ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Héctor Gil-Marín, 26 de febrero de 2025

Esta charla irá sobre los cartógrafos de galaxias y la energía oscura, pero empezaremos por el principio, porque esto se enmarca dentro del campo de la cosmología, y la cosmología intenta responder a las grandes preguntas de la humanidad: ¿cómo empezó el universo? ¿de qué está hecho? ¿cómo ha evolucionado? y, ¿cuál será su final? Así pues, a lo largo de esta charla intentaremos ver muy brevemente cuál es nuestro conocimiento actual sobre estas preguntas.

La primera idea, que puede parecer trivial hoy en día, pero no lo es, es que el universo es un universo matemático, es decir, las leyes de la física, la química, la biología… pueden ser descritas por las matemáticas. Y gracias a ellas, los experimentos que realizamos en el planeta Tierra después pueden ser extrapolados para explicar fenómenos que suceden en el universo. Es decir, que las leyes de la física son universales, tanto describen la trayectoria de un objeto dentro de la Tierra como las trayectorias de planetas o de galaxias en el universo. Es una idea que, como digo, puede parecer obvia, pero no fue hasta Newton que realmente nos dimos cuenta de que estas leyes de la física son universales y valen tanto en la Tierra como fuera de ella.

En primer lugar, podemos preguntarnos cómo empezó el universo. Hoy en día respondemos a esta pregunta con una respuesta sencilla: el Universo empezó con un Big Bang. Para intentar entender cómo es el universo, de dónde venimos y cómo empezó todo, es necesario darse cuenta de una peculiaridad de la cosmología, y es que es que no podemos realizar experimentos como en la física de partículas, sólo podemos realizar observaciones. Así pues, lo que hacemos es utilizar las leyes físicas o los modelos que conocemos a partir de experimentos que hemos realizado en la Tierra y los extrapolamos al universo mediante las observaciones que realizamos. En ese sentido, estamos utilizando el universo como un inmenso experimento. Es decir, todo lo que sucede en el universo es como nuestro campo de experimentos, nuestro laboratorio, un inmenso laboratorio cósmico.

Los físicos nos hemos dado cuenta de que todas las fuerzas que existen en el universo se reducen esencialmente a cuatro fuerzas fundamentales: la fuerza de la gravedad, la fuerza electromagnética, y después hay dos fuerzas que se llaman fuerzas nucleares, la débil y la fuerte, que actúan dentro del núcleo atómico, por eso se llaman nucleares. Así pues, a nivel cosmológico estas dos fuerzas nucleares no tienen ningún efecto a nivel cosmológico. Luego tenemos la fuerza electromagnética, que es mucho más intensa que la gravitatoria y también de largo alcance. Lo que ocurre es que el universo en promedio es muy neutro, así que, aunque la fuerza electromagnética en principio podría jugar un papel importante, a nivel cosmológico tampoco lo juega. De esta forma, al final, la única fuerza que realmente es importante a nivel cosmológico es la más débil de las cuatro: la fuerza de la gravedad. Es una fuerza mucho más débil que la electromagnética, pero al no existir masas negativas y positivas, no tiene ese elemento de neutralidad que sí tiene la fuerza electromagnética.

Otro concepto muy importante es el de las escaleras cosmológicas. Vamos a ver diferentes escaleras del Universo. En primer lugar, tenemos la escalera de los planetas, que todos más o menos podemos conocer bien. Después, tenemos la escalera del sistema solar, que forman las órbitas de estos planetas. Si en la escalera de un planeta la luz tarda segundos en dar la vuelta al planeta, en el sistema solar tarda horas o incluso un día. Después saltamos ya a la escalera de las galaxias, donde las distancias ya son mucho mayores. Por último, tenemos la escala de los cúmulos y supercúmulos galácticos, enormemente mayores que las demás escaleras. La cosmología se interesa por estas últimas escalas. Se podría pensar que quizás los supercúmulos galácticos se agrupan para formar hipercúmulos de galaxias, pero no. Hay un punto en el que ya no se forman más estructuras, sino que, a partir de cierto tamaño, el Universo es muy uniforme e isótropo. Así pues, la cosmología realmente se centra en estas mayores escalas. Por la cosmología, las galaxias son simples puntitos. Lo importante es cómo se agrupan las galaxias, y cómo estos grupos de galaxias se agrupan en supercúmulos de galaxias. A partir de la cual la cosmología saca sus conclusiones.

