Nuevas vistas en el universo: explorando el cosmos con catálogos de galaxias / Revista Elementos BUAP

Cuando observamos el cielo en una noche estrellada podemos ver algunos de los planetas de nuestro sistema solar y una multitud de estrellas que parecen lejanas y que no denotan a qué estructura u objeto pertenecen. Hoy en día sabemos que casi todas las estrellas que vemos son parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea, que es un conglomerado de aproximadamente cien mil millones de estrellas circundando alrededor de su centro y que tardan cerca de cien millones de años en dar una sola vuelta. Posicionados aquí, en la vuelta anterior los dinosaurios todavía existían. Para la escala humana ese tiempo es enorme, pero en la escala galáctica es el tiempo de tan solo una órbita.

     La cosmología es el estudio de las grandes estructuras del universo y de su luz, que permea todo el cosmos. En una analogía biológica, esas estructuras están formadas por pequeñas “células”, las galaxias, que integran “órganos” más grandes. Ese conjunto es parte del estudio de la cosmología, ciencia que es una mezcla interdisciplinaria de varias otras ciencias, como física, astronomía, matemáticas, computación y métodos estadísticos. Con todos esos saberes podemos llevar a cabo el análisis de una inmensidad de objetos y de la luz que nos llega del cosmos hasta la Tierra.

     Sabemos que la luz tiene una velocidad enorme, pero finita. Es de unos 300,000 kilómetros por segundo, y eso hace que su propagación nos parezca instantánea; pero la luz lejana, proveniente del vasto universo, puede tardar mucho tiempo en viajar hasta nosotros. Por ello, cuando vemos esa luz estamos observando el pasado de un objeto lejano. En principio, lo más lejano que podríamos observar es el origen mismo del universo; sin embargo, como explicaremos más adelante, no es posible ver una luz tan antigua, sino solo la proveniente de un tiempo posterior.

LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO

El universo nació aquí, y en todos lados, hace alrededor de 13,800 millones de años. El espacio que conforma al universo, como lo conocemos hoy, se expandió desde una fracción muy pequeña de centímetro en una fracción muy pequeña de segundo, y dio lugar a un universo visible que es enorme, con un diámetro de aproximadamente 9,000 millones de años luz. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, es decir, unos diez millones de millones de kilómetros, la cual es una medida astronómica conveniente para medir distancias en el universo; por ejemplo, la distancia de la Tierra al centro de la Vía Láctea es de unos veintiséis mil años luz, mientras que la distancia a Andrómeda, la galaxia más cercana a nosotros, es de 2.5 millones de años luz. Podemos ver, entonces, que el universo es muy viejo y muy grande.

     Para llegar a esas conclusiones, la cosmología utiliza la teoría de la relatividad general de Einstein, que a poco más de cien años de su postulación en 1915 sigue vigente y explica todos los fenómenos gravitacionales que observamos (Cervantes-Cota et al, 2019). Sin embargo, su validez es incierta, particularmente en dos casos: en el origen mismo del universo y en el interior de los agujeros negros; fuera de eso, pensamos que es una teoría válida para el universo. Se complementa con la teoría de las partículas elementales, el esquema teórico que nos explica las propiedades del contenido material del universo. Mientras que la relatividad general nos guía para saber cómo es la expansión del universo, las propiedades de las partículas elementales presentes en el universo temprano nos dicen cómo se van transformando estas para conformar el vasto universo.

