Octubre: Cosmología

Eduard Salvador Solé y Alberto Manrique Oliva – Universitat de Barcelona

 

La historia de la cosmología moderna arranca a principios del siglo XX. Por aquella época se debatía sobre la posibilidad de que nuestra Galaxia, la Vía Láctea, contuviera todas las estrellas presentes en el Universo y que, fuera de ella, tan sólo hubiera un gran vacío cósmico (el Gran Debate). Hacia los años 30, el astrónomo americano Edwin Hubble (1899-1953) sentó las bases empíricas de la cosmología actual al descubrir que algunas nebulosas, como Andrómeda, no eran nubes de gas situadas entre las estrellas, sino otros sistemas estelares parecidos a la Vía Láctea, externos a la misma. Al intentar determinar la distancia a esos objetos, que pasaron a llamarse galaxias, Hubble realizó al poco tiempo otro notable descubrimiento: el espectro de la luz procedente de las galaxias estaba tanto más corrido hacia el rojo cuanto menor era su luminosidad aparente (Ley de Hubble). Interpretando dicho corrimiento al rojo como debido al efecto Doppler, eso indicaba que las galaxias se alejaban de la Vía Láctea a una velocidad proporcional a su distancia.

 

 

Con esos dos descubrimientos nuestra concepción del Universo sufría una revolución semejante a la producida en el siglo XVI con Copérnico. El Universo pasaba a estar lleno de galaxias distribuidas uniformemente hasta los confines del espacio y alejándose las unas de las otras como si el Universo estuviera expandiéndose a idéntico ritmo en todas partes. Evidentemente las galaxias no dejaban de atraerse las unas a las otras por efecto de la gravedad, por lo que dicha expansión debía ir frenándose lentamente con el paso del tiempo (ver apartado II).

 

Para determinar la posible evolución del Universo se requería pues una teoría gravitatoria. Por desgracia la teoría de la Gravitación Universal de Newton era insuficiente, pero pocos años antes Albert Einstein (1879-1955) había desarrollado una nueva teoría, la Relatividad General (RG) que sí permitía ese estudio (ver apdo. II).

El primer modelo cosmológico desarrollado por Einstein antes de que Hubble descubriera las galaxias y su movimiento de recesión, suponía que el Universo era estático. Para que esto fuera posible Einstein había tenido que incluir la llamada constante cosmológica en sus ecuaciones de la RG a fin de que hubiera una fuerza repulsiva de origen geométrico capaz de compensar la atracción debida al contenido en masa y energía del Universo. Cuando más tarde quedó claro que el universo no era estático, Einstein se apresuró a borrar la famosa constante cosmológica de todas sus ecuaciones sin sospechar que con el tiempo volvería a ser necesaria (ver apdos. II y IV).

 

 

 

Los primeros modelos de un Universo homogéneo en evolución utilizando la RG sin constante cosmológica se deben al matemático y meteorólogo ruso Alexander Friedman (1888-1925) quien desgraciadamente murió al poco tiempo de proponerlos. Estos modelos fueron retomados tras unos años por el clérigo belga George Lemaître (1894-1966) quien se interesó en las posibles consecuencias de una fase temprana en la historia del Universo en la que la densidad cósmica habría sido comparable a la de los núcleos atómicos (modelo del átomo primitivo). Según este modelo el Universo tendría una edad finita y habría estado expandiéndose desde un instante inicial de densidad infinita. Precisamente la idea de que el Universo tuviera un inicio en el tiempo no gustaba a la mayoría de los científicos coetáneos a Lemaître que preferían la idea de un Universo eterno e inmutable, sin lugar para una posible Creación. Por este motivo, el modelo cosmológico preferido por aquel tiempo era otro, el llamado modelo estacionario propuesto por el astrónomo británico Fred Hoyle (1915-2003) y colaboradores, según el cual el universo se expandía conforme a la Ley de Hubble pero nada cambiaba debido a que la disminución en la densidad cósmica debida a dicha expansión era compensada por una creación continua de materia.