Otra cosa interesante a tener en cuenta dentro de la cosmología es que cuando miremos lejos, también estamos mirando atrás en el tiempo. Es decir, cuando observamos objetos que están muy lejos de nosotros, en realidad lo que estamos observando es cómo era el universo en un tiempo pasado. Y esto sucede porque la velocidad de la luz no es inmensamente rápida, sino que tiene un valor que puede parecernos bastante elevado a escala humana -300.000 km por segundo- pero a escala cosmológica es una velocidad relativamente baja. Así pues, esto que puede parecer un poco un inconveniente, nos permite realmente hacer una especie de arqueología cósmica, porque cuando vamos mirando más atrás y más lejos, lo que estamos viendo es cómo era el universo en épocas más y más tempranas.

Vamos a realizar un recorrido desde el más cercano al más lejano. Empecemos por la Vía Láctea, nuestra galaxia. Evidentemente no tenemos ninguna fotografía de ella. La Tierra y el Sistema Solar estamos más o menos a unos 26.000 años luz del centro de la galaxia, aproximadamente. Luego están nuestras galaxias vecinas. A 2,2 millones de años luz está la galaxia de Andrómeda. Y también hay otras galaxias más pequeñas: las Nubes de Magalhães, la galaxia del Triángulo y otras galaxias pequeñas. Todo esto forma lo que se llama el Grupo Local (figura 1).

Figura 1. Grupo local de galaxias

Pero a mayor escala, el Universo forma estructuras más y más grandes. Ésta es una imagen de la esfera celeste proyectada en un plano (figura 2). En el centro se ve el disco de nuestra galaxia, que ensombrece la presencia de estructuras ya que no podemos observar en las direcciones a través de nuestra galaxia, porque el polvo de nuestra galaxia lo impide, pero en las direcciones perpendiculares al disco de nuestra galaxia podemos ver todo punto que son otras galaxias.

Figura 2. Estructura del Universo

Vemos cómo estas galaxias no se distribuyen de forma aleatoria, sino que forman estructuras: hay ciertas regiones que están vacías y otras que están mucho más pobladas. Hay regiones que tienen muchas galaxias y otras pocas. Esto nos dice que las galaxias en el universo no están uniformemente distribuidas a esta escala, sino que forman estos supercúmulos de galaxias.

Más allá de eso, lo que podemos hacer es simular con ordenadores estas estructuras, intentar ver si se parecen o no a lo que observamos. Ésta es una simulación por ordenador de interacciones gravitatorias de cuerpos (figura 3), es decir, situamos cuerpos dentro de una caja imaginaria y se dejan evolucionar a través de sus interacciones gravitatorias. Lo que vemos es que, a medida que pasa el tiempo, se forman supercúmulos de materia, que serán donde, en principio, se formarán después galaxias.

Figura 3. La simulación Millenium

Según las observaciones con ordenador, vemos que en grandes escalas existen regiones donde se concentra mucha materia y regiones vacías, y estas regiones están conectadas por una especie de filamentos. Y si vamos a escalas aún mayores, vemos que estas estructuras no forman parte de otras estructuras aún mayores, sino que el universo tiende a una cierta uniformidad.

Os enseño varios cartografiados de galaxias. En la siguiente imagen (figura 4) la Tierra está en el centro, y cada cuña de color azul son observaciones reales. La 2DF es del principio de los años 2000, la CFA es de los años 90, y el SLOAN es de los años 2010, más o menos. Cada puntito es una galaxia, y vemos cómo, efectivamente, estas estructuras forman grupos de galaxias y después existen estructuras filamentosas.

Figura 4. Diferentes cartografiados de galaxias

Luego, en rojo, tenemos simulaciones con ordenador. Es decir, en la parte de arriba son observaciones reales, y en la parte de abajo simulaciones por ordenador. Como puede ver, se parecen mucho, lo que significa que debemos entender algo de la física que pasa allí porque somos capaces de simular en ordenador lo que realmente observamos.