     Según el modelo estándar de la cosmología, el universo se originó en una muy pequeña región del espacio, con muy altas densidades y temperaturas, en el evento que es conocido como la Gran Explosión (o Big Bang). A medida que el universo se expande, se enfría y su contenido material sufre una serie de transformaciones. Las partículas elementales iniciales (cuarks, gluones, electrones, fotones, etc.), existentes cuando el universo tenía una muy pequeña fracción de segundo, dieron paso a las partículas estables conocidas hoy en día: protones, neutrones, electrones, fotones (luz) y neutrinos. Estas partículas dan origen, durante los primeros segundos del universo, a los primeros elementos conocidos de la tabla periódica. Se formó el Hidrógeno, el Helio, el Litio, y pequeños rastros de otros elementos ligeros, y todos interactuaban mucho con la luz. El universo era opaco. Después, cuando el universo tenía alrededor de 380,000 años de edad, pasó a ser transparente –sus átomos se hicieron neutros y la luz pudo viajar libremente. Ese momento del universo es conocido como la época de la última dispersión, a partir de la cual la luz del universo viaja hacia todos lados y nos encuentra miles de millones de años después en el planeta Tierra.

     Esa luz, que es llamada radiación cósmica de fondo, fue emitida con longitudes de onda pequeñas, pero debido a la expansión del universo esas longitudes han crecido alrededor de mil veces, para ser medida hoy en día como microondas. Esa luz ha sido identificada y medida desde los años sesenta del siglo pasado mediante investigaciones que han merecido dos premios Nobel de física (en 1978, por el descubrimiento inicial, se le otorgó a Arno Penzias y Robert Wilson), y se le atribuyó una temperatura de 2.7 grados Kelvin o 270 grados Celsius bajo cero –¡muy fría!– Pero en el pasado el universo era caliente, y debido a la expansión se ha venido enfriando. Este descubrimiento permitió entonces confirmar que el universo tuvo su origen en un Big Bang caliente.

     El segundo Nobel fue otorgado en 2006 a John Mather y George Smoot por los experimentos del satélite COBE de finales de los años ochenta. Con el satélite, Mather encontró que las intensidades de dicha luz y sus frecuencias siguen el patrón de un cuerpo negro, que se carateriza por ser un absorbente perfecto. La radiación de cuerpo negro se da cuando la luz se encuentra en equilibrio con la materia, y por tanto el descubrimiento de Mather nos indica que en la época de la superficie de última dispersión el universo se encontraba en equilibrio termodinámico.

     En el otro experimento de COBE, George Smoot encontró que la luz presenta anisotropías. La temperatura medida a diferentes ángulos no es exactamente la misma, sino que tiene pequeñas desviaciones de alrededor de una parte en cien mil; es una muy pequeña desviación, pero importante. Este descubrimiento implica que las pequeñas desviaciones de la luz están asociadas a inhomogeneidades en la distribución de materia en la época de la superficie de última dispersión, las cuales representan las “semillas” que dieron lugar a la formación de la estructura de las galaxias, la estructura de la que hablamos al inicio. Hay que saber que en un universo perfectamente homogéneo e isótropo no se podría formar estructura, por lo que las anisotropías son necesarias para entender la existencia de estrellas y galaxias. En el modelo estándar de la cosmología se tiene una explicación del origen de esas anisotropías: provienen de campos cuánticos existentes en el inicio de la expansión del universo, en una etapa en la cual este creció de manera acelerada, conocida como inflación.

     En años posteriores, otros equipos experimentales han medido propiedades más finas de la radiación cósmica de fondo, lo que nos ha ayudado a entender en detalle el universo primigenio. Entre tales investigaciones están las realizadas con los satélites WMAP (década del 2000) y Planck (década del 2010), y algunas otras que recientemente han medido la radiación a ángulos muy pequeñas, entre ellas ACT, SPT, BICEP/KECK y POLARBEAR.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA

La materia del universo observada hoy en día está distribuida en estructuras que a grandes escalas cósmicas van de galaxias, como una célula mínima, a los cúmulos de galaxias, y a distancias más grandes a los supercúmulos de galaxias. Esa distribución cósmica se formó a partir de las pequeñas inhomogeneidades en la distribución que había en el universo temprano. Con esas semillas iniciales empezó en el pasado el colapso gravitacional que dio origen a todo lo que podemos observar hoy en día: la inmensidad de estrellas y galaxias.