 

Pero no todos los científicos ignoraban el modelo de Friedman-Lemaître, conocido con el irónico nombre de modelo del Big Bang (la Gran Explosión) debido a Hoyle. Así, el físico nuclear ruso-americano George Gamow (1904-1968) lo utilizó, allá por los años 50, para explorar la idea de que los distintos isótopos presentes hoy día en el Universo se hubieran formado en la fase de alta densidad que, según ese modelo, habría tenido lugar en los albores del Universo. Según los cálculos de Gamow y colaboradores, tan sólo los isótopos más ligeros podían haberse formado de esa guisa (ver apdo. III). De esos cálculos también se desprendía que, de ser ése el origen de los elementos ligeros, hoy día debería existir una radiación cósmica de fondo, reliquia del Universo primitivo, a unos pocos grados Kelvin que llenaría todo el universo por igual (ver apdo. III). Dificultades técnicas del momento impedían comprobar esa predicción. Por otro lado, esa teoría no resolvía el problema de fondo por cuanto no daba cuenta de los isótopos más pesados. Por todo ello la teoría de Gamow pasó inicialmente inadvertida. Sin embargo, los avances en astrofísica nuclear fueron mostrando poco a poco que los isótopos más pesados se formaban en el interior de las estrellas mientras que, para los ligeros, no había otra explicación que la propuesta por Gamow.

A principios de los años 60, un grupo de físicos teóricos y astrofísicos de la Universidad de Princeton, viendo que ya era factible detectar la radiación de fondo predicha por Gamow, se pusieron manos a la obra. Pero justo cuando se aprestaban a hacerlo, dos ingenieros de Bell Laboratory, Arno Penzias y Robert Wilson, intentando poner a punto una radioantena con fines de comunicación, dieron por casualidad con ella. Era el año 1965. Este notable descubrimiento dio el espaldarazo definitivo al modelo del Big Bang.   

 

 

 

 

 

Alberto Manrique Oliva y Eduard Salvador Solé – Universitat de Barcelona

 

El Universo muestra propiedades muy parecidas en todas las direcciones (isotropía). Dado que no hay ninguna razón para que estemos situados justo en su centro, eso indica que el Universo es parecido en todas partes (homogeneidad). El modelo del Big Bang se basa en ese supuesto (Principio Cosmológico) así como en que el Universo está expandiéndose como muestra la ley empírica de Hubble (ver apdo. I).

 

Debido a esa expansión, si retrocediéramos en el tiempo, veríamos cómo la materia se va comprimiendo más y más hasta alcanzar densidades inimaginablemente grandes. Antes de llegar al instante “cero”, definido como el tiempo en el que la densidad se hace infinita, la física actual deja de ser válida. Se hace necesario aplicar una teoría cuántica de la gravedad hoy por hoy desconocida. Por lo tanto, no podemos asegurar ni siquiera que haya existido ese instante cero. Lo que si podemos es acercarnos mucho a él (hasta tan sólo 10^-43 segundos de él). A partir de ese instante, el modelo del Big Bang empieza a ser una buena descripción de la historia del Universo, y proporciona una descripción muy fiable desde unos 10^-30 segundos del tiempo cero.

 

Si el Universo se hubiera estado expandiendo siempre al ritmo actual, dado por la Ley de Hubble, su edad sería de unos 15.000 millones de años. Sin embargo, el ritmo de expansión ha ido variando con el tiempo por dos razones: 1) debido a la atracción de la materia-energía que la ha ido frenando y a los efectos de una posible constante cosmológica que la habría podido acelerar y 2) debido al estado de la materia en cada instante, el cual determina, para una densidad dada, la presión que ésta ejerce a su alrededor relacionada con la energía típica de sus partículas. No hay que olvidar que en relatividad, la energía y la masa son intercambiables (mediante un factor de conversión igual a la velocidad de la luz al cuadrado, se puede pasar de la una a la otra), lo que hace que tanto la masa como la energía generen gravedad. Cálculos detallados mediante las ecuaciones de Friedman teniendo en cuenta todos esos efectos (y los valores de los parámetros cosmológicos determinados determinados observacionalmente, ver apdos. III y IV) muestran que la edad actual del Universo es de 13.700 millones de años, lo cual es consistente con la edad de los objetos cósmicos más viejos que pueblan el Universo.

