmológica”
[1].
En todo caso, parece ya irremediable que el futuro del Universo sea una eterna expansión, que lo convertirá en un lugar frío y tremendamente vacío...
El lado oscuro del Universo.
El concepto puro:
El Universo esta constituido por 73% de energía oscura, 23% de materia negra, quedando tan solo un 4% para las materias y energías conocidas...
Los puntos clave:
Si lo que sabemos de las leyes de la gravedad se aplica a las grandes estructuras del Universo –y hay extensos motivos para pensar que así sea –entonces la materia negra existe. Fue descubierta por su influencia gravitacional en los objetos visibles.
Las medidas de masas y de luminosidades en las galaxias y en los cúmulos de galaxias indican que la materia negra es el ingrediente mas abundante en el Universo: llegaría a representar el 90% del total de materia. Sin embargo aún no sabemos de qué esta hecha.
El Universo a gran escala esta organizado en super-cúmulos de galaxias, en filamentos, y en extensos vacíos, cada una de estas estructuras extendiéndose por millones de años-luz. A pesar de sus dimensiones actuales, todas se originaron en diminutas fluctuaciones de densidad en los tiempos remotos. Y aún están en proceso de formación.
El futuro del Universo depende de la cantidad de materia que contiene, es decir de la materia negra. Esta sin embargo no es lo suficientemente abundante como para lograr detener la expansión.
Recientes estudios muestran incluso que la expansión del Universo está acelerada, por lo que seguirá eternamente y con un ritmo cada vez mas rápido. Al diluirse el espacio, el Universo se volverá entonces un lugar frío y tremendamente vacío.
Resumen General.
En las galaxias espirales la repartición de masa se estudia con las curvas de rotaciones. Así se descubrió que la materia negra es abundante, y que se ubica esencialmente en el halo galáctico.
En las galaxias elípticas la repartición de masa se determina con las velocidades orbitales medias, las cuales se miden por el ensanchamiento de las líneas de emisión en el espectro electromagnético.
La relación masa-luminosidad, anotada M/L, es un parámetro que indica la masa de una galaxia en relación con su luminosidad. Comparando en una galaxia determinada el valor observado de M/L con el que corresponde a la sola materia luminosa (6 para una galaxia espiral, 10 para una elíptica), se obtiene directamente el exceso de masa, que es la materia negra.
La masa de un cúmulo de galaxias se mide por tres métodos:
las velocidades orbitales medias de las galaxias individuales;
la temperatura del medio intra cumular caliente, observado en rayos X;
el efecto de lente gravitacional que produce el cúmulo en remotas galaxias ubicadas detrás de él.
Los tres métodos dan resultados compatibles: los cúmulos de galaxias contienen abundantes cantidades de materia negra.
La materia negra puede ser ordinaria o extraordinaria: la materia ordinaria son objetos hechos de partículas clásicas (protones, neutrones, electrones) pero demasiado tenues para ser visibles de lejos –son por ejemplo los planetas, agujeros negros, estrellas enanas marrón... Se les llama colectivamente por el acrónimo anglófono MACHO ; La materia extraordinaria son partículas exóticas que no se conocen aun y que solo interfieren con la materia por la interacción nuclear débil. Se les llama colectivamente por el acrónimo anglófono WIMP.
Los MACHO’s existen –se les detecta cuando transitan por delante de una estrella, pero se calcula que solo representan una pequeña parte de la materia negra.
Los WIMP’s no se detectaron aún, y sin embargo se supone que constituyen la mayor parte de la materia negra.
La densidad crítica del Universo, anotada Wo , es la densidad media de materia necesaria para que en el futuro la gravedad consiga detener la expansión. A pesar de la abundancia de materia negra, la densidad actual del Universo parece alcanzar tan solo un 30% de Wo.
El Universo tiene 4 futuros posibles. Puede ser:
Cerrado: la expansión se detendrá y se iniciará una fase de colapso;
Llano: la expansión seguirá eternamente, aunque reduciendo el ritmo;
Abierto: la expansión seguirá eternamente al mismo ritmo;
Acelerado: la expansión seguirá eternamente aumentando el ritmo.
Todas las observaciones indican que estamos en un Universo acelerado.
Las supernovas de enanas blancas son los únicos astros distantes por los cuales se puede estimar la distancia: eso permitió comprobar que el ritmo de la expansión fue mas lento en el pasado –están más alejadas de nosotros que lo que se esperaba según el ritmo actual de la expansión, lo que confirma la hipótesis de un Universo acelerado.
La aceleración del Universo se debe a una misteriosa energía repulsiva, mas potente que la gravedad, designada como “energía oscura”.
Y nadie sabe lo que puede ser esa energía oscura...
Ejercicios 26.
. Como se determina la masa total en una galaxia espiral?
. Qué son los WIMP’s ?
. Qué son los MACHO’s ?
. Por qué se supone que la materia negra sea mas bien WIMP’s que MACHO’s ?
. Cuales son las distintas posibilidades de evolución del Universo?
. Describan precisamente la observación que permitió descubrir que la expansión del Universo está acelerada.
Preguntas del público :
Aquí el juego consiste en dar una respuesta corta pero precisa...
. ¿Qué es la materia negra? y ¿qué es la energía oscura?
Temas de reflexión
. Una solución posible al problema de la materia negra e incluso de la energía oscura sería que no entendamos perfectamente el tema de la gravedad, es decir que, a gran escala, la fuerza gravitacional no funciona como lo describen las teorías. Con tan solo un pequeño “ajuste” de las leyes de la gravitación desaparecen los problemas, pues las observaciones se explicarían sin recurrir ni a materia negra ni a energía oscura. Pero eso implica cuestionar y revisar las teorías mas fundamentales de nuestra ciencia, incluida la relatividad general de Einstein! La gran mayoría de los científicos no se atreven a tomar esa vía, y se encuentran mas a gusto con las misteriosas materia negra y la energía oscura.
Les parece correcta esa actitud?
1 Cuando Einstein concibió su teoría de la Relatividad General, en seguida se le apareció que el Universo no podía mantenerse así de estático: la gravedad tenía que haberlo colapsado desde hace tiempo (en aquella época no se había inventado el BigBang). Para resolver el problema, introdujo en sus ecuaciones una “constante cosmológica” que físicamente correspondía a una fuerza repulsiva cuyo papel era el de oponerse a la gravedad. Pocos años después Hubble descubrió la expansión del Universo, lo que bastaba para explicar su equilibrio: inmediatamente Einstein renegó su constante cosmológica, llamándola el mayor error de su vida! Por ironía de la historia, descubrimos recientemente que la expansión es acelerada, por lo que se vuelve a necesitar una fuerza repulsiva para explicarlo, y los científicos ya consideran seriamente que la constante cosmológica exista a fin de cuentas. Por eso a veces se le da ese nombre a la misteriosa energía oscura. Después de todo, el mayor error de Einstein quizás sea un increíble acierto...