     La luz, dijimos, tarda en viajar, y al verla sabemos que proviene del pasado. Cuando observamos una galaxia podemos ubicar el lugar y tiempo en los que fue emitida su luz. Para ello necesitamos un modelo cosmológico que relacione las propiedades de esa luz. Al expandirse el universo, se expande también la longitud de onda de la luz, provocando un agrandamiento de su longitud, llamado corrimiento al rojo. Este corrimiento es similar al efecto Doppler que ocurre cuando se aleja un tren de nosotros: escuchamos un cambio de frecuencia del sonido que emite hacia los tonos graves. Así, todas las ondas sufren ese corrimiento en su longitud de onda, pero en este caso lo provoca la expansión del universo. El corrimiento provoca longitudes de onda mayores –es decir, luz corrida al rojo– con menores frecuencias y energías. Al compararla con el mismo tipo de luz aquí en la Tierra podemos deducir qué tanto se corrió la luz, y sabemos entonces desde qué tan lejos proviene y cuándo fue emitida. El corrimiento al rojo, denotado por la letra z, es inversamente proporcional al tamaño que tenía el universo al momento en que la luz que observamos fue emitida. Como el tamaño del universo crece con el tiempo, el corrimiento al rojo es comúnmente usado como escala temporal. Mientras z es más grande, más hacia el pasado (y más lejos) está el objeto que observamos.

     Un z = 0 corresponde a la actualidad. Un z de alrededor de 1,000 corresponde al tiempo en que la radiación cósmica de fondo fue emitida y a una época en que el universo era 1000 veces más pequeño.

     Las macroestructuras del cosmos se miden con telescopios que analizan la luz proveniente de las galaxias y cuásares. Esto se hace a diferentes corrimientos al rojo; los corrimientos pequeños corresponden a la luz emitida hace menos tiempo, es decir, es de las galaxias más cercanas, mientras que la luz de las galaxias lejanas muestra corrimientos al rojo grandes. Las galaxias o protogalaxias aisladas más lejanas que se han medido presentan un z = 10, pero eso sí es muy lejano. Lo más común es encontrar muchas galaxias con corrimientos al rojo pequeños. Se estima que hay más de cien mil millones de galaxias en el universo observable, y el reto es entonces medir multitudes de ellas para saber cómo ha evolucionado la estructura que forman. Esa tarea es muy importante porque las galaxias no las observamos distribuidas al azar, sino que hay ciertos patrones o estructuras que dependen de la composición y de la historia del universo. Al medir sus posiciones y otros de sus atributos podemos deducir propiedades fundamentales de la naturaleza.

LOS NUEVOS ENTES DEL UNIVERSO

En los años treinta del siglo pasado hubo dos descubrimientos aparentemente desconectados entre sí. Uno, sobre el movimiento de las estrellas en nuestra galaxia, fue realizado por el holandés Jan Oort, quien se dio cuenta de que para explicar las altas velocidades de las estrellas se necesitaba una gran cantidad de materia que no se veía: la materia perdida. Por otro lado, el astrónomo suizo de origen búlgaro Fritz Zwicky midió excesos de velocidades, no de estrellas, sino de galaxias, y demostró también la existencia de la materia perdida a escalas más grandes, en los cúmulos de galaxias. Posteriormente, en los años setenta, la astrónoma estadounidense Vera Rubin midió con cuidado las curvas de rotación de las estrellas de varias galaxias individualmente, confirmando de una manera muy convincente que había un excedente en las velocidades medidas en comparación con la materia observada. La hipótesis fue entonces que debiera haber “halos” de materia perdida, hoy llamada “materia oscura”, que viven alrededor de la materia visible, con una distribución cercana a la esférica. Otros investigadores demostraron que los halos también se necesitaban para dar estabilidad a los discos de estrellas de las galaxias espirales; de otra manera, su gran velocidad de rotación expulsaría a sus estrellas al espacio.