 

 

Las ecuaciones de Friedman, desarrolladas en el marco de la RG de Einstein, siguen la evolución del Universo homogéneo y en expansión, lleno de partículas (y campos cuánticos, que pueden comportarse como una constante cosmológica) con ecuaciones de estado que van variando con el tiempo. Si nos restringimos a tiempos cósmicos no demasiado pequeños y a distancias no demasiado grandes, esas ecuaciones pueden deducirse en el marco de la Gravitación de Newton, lo que permite comprender su significado: se trata simplemente de las ecuaciones de conservación de la masa y la energía aplicadas al fluido cósmico. La versión relativista de esas ecuaciones difiere de la newtoniana en sólo dos aspectos: la gravedad viene generada por la energía de las partículas y no sólo por su masa (que incluso puede ser nula como en el caso de los fotones) y la velocidad de las partículas no puede superar nunca la velocidad de la luz. La primera diferencia es importante para tiempos cósmicos pequeños en los que las partículas eran extremadamente energéticas (con la expansión, el Universo se ha ido enfriando), mientras que la segunda lo es a grandes distancias donde la velocidad de alejamiento entre partículas deja de tener sentido. Ese último aspecto se debe a la siguiente diferencia fundamental entre las gravitaciones de Newton y Einstein. Según Newton las partículas sometidas a un campo de gravedad siguen trayectorias curvadas en un espacio euclidiano, mientras que según Einstein siguen líneas rectas (geodésicas) como en ausencia de gravedad pero es el espacio-tiempo el que se curva. El hecho de que el espacio-tiempo esté curvado hace que no podamos señalar con vectores (flechas) puntos muy alejados y, por lo tanto, tampoco podamos medir como cambian esos vectores con el tiempo. Es decir, la noción de velocidad relativa entre objetos muy alejados deja de tener sentido. Así pues, la Ley de Hubble no puede interpretarse en RG como debida a que las galaxias se alejan de nosotros a una “velocidad relativa” tanto mayor cuanto mayor es su distancia; tan sólo podemos decir que es el resultado de la expansión del espacio desde que las galaxias que vemos emitieron su luz.

 

Efectivamente, como consecuencia de la velocidad finita de la luz, los fotones que hoy nos llegan de galaxias muy lejanas pueden haber tardado centenares o miles de millones de años en recorrer la distancia que nos separa de ellas (la velocidad de la luz se mide localmente, no es una velocidad relativa entre objetos distantes). Así pues, las imágenes astronómicas de galaxias no nos muestran cómo son esos objetos en la actualidad sino cómo eran cuando emitieron los fotones que ahora recibimos. Eso tiene grandes ventajas y grandes inconvenientes para los estudios cosmológicos. Uno de los inconvenientes es que nos impide comprobar la homogeneidad del Universo a base de “ver” como es a grandes distancias de nosotros. A esas distancias el Universo es muy diferente de cómo se presenta a nuestro alrededor, pero esto no significa que el Universo no sea homogéneo sino simplemente que cambia con el tiempo. Por el contrario, una gran ventaja es que permite “ver” como era el Universo a distintas épocas a lo largo de su historia. Así podemos estudiar cómo fluctuaba la densidad de materia-energía cuando se generó la radiación de fondo, lo cual nos informa sobre las propiedades del fluido cósmico en aquella época y del Universo en general. O podemos estudiar cómo ha sido el proceso de formación y evolución de las galaxias (ver apdo. IV).