Ahora que ya sabemos qué forma tiene el Universo, cabe preguntarse de qué está hecho. Según el modelo cosmológico actual, el Universo está formado por un 74% de energía oscura, un 21% de materia oscura, y un 5% es materia que más o menos conocemos, es decir, que forma parte de nuestro modelo estándar de partículas, es decir, todo aquello que está formado esencialmente por protones, neutrones, electrones y neutrinos. Por tanto, sólo conocemos un 5% del Universo. Del resto, un 95%, no tenemos ni idea.

La materia oscura es esencialmente algo que, a pesar de su nombre, no es que sea materia oscura en el sentido de que no podemos verla, sino que es transparente o invisible. A nivel de física de partículas, es materia que no sufre interacciones electromagnéticas, por tanto, no puede formar estructuras que estén ligadas por fuerzas electromagnéticas, como pueden ser nuestros propios cuerpos. En un sentido general, cabe pensar que la materia oscura es otro tipo de materia, materia en el sentido que siente la atracción gravitatoria. No sabemos lo que es, pero sabemos que se comporta como materia.

Vamos a hacer una pequeña recapitulación de la historia de la materia oscura, porque no es algo nuevo. Ya en los años 30 del siglo XX, Fritz Zwicky postuló la existencia de una materia no visible a partir de efectos gravitatorios que observó en cúmulos de galaxias. Nosotros conocemos la física de las interacciones gravitatorias, ya partir de los movimientos y velocidades que tienen estas galaxias dentro del cúmulo, vemos que parece que el cúmulo tiene más materia de la que realmente se observa. Así pues, Zwicky en principio postuló la existencia de materia no visible, pero podían ser planetas, agujeros negros, estrellas oscuras, enanas marrones, y otros astros que prácticamente no se observan, y que hay muchos. Ésta era la idea inicial que él tenía de materia no visible. En los años 70, Vera Rubin confirmó la existencia de esta materia a partir de observaciones muy distintas de las que hizo Zwicky en el cúmulo de Coma. Esencialmente, se fijó en las curvas de rotación de galaxias espirales.

En principio, en una galaxia espiral podemos medir a qué velocidad se mueven las estrellas que están a distintas distancias del centro. Así pues, a partir de las estrellas que vemos, podemos predecir cuál será el movimiento de las estrellas que están a su alrededor. Porque sabemos que las estrellas, en principio, tienen unas velocidades de rotación que dependen de la cantidad de masa que existe en su órbita interior. Así pues, a más masa, mayor velocidad. En principio se esperaba obtener algo así (figura 5 izquierda), pero en realidad lo obtenido fue de este tipo (figura 5 derecha).

Figura 5. Rotación de las estrellas de una galaxia (izquierda: esperado, derecha: observado)

Lo esperado era que, a medida que nos alejamos del centro galáctico, las estrellas giraran cada vez más despacio. Mientras que realmente lo que observamos es que a partir de cierta distancia, la velocidad aumenta y al final más o menos se mantiene constante. Esto nos indica que parece como si hubiera más materia en esta galaxia de la que realmente existe, lo que hace que los objetos puedan girar más rápido de lo que esperaríamos.

Existe otro efecto que también nos indica la presencia de esta materia oscura. Esto que ve aquí es el cúmulo de Bala, en inglés "Bullet Cluster" (figura 6). Con diferentes estudios podemos saber que en las zonas azules existe más materia (a partir de lo que ahora hablaremos de pequeñas distorsiones en las observaciones de las estrellas del fondo, que son causadas por la gravedad). Y después también observamos esta región con las "gafas" de los rayos X, que nos indican dónde hay gas. Así pues, si superponemos estas tres cosas -las estrellas visibles, la materia y los rayos X- y vemos algo muy curioso: hay como un pequeño desplazamiento entre la gravedad y la cantidad de gas.

Figura 6. El cúmulo de Bala

Porque nos hacemos una idea, el cúmulo de Bala se formó cuando dos cúmulos galácticos se cruzaron. Como no son objetos sólidos, cuando se arroja un cúmulo contra otro, no es que choquen, básicamente se atraviesan. Sus densidades son tan bajas que la probabilidad de que dos estrellas choquen es pequeñísima. Lo que vemos aquí es esencialmente una fricción, puesto que el gas sí ha friccionado. Así pues, es curioso ver cómo parece haber un cierto desplazamiento de la materia que no siente esta fricción y el gas que sí la siente. Así pues, es como si hubiéramos logrado desacoplar la materia oscura, que sería la parte azul, de la parte de la materia bariónica, que sería el gas, que es la parte roja. Esto también nos indica que parece que existen dos tipos de materia: una es la materia que conocemos, la materia bariónica, que sería el gas, y la otra es la materia oscura.