     En los años posteriores, tanto las observaciones de la radiación cósmica de fondo como los mapas de galaxias, ayudaron a entender la necesidad de que existiera la materia oscura. Esta es mucho más abundante que la materia estándar –formada por átomos y también llamada materia bariónica– de tal manera que, dentro de una galaxia, aproximadamente 90 % de la materia es oscura y solo 10 % es materia estándar o bariónica. A escala de todo el cosmos la proporción es menor, pero la cantidad de materia oscura sigue siendo mucho mayor que la de estándar. Las mediciones modernas nos dicen que existe en el universo cinco veces más materia oscura que bariónica.

     Esta materia desconocida, de la que solo sabemos que gravita (y por tanto, que tiene masa) y que no emite luz ni interactúa de manera apreciable con la demás materia. La materia oscura es buscada intensamente en varios experimentos actuales en la Tierra, aunque hasta la fecha no se ha encontrado evidencia de su existencia, por lo que las interacciones fundamentales de la física de partículas no parecen ser parte de las propiedades de la materia oscura. Solo sabemos que gravita, pero al parecer no interactúa de otra forma.

     Sin embargo, esto no es el final de las sorpresas. Aparte de la materia oscura, hubo otro descubrimiento a finales de la década de 1990. Dos grupos independientes de astrónomos, uno dirigido por Saul Perlmutter y el otro por Adam Riess y Brian Schmidt, descubrieron que las distancias medidas a las supernovas tipo Ia solo coinciden con la teoría cosmológica si se adiciona a la teoría de la relatividad general una constante –que, por otro lado, el mismo Einstein había introducido por otras razones, y al final descartado. Los tres astrónomos descubrieron que el universo actual se encuentra en expansión acelerada desde hace algún tiempo (con corrimiento aproximado de z = 0.5), y por ello recibieron el Premio Nobel de Física en 2011. El universo vivía un crecimiento, pero desacelerado, y desde z = 0.5 hasta hoy en día (z = 0) se está acelerando.

     El origen de esta constante cosmológica es entonces algo que se debe explicar. La hipótesis más sencilla, y más aceptada, es que se trata de una nueva constante de la naturaleza. Pero su valor es intrigante, ya que es lo suficientemente pequeño y eso explica que en la historia pasada del cosmos no tuviera influencia. En la evolución del cosmos, la expansión del universo sintió su efecto solo desde corrimientos al rojo de alrededor de z = 0.5, pero antes no. Su efecto es, sin embargo, muy importante. Provoca que el universo no solo se expanda, sino que lo haga de manera acelerada, similar a la de la etapa de la inflación, en épocas muy tempranas del universo. Esa expansión rápida, por otro lado, ha hecho que en tiempos recientes las estructuras del cosmos de muy grande escala hayan dejado de formarse. De ser cierta esta explicación, en un futuro –aunque muy, muy lejano– las galaxias estarán tan separadas entre sí que no será posible observar ninguna, aparte de la nuestra: ¡estaremos solos en el universo!

     De manera general, uno se puede imaginar que quizá no se trata de una constante, sino que su origen está en un nuevo campo físico; por ejemplo, un cierto tipo de energía nueva, que evoluciona en el tiempo, pero su cambio es lento, a ritmos de las escalas cósmicas. Cualquiera que fuese el caso, genéricamente se le llama a este nuevo ente “energía oscura”, término acuñado por el cosmólogo Michael Turner, de la Universidad de Chicago. Esta forma de energía tampoco emite luz ni interactúa de otra forma, y es la causante de la presente expansión acelerada. La influencia de la energía oscura no es relevante en regiones pequeñas, por ejemplo, dentro de una galaxia, pero su escasa cantidad de energía se acumula y se vuelve importante cuando consideramos volúmenes cósmicos, y es ahí donde su contribución es apreciable.