 

 

 

 

Lo más lejos (en espacio y tiempo) que podemos ver es precisamente el momento en que se generó la radiación cósmica de fondo. Eso sucedió cuando el Universo tenía tan sólo 380.000 años. Antes de ese instante el Universo era opaco. Por este motivo no podemos contemplar el proceso de formación de los elementos ligeros (nucleosíntesis primordial), a los pocos minutos después del instante cero, ni mucho menos el de la formación de las partículas subatómicas, que tuvo lugar tras un período de rápida expansión (inflación) del universo cuando éste tan sólo tenía 10^-35 segundos (apdos. III i IV respectivamente). De todas formas, aun suponiendo que el Universo primitivo no fuera opaco, nuestra visión estaría limitada por lo que llamamos el horizonte, situado a aquella distancia de nosotros desde la cual ningún vehículo de información, viajando a la velocidad insuperable de la luz desde el instante cero, habría tenido tiempo de alcanzarnos.

 

Dado que en RG, el contenido en materia-energía del Universo determina la curvatura del espacio-tiempo, a partir de las propiedades que muestra el Universo dentro del horizonte y suponiendo que se mantienen fuera de él (lo cual por razones obvias no puede comprobarse) podemos estimar su extensión espacial y temporal. Dentro del horizonte el Universo presenta una densidad de masa-energía mayor de lo que corresponde al recuento de estrellas y cualquier otro tipo de cuerpos celestes convencionales. Existe pues gran cantidad de materia oscura de composición desconocida. Esto conduce a un Universo espacialmente infinito, aunque sin límites aparentes, y en expansión indefinida. Concretamente, nuestro Universo se situaría justo

a la frontera entre los modelos abiertos (con curvatura espacial negativa y una expansión indefinida con exceso de energía al infinito) y los modelos cerrados (con curvatura espacial positiva y expansión finita seguida de una fase de contracción hasta la implosión final). Dado que al expandirse el Universo se enfría, eso nos llevaría inexorablemente a una triste “muerte térmica” (de frío y soledad). Pero eso no es todo. Como se desprende de distintas observaciones, especialmente las de explosiones de Supernova en galaxias muy distantes, el Universo parece haber iniciado recientemente una fase de expansión acelerada, es decir, su evolución estaría dominada por una constante cosmológica o algo parecido, también llamada energía oscura, semejante, aunque sin relación alguna, con la que habría dado lugar a la fase de inflación del universo primitivo. Esta expansión acelerada del Universo debiera terminar por desgarrar todos los objetos y partículas presentes en el Universo, lo que conduciría a una muerte mucho más dramática que la térmica aunque igual de triste. Las últimas estimaciones del contenido de nuestro Universo indican que la materia ordinaria tan sólo representa el 4 % del total; casi un 23 % corresponde a materia oscura no convencional, mientras que el 73 % restante lo constituye la energía oscura.

 

Enrique Martínez González y Diego Herranz Muñoz – Instituto de Física de Cantabria

 

Como se ha visto en los apartados anteriores el paradigma actual en cosmología, el modelo del Big Bang, se fundamentó en tres evidencias observacionales: la expansión del universo, la nucleosíntesis primordial y la radiación cósmica de fondo. En particular fue el descubrimiento de esta radiación, también conocida como fondo cósmico de microondas debido a que su pico de intensidad se observa en este rango de longitudes de onda, lo que provocó finalmente su aceptación por la comunidad científica frente al modelo competidor del estado estacionario. Esta radiación proviene de la superficie de última dispersión en que, debido al enfriamiento sufrido por la expansión del universo, la radiación ya no tiene suficiente energía para ionizar los átomos de hidrógeno por lo que todos los electrones acaban formando átomos y la materia se vuelva neutra. Si bien su detección tuvo una gran importancia cosmológica, el estudio posterior de las propiedades tanto de su distribución espectral como espacial fueron claves para una confirmación detallada del modelo del Big Bang. Estos resultados junto con otros relacionados con diferentes tests cosmológicos, como la distribución de las galaxias, la edad de los objetos más viejos, el test magnitud-redshift para supernovas del tipo Ia o el efecto lente gravitatoria de fuentes lejanas, constituyen algunos de los muchos éxitos del modelo del Big Bang.

