La nueva cosmología

Versión de mayo de 2003. No distribuir sin permiso. Cualquier comentario será bienvenido

   Una breve historia

    En 1916 Albert Einstein introducía la Teoría General de la Relatividad (TGR). La TGR era un marco teórico idóneo para el nacimiento de los primeros modelos cosmológicos. Alexander Friedmann y Georges Édouard Lemaître estudiaron de forma independiente las primeras soluciones cosmológicas de un universo en expansión. Casi simultáneamente Edwin Hubble establecía la naturaleza extragaláctica de las nebulosas y presentaba la primera evidencia de la expansión del universo. La suma de buenas ideas teóricas (la TGR) y buena tecnología (grandes telescopios como Mont Wilson) dieron comienzo a la cosmología moderna.
    A finales de los treinta y principios de los cuarenta, coincidiendo con la "nueva tecnología" de la bomba atómica,  George Gamow introducía el modelo del Big Bang Caliente, con los primeros cálculos de nucleosíntesis primigenia.
    En los cincuenta se introducía el modelo de Estado Estacionario. La puesta en servicio de Monte Palomar y el descubrimiento de los cuásares, así como la posibilidad de nuevos inventarios de radiofuentes, imprimieron la primera puñalada al modelo de Estado Estacionario.
    El descubrimiento accidental del fondo cósmico de microondas sería sin duda el certificado de defunción del modelo de Estado Estacionario y el comienzo del estudio observacional del universo primitivo.
    Durante los setenta empezaron a proliferar nueva ideas en la física de partículas que nos llevarían hasta el modelo estándar de la física de partículas: un popurrí de nuevas ideas teóricas en las que unos constituyentes fundamentales (quarks+leptones) interaccionaban mediante tres fuerzas(electromagnética, nuclear débil y nuclear fuerte), a través del intercambio de bosones gauge. Estas partículas adquirían masa por un mecanismo de rotura expontánea de la simetría conocido como mecanismo de Higgs. Dos de las interacciones (electromagnetismo y nuclear débil) pudieron unificarse en un escenario común conocido como teoría electro-débil.
    Steve Weinberg  –uno de los creadores de la teoría electro-débil– estableció  en 1972 lo que hoy conocemos como modelo estándar del Big Bang Caliente, haciendo una descripción memorable de "Los tres primeros minutos del universo". Por supuesto, los cálculos de aquel entonces eran fiables hasta una diezmilésima de segundo después del Big Bang.
    A partir de ese punto, durante los setenta y ochenta la cosmología permaneció en un estado que podemos denominar guiado por la teoría, donde si bien ciertamente nacieron nuevas ideas inspiradas por los modelos de Gran Unificación, como inflación, materia oscura no bariónica, cambios de fase en el universo primitivo, bariogénesis o defectos topológicos, no se tenía ninguna manera de someter a pruebas observacionales todo ese cúmulo de ideas.
    La idea de un universo que había pasado en algún momento de su historia pasada por un instante de expansión exponencial acelerada y cuyo principal componente era materia oscura no bariónica sobrevivió al paso del tiempo.
    Pero fue de nuevo la tecnología de los noventa la que marcó la diferencia: cámaras CCD, grandes telescopios terrestres, el telescopio espacial Hubble, grandes ordenadores y radiotelescopios más sensibles. Las evidencias observacionales acumuladas durante esa década, junto con la confianza de unas teorías marco experimentalmente constrastadas hasta precisiones increibles como son la TGR y el Modelo Estándar de la física de partículas, dejaron establecido fuera de toda duda razonable la idea de que vivimos en un universo en expansión que evoluciona a partir de un estado de alta densidad y temperatura que denominamos Big Bang (Gran Explosión).
    En los últimos años una nueva cosmología se está fraguando que puede extender nuestro conocimiento hasta unos 10^-32 segundos después del Big Bang, una época en la que las mayores estructuras del universo consistían en fluctuaciones cuánticas subatómicas.
 