Existen aún más pruebas de la existencia de esta materia extra, que vemos en las lentes gravitatorias. La teoría de la relatividad general predice que las trayectorias de la luz se curvan por el efecto de la curvatura del espacio que produce la presencia de materia. Lo que realmente vemos es que la luz de galaxias que están en el fondo de esta imagen está distorsionada (figura 7). A partir de la intensidad de esta distorsión, podemos realizar una estimación de la cantidad de masa que hay en el grupo de galaxias, y esta cantidad no se corresponde realmente con la masa que vemos. Así, esto es otra indicación de que parece que hay más masa de la que vemos.

Figura 7. Lente gravitatoria

Así pues, como ven, tenemos pruebas a escalas muy diferentes, con procesos físicos muy diferentes, que todas parecen indicar que existe una cierta materia que no es visible, y es lo que llamamos materia oscura.

Realmente, hoy en día no existe ninguna detección directa de materia oscura, es decir, no hay ninguna partícula conocida que sea la materia oscura. En principio, se había planteado que los neutrinos, que son partículas muy elusivas, con muy poca masa y que no interaccionan electromagnéticamente porque tienen carga neutra, podrían ser buenos candidatos a materia oscura si hubiera muchos. Pero el problema es que los neutrinos formarían un tipo de materia oscura llamada materia oscura caliente, es decir, que se mueven muy rápidamente. Y éste no es el tipo de materia que necesitamos que encaje con nuestras observaciones. Necesitamos un tipo de materia llamado materia oscura fría, que no se mueve tan rápidamente y que pudo formar estructuras. Así pues, realmente no sabemos lo que es la materia oscura, pero sabemos de su existencia por estos efectos observacionales.

Hay varios candidatos a materia oscura. Hay algún tipo de neutrino diferente a los que conocemos que podría jugar este papel, u otras partículas que se llaman axiones o WIMPs. También hay gente que postula que podrían ser agujeros negros primordiales, agujeros negros que se habrían formado en el inicio del cosmos en regiones del espacio que en un determinado momento tenían suficiente densidad para formar agujeros negros muy pequeños, con masas mucho más pequeñas que las masas estelares. O también se ha postulado que quizás no se trata de nuevas partículas, sino que es necesario modificar las teorías de la gravedad para intentar explicar estos fenómenos.

La energía oscura se descubrió midiendo las distancias del Universo. En principio, medir distancias en la Tierra resulta relativamente fácil, pero cuando no podemos desplazarnos a otra estrella y extender una regla, es más complicado. ¿Cómo medimos distancias en el Universo? Una forma fácil de hacerlo para las estrellas más cercanas es mediante la técnica de la paralaje. Es decir, aprovechando que la Tierra se mueve alrededor del Sol y conocemos su órbita, si medimos la posición angular de una estrella en los dos extremos de la órbita de la Tierra, por ejemplo, en junio y diciembre, existe un desplazamiento angular respecto al fondo. Este desplazamiento angular se llama paralaje y es muy pequeño, a lo sumo, según de arco. Así, este método sirve para medir distancias en nuestra galaxia, pero no podemos salir fuera de ella.

Para medir distancias de otras galaxias existen otras técnicas, como la medida de unas estrellas variables: las cefeidas. Las cefeidas son unas estrellas pulsantes, es decir que tienen pulsaciones, lo que hace que su luminosidad cambie en varios días. Sabemos que su período de oscilación de luminosidad es proporcional a su brillo absoluto. Es decir, cuanto más brillan, más rápido oscilan. Así pues, si podemos medir el período de oscilación de una cefeida, podemos inferir en su brillo total, y midiendo su aparente brillo ya podemos calcular su distancia. El problema es calibrar, porque nosotros sabemos que el período es proporcional al brillo, pero no sabemos la constante de proporcionalidad. Así pues, la idea es encontrar cefeidas que estén dentro del límite de distancia por paralaje, medir sus distancias por este método y encontrar la constante de proporcionalidad. Y cuando hallamos cefeidas lejanas ya tendremos esta constante y podremos calcular su distancia.