     Los descubrimientos astronómicos descritos nos llevan a concluir que en el universo actual el contenido energético es de aproximadamente 70 % de energía oscura, 25 % de materia oscura y solo 5 % de materia bariónica ordinaria (núcleos atómicos). Existen, además, neutrinos y luz, pero su contenido energético actual contribuye con un porcentaje mucho menor. Más informaciones sobre la materia oscura se pueden consultar en Vazquez- González y Matos, 2008, y sobre la energía oscura en Perlmutter, 2003.

LAS COLABORACIONES

En el mundo existen diferentes grupos de investigación organizados en “colaboraciones”, cuyo objetivo es realizar grandes proyectos experimentales que involucran a diversas áreas de la ciencia. A continuación, describiremos dos de ellas vinculadas a la distribución de materia en el universo y, en consecuencia, al entendimiento de la naturaleza de la materia y enegía oscuras. Si bien las últimas dos décadas han sido de un gran éxito en el estudio de la radiación cósmica de fondo, las siguientes sin duda serán las décadas de los censos o catálogos de galaxias.

DESI

El proyecto DESI (siglas en inglés de “instrumento espectroscópico de energía oscura”) mide los corrimientos al rojo de las galaxias a través del análisis de sus espectros, lo cual permite mediciones muy precisas de dichos corrimientos y, por tanto, de las distancias a las cuales se encuentran. DESI utiliza el telescopio del observatorio Mayall de Kitt Peak, de Arizona, cuya lente principal mide cuatro metros de diámetro. Empezó mediciones científicas en mayo de 2021, después de un periodo de pruebas. Cabe mencionar que varios científicos mexicanos pertenecen a esta colaboración, entre ellos los autores del presente artículo y varios investigadores de la UNAM, la Universidad de Guanajuato y el CINVESTAV.

     Las mediciones se realizan en tres dimensiones: dos dimensiones angulares y una paralela a la línea de visión. DESI medirá alrededor de cuarenta millones de galaxias y cuásares en un área que corresponde a poco más de un tercio del cielo. Al medir múltiples corrimientos al rojo, proporcionará una imagen 3D de la estructura cósmica.

     Con esas mediciones estudiaremos detalladamente el efecto que produce la energía oscura en la expansión del universo a diferentes tiempos, y algunas propiedades de la materia oscura. Los objetos más cercanos son galaxias muy brillantes, y los más lejanos son los cuásares, que nos muestran regiones del pasado, cuando el universo tenía alrededor del 20 % de su tamaño actual; es decir, esa luz viajó cerca de ¡doce mil millones de años! Los datos de DESI son actualmente los más detallados de la estructura del universo a diferentes tiempos cósmicos. Más informaciones del proyecto DESI se pueden encontrar en su página de Internet.

LSST

El LSST (siglas en inglés de “censo legado del espacio y el tiempo”) es un proyecto para generar un catálogo de objetos celestes desde el observatorio chileno Vera Rubin, llamado así en honor de la astrónoma citada. El observatorio está actualmente en construcción avanzada y se espera que empiece a operar en 2024. Contará con una lente principal de 8.4 metros y una cámara con más de tres mil millones de píxeles, la cámara digital más grande del mundo, la cual permitirá un grado de medición extremadamente fino.

     Ubicado en el Cerro Pachón, en Chile, LSST medirá un conjunto de 500 petabytes de imágenes para estudiar la energía oscura y la materia oscura; hacer un inventario del Sistema Solar; explorar el cielo óptico transitorio y levantar una cartografía de la Vía Láctea. Lo que nos atañe ahora es el sondeo de los miles de millones de galaxias que serán medidas. En este proyecto también participan varios investigadores mexicanos, que son científicos de la UNAM, la Universidad de Guanajuato y, por el ININ, los autores del presente trabajo.