La nueva cosmología

    El nuevo escenario al que están apuntando todas las evidencias observacionales de la actualidad consistiría en:

• Universo plano de densidad crítica en expansión acelerada

• Inflación: expansión exponencial en el universo primitivo

• Inhomogeneidades producidas por fluctuaciones cuánticas amplificadas durante inflación.

• Composición: 2/3-3/4 de energía oscura y 1/4-1/3 de materia oscura

• Composición material:0,5% estrellas, 3-5% bariones (materia normal), 0,3% neutrinos, 25-33% materia fria no bariónica

• Edad del universo: 13-15 mil millones de años

• Temperatura actual del fondo cósmico de microondas: 2.725±0.001 K

• Constante de Hubble: 71±4 km/s/Mpc

Resultados recientes

• Universo plano. Parametro de densidad W₀ = 1.02±0.02 que implica un radio de curvatura al menos unas 50 veces mayor que el radio de Hubble

• Acuerdo extraordinario entre las medidas de densidad bariónica deducida de los cálculos de nucleosíntes primigenia a partir de  las abudancias medidas de deuterio (W_B h²= 0.020±0.002) y deducida a partir de las observaciones del fondo cósmico de microondas (W_Bh² = 0.0224±0.0009). [h = H₀/100]

• Acuerdo aceptable entre la densidad de materia deducida a partir del fondo cósmico de microondas (W_m= 0.29±0.07) y a partir del estudio de los cúmulos de galaxias (W_m= 0.3±0.1).

• Acuerdo extraordinario entre la edad del universo deducida a partir de la edad de los cúmulos globulares (13.5±2 gigaaños), la edad dinámica deducida a partir de las medidas del fondo cósmico de microondas (13.4±0.3), la edad usando enanas blancas (12.7±0.7)

• El espectro de inhomogeneidades en la distribución galáctica, es decir, la contribución de cada escala angular a la variaciónes de densidad* , obtenidas de los surveys de más de 100,000 galaxias SDSS y 2dFGRS , compatibles con la existencia de una componente de materia formadas por partículas de baja velocidad y de interacción más débil que la electromagnética (Materia Oscura Fría).

• El experimento Super-Kamiokande sugiere que los neutrinos oscilan entre las diferentes especies. Esto sólo puede ocurrir si estos tienen masa. El límite inferior de esta masa es tal que la suma de las tres especies tiene que ser mayor que 0,1 eV. Curiosamente, el límite a la cantidad de neutrinos que permiten los modelos de formación galáctica para obtener distribuciones compatibles con lo observado es menor que unos 5 eV. Y aún más curioso e importante es que este hecho soluciona al mismo tiempo el famoso problema de los neutrinos solares. La mala noticia (¡siempre hay malas noticias!) es que en principio habría que modificar el Modelo Estándar de la física de partículas para contar con estos "nuevos neutrinos masivos".

• El escenario inflacionario ha pasado su primer test. Dos de sus predicciones principales: un Universo plano e inhomogeneidades promordiales con un espectro de igual potencia en todas las escalas están bien contrastadas.

• La contribución de la energía oscura por tanto debería ser según lo anterior 0.67±0.08 (en unidades de la densidad crítica). Los resultados del estudio de supernovas de tipo Ia llevan a la conclusión, que si esta energía es debida a la constante cosmológica, su contribución debería ser 0.8±0.16. ¡Los intervalos son perfectamente compatibles!.

Incertidumbres observacionales

• El intervalo de error del parámetro de densidad total de materia y energía es perfectamente compatible con un universo plano, pero en realidad el valor observacional favorece ligeramente un universo cerrado aparentemente incompatible con la mayoría de escenarios inflacionarios.