 

 

Si la propia detección de la radiación de fondo fue merecedora del premio Nobel, también lo fue la determinación, 25 años más tarde, del espectro de cuerpo negro a una temperatura de -270 grados centígrados mediante los datos del experimento FIRAS a bordo del satélite COBE, así como la detección de las anisotropías mediante el experimento DMR del mismo satélite. Estas pequeñas diferencias de temperatura, de una parte en cien mil, cuando miramos en diferentes direcciones del cielo son el reflejo de las semillas en las fluctuaciones de materia iniciales que dieron lugar a las galaxias y demás estructura a gran escala del universo tal y como la vemos actualmente. Las pequeñas anisotropías de la radiación de fondo constituyeron durante muchos años el eslabón perdido entre unas condiciones de gran uniformidad en la distribución de materia al principio y la compleja distribución de galaxias que observamos actualmente en forma de cúmulos de galaxias, supercúmulos y filamentos (ver también estructura a gran escala) en lo que se conoce como la red cósmica. Este hallazgo confirmó por primera vez el escenario de inestabilidad gravitacional según el cual la distribución de galaxias se formó a partir de las pequeñas inhomogeneidades existentes al principio (ver sección IV) que, mediante atracción gravitatoria, fueron acumulando materia y creciendo paulatinamente en un lento proceso de miles de millones de años. Las anisotropías tanto en la temperatura como en la polarización de la radiación de fondo constituyen una herramienta única para la determinación de los parámetros cosmológicos que caracterizan el modelo y confirmar el modelo de inflación (ver sección IV). Así, el satélite WMAP de la NASA, lanzado en 2001, ha medido las anisotropías de dicha radiación en todo el cielo con una precisión sin precedentes. Estas medidas, combinadas con datos de supernovas y de los grandes cartografiados de galaxias 2dF y SDSS, han implicado una espectacular mejora en la determinación de los parámetros cosmológicos, reduciendo sus incertidumbres a unos pocos por ciento y abriéndonos las puertas a una nueva era que se conoce como “cosmología de precisión”. Con el recientemente lanzado satélite Planck de la ESA, se espera una mejora sustancial en la precisión de las medidas de las anisotropías de temperatura y polarización, con el consiguiente impacto en la determinación de dichos parámetros y en nuestro conocimiento del universo en general. 

 

 

Desde mediados del siglo pasado se sabía que la creación de los elementos más ligeros tuvo que suceder al principio de los tiempos en un estado denso y caliente de la materia en el universo. Sin embargo todavía era necesaria una confrontación precisa entre las predicciones del Big Bang y las abundancias observadas. Estas abundancias vendrían dadas por las reacciones termonucleares entre los protones y neutrones formados después de la bariogénesis, que tuvieron lugar durante un corto periodo de unos pocos minutos determinado por la velocidad de expansión del universo que hacía que éste fuera enfriándose a la vez que se volvía menos denso. Así, mediante una cadena de reacciones termonucleares se sintetizaron el deuterio (un isótopo del hidrógeno formado por un protón y un neutrón) y el helio (el elemento más abundante de la naturaleza después del hidrógeno). Excepto pequeñas trazas de litio, elementos más pesados que el helio no se pudieron formar en el Big Bang debido al corto periodo de tiempo que permite la expansión del universo para que puedan darse dichas reacciones y al cuello de botella que representa el hecho de que en la naturaleza no existan elementos estables de 5 u 8 masas atómicas. El resto de elementos de la tabla periódica tuvo que fabricarse en los núcleos de las estrellas (en éstas es posible debido a que se dispone de mucho más tiempo, produciéndose carbono a partir de helio mediante el lento proceso triple-alfa). El interés cosmológico de las abundancias de los elementos ligeros que se formaron en el Big Bang se basa en que éstas dependen de la densidad bariónica del universo. Medidas muy precisas de dichas abundancias han sido realizadas en nubes de gas ionizado (regiones HII) y en las atmósferas de las estrellas más viejas de nuestra galaxia y de galaxias vecinas, implicando una densidad bariónica de aproximadamente un 4%. Tanto estas medidas como las abundancias de deuterio derivadas de los espectros de alta resolución de cuásares lejanos están de acuerdo con las predicciones del modelo. Además la densidad bariónica necesaria para ajustar a la vez las abundancias de todos los elementos encaja bien con la que se infiere de las medidas de anisotropías de la radiación de fondo (ver sección IV).