     A diferencia de DESI, que es un experimento espectroscópico, LSST es fotométrico, por lo que no medirá corrimientos al rojo precisos. Esto, que parece una desventaja, le permitirá tomar fotografías de altísima precisión de muchos más objetos del universo. Una vez que concluya, el experimento habrá obtenido más imágenes celestes que todos los telescopios en la historia de la humanidad ¡juntos! La técnica se basa en medir la distribución de materia que hay entre la galaxia que emite y la Tierra, al determinar el efecto de lente gravitacional que sufre la luz al viajar desde la galaxia emisora hasta nosotros. La teoría de la relatividad general predice que la materia curva el espacio –en este caso el espacio que rodea la materia intermedia que hay entre el lugar de emisión y la Tierra–, lo que produce que la luz no siga caminos rectos en su viaje, sino que sufra sutiles desviaciones que dan lugar al efecto que da una lente. A muy grandes escalas este efecto es débil (weak lensing), pero se podrá medir como una distorsión en los mapas de luz recibida por el observatorio Rubin. Más informaciones del proyecto LSST se pueden encontrar en su página de Internet.

LOS RETOS

Ambas colaboraciones científicas (DESI y LSST) ayudarán a entender cómo ha sido la expansión acelerada del universo y, por ende, a conocer en detalle las propiedades de la energía oscura. También tendremos detalles de las estructuras de gran escala, lo que permitirá escudriñar la historia de la formación de estructura en el universo y las propiedades de la materia oscura.

     Hay al menos dos retos importantes que atañen a los autores del presente trabajo. Uno es medir las propiedades del colapso gravitacional de las galaxias, y por tanto saber si la teoría de la relatividad general es correcta o si hay desviaciones en la manera en que las galaxias se atraen a escalas cósmicas. La evidencia hasta el momento señala que la relatividad general es correcta a escalas cósmicas pequeñas o medianas, pero deben estudiarse sus posibles desviaciones a escalas de millones de años luz.

     El otro reto es estudiar el efecto de la masa de los neutrinos en el colapso gravitacional. Los neutrinos que existían al principio del universo siguen presentes hoy en día. Su influencia sobre las estructuras cósmicas altera la forma en que colapsa la materia, pero actúa en sentido contrario. Su presencia produce que la fuerza gravitacional no sea eficiente a ciertas escalas que corresponden justo al tamaño al que ya no se puede comprimir más el “gas” de neutrinos.

     Este efecto depende de la masa de los neutrinos, que nos indica a su vez cuándo los neutrinos pasaron de ser relativistas a no relativistas, y por ello podemos ver sus efectos en la formación de estructura a muy grandes escalas.

     Actualmente, las cotas cósmicas a la suma de sus masas son más finas que las mediciones que provienen de experimentos terrestres.

     Se sabe que la suma de las masas es menor a una fracción de electronvoltio (que es una medida energética) dividida por la velocidad de la luz al cuadrado, pero sus verdaderos valores están por desvelarse.

     Estos efectos podrán ser estudiados en detalle en los telescopios DESI y LSST, así como se dará respuesta a muchas otras preguntas que nos ayudarán a entender los dos grandes misterios del universo actual: ¿qué son y qué propiedades tienen la materia oscura y la energía oscura? El momento no puede ser más fascinante para descubrir dos elementos clave en la historia cósmica que representan alrededor de 95 % de la energía existente en el universo hoy en día.

BIBLIOGRAFÍA

Cervantes-Cota JL, Galindo-Urribari S and Smoot G (2019). The Legacy of Einstein’s Eclipse, Gravitational Lensing. Universe 6:1-45. https://arxiv.org/pdf/1912.07674.pdf.

Vazquez-Gonzalez A y Matos T (2008). La materia oscura del universo: retos y perspectivas. Revista Mexicana de Física E 54(2):193-202. http://www.scielo.org.mx/pdf/rmfe/v54n2/v54n2a12.pdf.

Perlmutter S (2003). Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe. Physics Today 56(4):53-60. https://doi.org/10.1063/1.1580050.

DESI, Dark Energy Spectroscopic Instrument (https://www.desi.lbl.gov).

LSST, Legacy Survey of Space and Time (https://www.lsst.org).