Existe otro método para medir distancias, y es a partir de las velocidades de las galaxias. Las ondas tienen una propiedad llamada el efecto Doppler. Cuando obtenemos el espectro de una galaxia, aparecen picos y valles de diferentes intensidades (líneas espectrales) que deberían estar en unos valores de longitud de onda determinados. Sabemos que, si un emisor de luz está en movimiento relativo respecto a nosotros, este espectro tendrá un desplazamiento, es decir, las ondas que tienen cierta frecuencia o cierta amplitud se estirarán si este objeto se aleja de nosotros o se apretarán si se acerca. Así pues, simplemente midiendo los espectros y asumiendo que nosotros conocemos cuál es su espectro en reposo, midiendo el desplazamiento de estas líneas, podemos medir su velocidad. Esto típicamente es lo que se llama redshift, que es la palabra en inglés por desplazamiento hacia el rojo, si se alejan, y blueshift si se acercan a nosotros.

A principios del siglo XX no estaba claro si había más galaxias externas a la nuestra. En 1920 hubo un famoso debate entre Shapley y Curtis, donde se discutieron si Andrómeda era una galaxia externa o una nebulosa que pertenecía a la nuestra. Y en 1924, Hubble, utilizando datos de estrellas cefeidas de Andrómeda, fue capaz de calcular su distancia, y vio que era una galaxia externa. Así pues, se vio por primera vez que el universo no estaba formado sólo por una galaxia sino por muchas, que eran como pequeños universos-isla.

Y ya más tarde, en 1929, Hubble extendió esta medida a otras galaxias. Relacionó las distancias con las velocidades y obtuvo un famoso diagrama que ahora lleva su nombre: el diagrama de Hubble (figura 8). Y se dio cuenta de algo muy curioso: a medida que las galaxias estaban más lejos de nosotros, también se alejaban a mayor velocidad. Hay que pensar que todo esto chocó mucho en aquella época, ya que se pensaba que el Universo era estático, que las galaxias no se movían unas respecto a otras. Así pues, ésta fue la primera indicación de que el universo no era estático sino dinámico. Y ahí entra en acción Einstein.

Figura 8. La ley de Hubble

Unos años antes Einstein ya había obtenido su teoría de la relatividad. Desde entonces, para estudiar el universo desde un punto de vista teórico, lo que hay que hacer es tomar las ecuaciones de Einstein y aplicarlas al Universo entero. Esto puede resolverse y obtener las ecuaciones del comportamiento global del Universo.

Os muestro las ecuaciones de Einstein (figura 9) para que vea cómo son. Básicamente lo que dicen es que la materia y energía (representado por T) curvan el espacio y el tiempo (representado por una g). La distribución de materia y energía nos dice cómo son las distancias en el Universo.

Figura 9. Las ecuaciones de campo de la Relatividad General

Como curiosidad les diré que cuando Einstein postuló estas ecuaciones, lo hizo como una generalización de las ecuaciones de Newton. Tenía cierta libertad a la hora de escribirlas y podía poner o no el término Ʌ, que se llama la constante cosmológica. Lo primero que encontró unas soluciones para todo el Universo fue el ruso Friedmann, y si no ponía ese término salía que el Universo era dinámico. Como todavía no se sabía que el Universo estaba en expansión, Einstein puso ese término para que le saliera un universo estático. Años después, al descubrirse que el Universo no es estático, sacó ese término (le dio valor 0) y dijo haber sido el mayor error de su vida.

Damos un salto a finales del siglo XX, cuando dos grupos de cosmólogos, por un lado, Adam Riess y Brian Schmidt, y por otro, Saul Perlmutter, medían distancias de galaxias muy alejadas. Para ello usaban supernovas de tipo Ia que son enanas blancas que explotan siempre de la misma manera y sirven como candelas estándar. Sabemos cuánta energía emiten en la explosión, si medimos la energía que nos llega, ya podemos saber a qué distancia están. La sorpresa fue descubrir que el Universo no se estaba frenando, que es lo que todos esperaban si la gravedad es la dominante del Universo, sino que se estaba acelerando. Vivimos en un universo acelerado (figura 10).