 

El problema de medir la expansión del espacio reside en encontrar unos objetos, denominados candelas estándar, visibles a distancias cosmológicas y cuya luminosidad se pueda conocer con precisión. Aunque Hubble se basó en una muestra de galaxias para su descubrimiento de la expansión sin embargo su luminosidad es difícil de determinar debido a la diversidad de tipos, tamaños y evolución. Las mejores candelas estándar en la actualidad son las supernovas de tipo Ia para las que su luminosidad se puede determinar en base a la curva de luz. Además debido a su alta luminosidad, comparable a la de una galaxia durante un periodo típico de varios días, pueden observarse a distancias de miles de millones de años luz. Mediante muestras de varios cientos de supernovas ha sido posible una buena determinación tanto del parámetro de Hubble que cuantifica la expansión, como de la aceleración del universo cuando se incluyen las supernovas más lejanas con corrimientos al rojo mayores que la unidad. La medida del parámetro de Hubble es de unos 70 km/s por cada Megaparsec la cual concuerda con la obtenida mediante otras candelas estándar, como las estrellas variables Cefeidas y RR Lyrae, observables a distancias de decenas de millones de años luz, y mediante la combinación de medidas de rayos X y del efecto Suyaev-Zeldovich en cúmulos de galaxias. Las medidas más precisas del parámetro de Hubble vienen de la combinación de las anisotropías de la radiación de fondo con las observaciones de supernovas y la distribución de las galaxias, siendo compatibles las medidas obtenidas de cada observación por separado. Hace alrededor de una década, también con las supernovas se obtuvo el sorprendente resultado de que el universo no sólo se expandía sino que en los últimos miles de millones de años lo hacía cada vez más deprisa, lo que suponía una expansión acelerada. Este comportamiento se puede explicar con la existencia de una energía oscura que domina la dinámica del universo al tiempo actual (ver sección IV).

 

 

Otro de los éxitos del modelo de Big Bang reside en que la edad que predice para el universo es mayor que la de cualquier objeto cósmico. Mediante las ecuaciones de Friedmann que describen la evolución del universo y asignando a los parámetros cosmológicos los valores que se infieren de las observaciones más recientes (ver sección IV) se tiene una edad para el universo de 13.700 millones de años. Esta edad encaja bien tanto con la edad de la tierra (unos 4.500 millones de años) como con la de las estrellas más viejas derivada de la aplicación de los modelos de evolución estelar a los cúmulos globulares. Las primeras medidas del parámetro de Hubble adolecían de muchos efectos sistemáticos e implicaban una sobreestimación de la expansión del universo. Ello llevó a estimaciones de la edad del universo en conflicto con incluso la edad de la tierra. Además de la expansión, la evidencia observacional de que la dinámica del universo está dominada por la energía oscura (también conocida como constante cosmológica, ver sección I) ha contribuido a aumentar su edad estimada y por tanto a una mayor compatibilidad con la edad de las estrellas más viejas. Asimismo, hay que tener en cuenta que la estimación de las edades de estas últimas viene acompaña de ciertos errores asociados a incertidumbres existentes en la teoría de la evolución estelar.

 

 

Por último existen otros tests cosmológicos, como por ejemplo los basados en la distribución espacial de las galaxias, el efecto Suyaev-Zeldovich debido al gas caliente en las regiones interiores de los cúmulos de galaxias, o el efecto lente gravitatoria que distorsiona las imágenes de fuentes lejanas al pasar la luz de éstas cerca del campo gravitatorio de objetos masivos más cercanos que se encuentran en la trayectoria de la visual, que aunque todavía no han producido resultados tan precisos como los mencionados anteriormente sí que han contribuido a establecer el modelo concordante, confirmando los valores de los parámetros cosmológicos que caracterizan a la teoría del Big Bang.