• La tan traída y llevada constante de Hubble podría todavía dar alguna sorpresa. Es suficientemente sospechoso como para seguir investigando que métodos independientes de la escala de distancias marcada por las cefeidas y por la distancia a la Gran Nube de Magallanes tiendan a dar valores bajos de la constante de Hubble, del orden de 60, incluso sin descartar valores tan bajos como 50.

• La aceleración del universo viene de la utilización de supernovas de tipo Ia como candelas estándar. Hay que decir que realmente nadie está seguro que en todos los casos la fuente de luminosidad de la supernova sea la deflagración de una enana blanca con una masa de 1,4 masas solares. Mecanismo alternativos podrían implicar enanas blancas con masas menores o la fusión de dos enanas blancas. Los estudios de supernovas han encontrado una correlación entre la luminosidad máxima y a la anchura de la curva de luz. Pero los resultados podrían ser engañosos a desplazamientos al rojo elevados, aunque el excelente trabajo observacional de los dos grupos de supernovas parece haber controlado todas las posibles fuentes de errores sistemáticos.

• Los datos del fondo cósmico de microondas no son sensibles a la densidad de materia, sino a la combinación s₈ W_m^0.5 donde s₈ es la varianza de las fluctuaciones de densidad dentro de una esfera de 8 h^-1Mpc de radio (h = H₀/100). Estos parámetros sólo pueden determinarse a partir las cuentas de cúmulos a desplazamiento al rojo elevado. Existen dos tendencias en las observaciones. Una de baja masa y alta varianza (s₈ ~ 0.96, W_m~ 0.12) y otra de masa elevada y baja varianza (s₈ ~ 0.66, W_m~ 0.35). El mejor ajuste de los datos del fondo cósmico de microndas están en algún lugar intermedio (s₈ ~ 0.9, W_m~ 0.28) aparentemente compatible (s₈ ~ 0.95 para W_m~ 0.25)  con la determinación de Bahcall & Bode a partir del estudio de cúmulos masivos en el rango z = 0.5-0.8.

• El mejor ajuste de los datos de WMAP corresponden a un índice espectral n que varía ligeramente con la escala. De hecho, aunque tal modelo resuelve las discrepancias observadas con el modelo estándar (n = 1 y constante) a pequeñas escalas, permanece una intrigante discrepancia a grandes escalas (cuadrupolo y octopolo) que podrían ser consecuencia de la inexistente comprensión de la naturaleza de la energía oscura o también podría ser indicativo de un universo finito.

• Parece ser que todavía es posible construir modelos tipo de Einstein-de Sitter con una constante de Hubble del orden de 45-50 que ajusten tan bien las observaciones como el mejor de los modelos con constante cosmológica (Blanchard et al. 2003).

Nuevos misterios para una nueva era

1. ¿De qué está hecha la Materia Oscura no bariónica?

    Posibilidades:

• Partículas teóricas procedentes de extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas (como la supersimetría) tipo axiones (bosón procedente de la rotura espontánea de un tipo especial de simetría global) o neutralinos (partícula supersimétrica neutra más ligera). Estas partículas no han sido observadas experimentalmente pero se supone podrán serlo (en caso de existir) en aceleradores de nueva construcción como el Tevatron o el LHC (Large Hadron Collider). Otra posibilidad de observación indirecta proviene un mejor conocimiento de las propiedades dinámicas galácticas, o de los efectos de su aniquilación en las observación de neutrinos solares de alta energía, positrones en rayos cósmicos y rayos gamma.

• Nueva materia con propiedades inesperadas.

• La materia oscura en un efecto de nueva física gravitatoria (Ver MOND y Gravedad Conforme por ejemplo).

2. ¿De qué está hecha la energía oscura?. O puesto de otra manera, ¿qué está causando la aceleración en la expansión del universo?.

    Posibilidades:

• Constante Cosmológica.

• Quintaesencia

• Alguna otra cosa misteriosa con las siguientes propiedades

  • No emita ni absorba luz

  • Más parecida a una componente energética (presión ~ densidad) que a la materia (presión << densidad)

  • Presión negativa (presión ~ - densidad)

  • Distribución muy homogénea

3. ¿Cuál es el futuro a largo plazo del universo?