 

 

Enrique Martínez González y Diego Herranz Muñoz – Instituto de Física de Cantabria

 

Desde que se aceptó como paradigma de la cosmología en 1965, el modelo del Big Bang ha sido expuesto a numerosas y exigentes pruebas observacionales que ha pasado con éxito (ver secciones II y III). Sin embargo existen todavía una serie de problemas fundamentales sin resolver que constituyen los retos de la cosmología actual y que además transcienden el contexto puramente cosmológico.

 

El primer conjunto de problemas se identificó en los años 70 y tiene que ver con que, si vamos hacia atrás en el tiempo, para que el universo aparezca como le vemos hoy en día tiene que haber empezado con unas condiciones iniciales muy especiales. En particular, el problema de horizonte hace referencia a que distintas regiones lejanas del universo poseen propiedades muy similares de densidad, temperatura, etc, a pesar de que, según el modelo estándar de Big Bang, no han tenido ningún tipo de contacto anteriormente (se dice que no ha habido contacto causal, ni siquiera la luz ha tenido tiempo de viajar entre ellas). En estas circunstancias resulta muy difícil entender la homogeneidad e isotropía que observamos en la distribución de galaxias así como la isotropía de la radiación de fondo si no se imponen como condiciones iniciales del universo. El problema de planitud, también conocido como el problema de coincidencias, consiste en explicar por qué la densidad de materia que se observa es tan cercana a la densidad crítica necesaria para explicar la geometría euclídea del universo a gran escala. Si vamos hacia atrás en el tiempo las ecuaciones de Friedmann nos dicen que en el pasado la densidad de materia tuvo que ser muchísimo más cercana a la crítica, lo cuál nos lleva de nuevo a unas condiciones iniciales muy especiales al principio. Por último el problema de los monopolos magnéticos, los cuáles se predicen en grandes cantidades en las teorías de gran unificación de las interacciones elementales de la naturaleza pero sin embargo no se ha observado ninguno.

 

Con el fin de dar una respuesta a estos problemas y basándose en conceptos cuánticos, al principio de los 80 varios autores propusieron una fase de drástica expansión en los primeros instantes de la evolución del universo, lo que se conoce como inflación cósmica. Esta fase de expansión exponencial (modelo de de Sitter) está provocada por el dominio del falso vacío en que se encuentra el campo cuántico, denominado inflatón, que domina la dinámica del universo en los primeros instantes de su evolución y que implica una ecuación de estado efectiva igual a la de la constante cosmológica. Es esta fuerte expansión la que produce un estiramiento del espacio tal que las escalas que estaban previamente dentro del horizonte, y por tanto en contacto causal, pasan a ser mayores que éste. Es este hecho, contrario a lo que ocurre en el modelo clásico del Big Bang en que es el horizonte el que con el tiempo va abarcando escalas cada vez mayores, el que proporciona la clave para dar solución a los problemas planteados. Así, las regiones que en el modelo clásico no podían tener ningún contacto previo entre sí, con la inflación sí que lo habrían tenido cerca del tiempo de Planck y por tanto se podría entender que ahora fueran tan parecidas. Además, el fuerte estiramiento del espacio hace que éste se aproxime muchísimo a la geometría euclídea, no siendo por tanto extraño que ahora sea ésta la geometría del universo. Por otro lado, la inflación resuelve otro gran problema existente y para el que no había sido pensada. Los campos cuánticos están sometidos a fluctuaciones cuánticas las cuales se transmiten a la densidad de materia y energía cuando éstos decaen en las partículas elementales. Este simple hecho es clave para poder sembrar las semillas de las inhomegeneidades en la densidad de materia y así poder entender el origen de las galaxias y su distribución en el universo. La etapa inflacionaria termina con la transición de fase al verdadero vacío en el que se produce un recalentamiento del universo a la vez que se producen las partículas elementales (fotones, bariones, etc) y la dinámica del universo empieza a ser regida por la radiación, como sucedía en la teoría clásica del Big Bang. Uno de los mayores retos de hoy en día en cosmología es la confirmación observacional del modelo inflacionario. Las mayores esperanzas están puestas en el estudio de la gausianidad de las anisotropías de la radiación de fondo y, sobre todo, en la detección del modo B de su polarización. Con este fin, actualmente se están desarrollando varios experimentos de polarización en la banda de las microondas con una sensibilidad sin precedentes. Dicha detección supondría una prueba inequívoca de que la inflación tuvo lugar a la vez que nos proporcionaría información sobre la escala de energías y tiempos en que aconteció.

 

Otro de los mayores retos de la cosmología es entender el proceso de formación de las galaxias a partir de las pequeñas fluctuaciones en la densidad de materia presentes en el universo temprano justo después de la inflación. Aunque sabemos que el mecanismo básico es la acción de la gravedad acumulando materia alrededor de las perturbaciones existentes en la densidad y en los últimos años se han conseguido avances espectaculares ligados a los cartografiados profundos de galaxias, sin embargo desconocemos hechos fundamentales como el momento en que se formaron las primeras estrellas y galaxias a partir de la condensación del gas primordial, los procesos físicos que dan lugar a los distintos tipos (como galaxias espirales, elípticas, barradas, enanas, irregulares), los procesos evolutivos, la influencia del medio, la conexión con el agujero negro que albergan la mayoría de las galaxias sino todas, etc. Además, existe un periodo clave para entender algunas de estas cuestiones comprendido entre la última dispersión y el momento en que se forman las primeras estrellas (población III) y cuásares que producen la reionización de la materia varios cientos de millones de años después del Big Bang, conocido como la edad oscura, del que no se tiene ninguna observación hasta la fecha. Ello se debe a que la materia se encuentra totalmente neutra en forma de nubes de gas compuestas casi exclusivamente por átomos de hidrógeno y helio que apenas emiten radiación. Actualmente se está realizando un gran esfuerzo en desarrollar grandes instalaciones de antenas de radio para poder detectar dichas nubes primigenias mediante la línea de 21 cm de la estructura hiperfina del hidrógeno.    

 

 

En las ecuaciones de Friedmann aparecen una serie de parámetros cosmológicos que determinan la evolución del universo y que hay que determinar mediante diferentes observaciones cosmológicas como las anisotropías de la radiación de fondo, la velocidad con que se alejan unas galaxias de otras, las abundancias primigenias de los elementos ligeros o la distribución de galaxias. Así, sabemos que el parámetro de Hubble que caracteriza la expansión toma el valor de 70 km por segundo por cada megaparsec, que la densidad bariónica supone aproximadamente un 4% del total de materia y energía, que existe una componente material de naturaleza desconocida denominada materia oscura que sólo es sensible a la interacción gravitatoria y que supone el 23% , y lo que es más sorprendente, que existe una energía oscura con propiedades muy parecidas a la constante cosmológica, introducida por Einstein con una finalidad muy distinta (ver sección I), que domina la dinámica actual del universo con un 73% del contenido energético-material. Tanto el tipo de partículas del que está hecha la materia oscura como el origen y la naturaleza de la energía oscura constituyen otros de los grandes retos de la cosmología actual. En particular es esta última la causante de la aceleración en las épocas más tardías de la expansión del universo y que fue observado primero con la expansión de las supernovas y después confirmado con la radiación de fondo y otros experimentos cosmológicos. Hay que añadir que no sólo esta componente siniestra sino todos los parámetros cosmológicos han sido medidos mediante diferentes tests cosmológicos (ver sección III), resultando en valores de los mismos en total acuerdo y dando lugar a lo que se conoce como modelo concordante. Actualmente se está realizando un enorme esfuerzo tanto humano como de desarrollo instrumental para desentrañar los misterios que se escoden detrás de estas misteriosas componentes del universo que resultan imprescindibles para entender nuestro universo.

 

 

 

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