    En un universo dominado por materia, la geometría, la densidad del materia y el destino del universo están unívocamente determinados, suponiendo que el universo no tuviera una topología no trivial (por ejemplo que el espacio estuviera enrollado formando un especie de hiperdonut o hipertoro). Esta correlación funciona como sigue (ver dinámica de la expansión):

• Densidad crítica ® universo plano ® expansión eterna

• Densidad < Densidad crítica ®  curvatura negativa ® expansión eterna

• Densidad > Densidad crítica  ®  curvatura positiva ® futura contracción

La existencia de una componente de energía oscura ha cambiado esta correlación según las siguientes posibilidades:

• Expansión exponencial acelerada dominada por la energía oscura en la que los objetos (galaxias lejanas) terminarán despareciendo a la vista del observador.

• Universo subcrítico dominado por materia si la energía oscura se disipa con el tiempo. Expansión eterna.

• Futura contracción si la energía oscura se disipa revelando una componente atractiva (constante cosmológica positiva)

4. ¿Qué escenario inflacionario es el correcto?. Inflación parece diluir toda la información procedente de etapas pre-inflacionarias (si esto tiene algún sentido, puesto que modelos como inflación caótica obvian la cuestión de las condiciones iniciales). Pero mientras la cuestión no esté clara la gente seguirá preguntándose que sucedió antes del periodo inflacionario. Por supuesto, a pesar del primer éxito observacional de inflación, ésta podría no haber ocurrido y de hecho ya se han planteado algunos escenarios alternativos.
 

Grandes preguntas de la física moderna relacionadas con la cosmología

    1. ¿Existen más dimensiones espaciales y universos paralelos?. Modelos basados en teorías de supercuerdas y teoría M contienen varias dimensiones extra, mientras que la existencia de universos paralelos en los escenarios inflacionarios parece inevitable (ver además Tegmark 2003).

    2. ¿Por qué no existen grandes cantidades de antimateria?. Para que no se produjera una catastrofe de aniquilación  en el universo primigenio que acabara con todo tipo de materia y antimateria debió existir una asimetría de 100000001 quarks por cada 1000000000 antiquarks al menos una millonésima de segundo después del Big Bang.La existencia de un periodo de inflación impide que esta asimetría provenga de instantes pre-inflacionarios, debido a que la tremenda creación de partículas generada por el cambio de nivel energético del inflatón diluiría dicha asimetría. Por esta razón, la asimetría debió de ser generada dinámicamente (bariogénesis) después del periodo inflacionario. ¿Cómo se produjo esta asimetría?. La hipótesis más prometedora parece ser una asimetría en los leptones posibilitada por neutrinos masivos que se transferiría a los bariones en reacciones que implicarían la fuerza electrodébil. Pero de momento nadie conoce la respuesta. (ver noticia relacionada del 9/07/2001 y un review del estado observacional y teórico del tema)

    3. El problema más vergonzoso de toda la física teórica: ¿Por qué la constante cosmológica observada es al menos varias decenas de órdenes de magnitud menor que la predicha por la estimaciones cuánticas de la densidad de energía de vacío?.

    4. ¿Por qué a mí y por qué ahora?. Conocido como el problema de Nancy Kerrigan (patinadora olímpica que se hizo la misma pregunta al ganar la medalla de oro) o 2º problema de la constante cosmológica. ¿Por qué el valor de la constante cosmológica es del mismo orden que el de la densidad de materia?. ¿Por qué vivimos en una época donde esto es así?. La única respuesta que se ha dado a dicha cuestión viene de la siempre problemática mano del Principio Antrópico.

* Técnicamente definida como la tranformada de fourier de la función de correlación, que representa la desviación relativa de densidad de galaxias respecto de la media (ver para más detalles la formación de las galaxias).

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