Figura 10. Expansión acelerada del Universo

Así pues, ¿cómo conseguir con las ecuaciones de Einstein un universo acelerado? Con un término repulsión que no es otro que la constante cosmológica. Así pues, los cosmólogos tuvieron que introducir de nuevo esta constante repulsiva para explicar la aceleración universal. No sabemos realmente qué es lo que físicamente provoca esa repulsión, sólo le hemos puesto nombre: la energía oscura. ¿Y por qué vale un 74% de la energía del Universo? Pues porque cuando se mide esta expansión, se necesita este valor para que se ajuste con las medidas.

Así pues, hoy en día tenemos un esquema general de cómo ha evolucionado el Universo (figura 11). Unos 380.000 años después del Big Bang aparece la radiación de fondo de microondas, que es la primera luz que podemos detectar y nos da mucha información del Universo más primitivo.

Figura 11. La evolución del Universo

Ahora bien, entre la radiación de fondos de microondas y la distancia que llegan las supernovas hay mucho pedazo de Universo que no hemos estudiado todavía. ¿Cómo estudiar este universo en medio? La idea es utilizar otra propiedad que llamaré la regla estándar. Si conseguimos identificar en el universo objetos que sabemos que deben tener un cierto tamaño real, y medimos su tamaño angular, seremos capaces de saber a qué distancia están. Esto es lo que intentamos hacer con los cartografiados de galaxias.

Los cartografiados de galaxias son mapas en tres dimensiones del Universo, donde cada puntito es una galaxia. Le muestro un cartografiado a diferentes escalas (figura 12). Se pueden ver tres imágenes, cada una de ellas hecha a mayor escala.

Figura 12. Cartografiado de galaxias SDSS

Recordemos que cuanto más lejos miremos más atrás con el tiempo vamos y llega un momento en que no vemos ni galaxias porque todavía no se han formado.

Para calibrar estas distancias podemos usar lo que se conoce como escala inversa. Antes hemos calibrado galaxias a partir de objetos cercanos y hemos ido más lejos. Ahora haremos el revés, calibraremos a partir de estructuras lejanas de tamaños conocidos. Y estas estructuras que están muy lejos son una señal que se llama las oscilaciones acústicas de bariones (BAO, por sus siglas en inglés). Y es un remanente de un período del universo en el que era muy diferente al que es ahora. Un tiempo después del Big Bang, el Universo no estaba vacío, sino que era un fluido con dos tipos de partículas: fotones y materia (bariones). Estas dos partículas interaccionan porque los bariones sienten la fuerza electromagnética de los fotones. Mientras los fotones intentan salir disparados y viajar libremente, los bariones, la materia, los atrapa. Así pues, se produce una especie de vaivenes en el universo, y estos vaivenes realmente son ondas de presión que viajan a través del fluido. Pero llega un punto en el que el universo deja de ser un fluido, y esto es más o menos en el momento del fondo de radiación de microondas. A partir de ese momento estas interacciones entre fotones y materia desaparecen porque el Universo se ha enfriado lo suficiente, los fotones viajan libremente, y estas oscilaciones de materia quedan congeladas. Es como si tuviéramos un lago con ondas de agua, el lago deja de ser líquido y quedan las ondas congeladas en cierto punto. Este cierto punto marca una escalera, porque es el tiempo que han tenido estas ondas para viajar hasta que el universo dejó de ser fluido.

Figura 13. Oscilaciones acústicas de bariones

Así, estas oscilaciones, estas ondas de presión, viajan a una distancia muy característica. Esta distancia queda congelada porque las ondas de presión ya no pueden viajar más, lo que representa realmente unas sobredensidades en materia. A medida que pasa el tiempo, mucho tiempo después, cuando se forman las galaxias, las galaxias se forman donde hay materia. Y esa distancia queda impresa en esa distribución de galaxias. Por eso hacemos mapas muy detallados de galaxias, para poder ver esta distribución.

¿Cómo detectamos esa distancia? Debemos tomar nuestro mapa de galaxias y hacer un histograma. Miramos las distancias entre todas las galaxias, de dos en dos, y realizamos una gráfica de probabilidad de distancias (figura 14). Aparece un pico acústico de bariones que nos dice la distancia de la onda congelada.

Figura 14. Pico BAO

Este pico, esta regla estándar, tiene su origen en el fondo de radiación de microondas, pero queda impresa en la distribución de galaxias a tiempos muy posteriores. Así pues, si somos capaces de saber cuál es esa distancia real, que en principio podemos saberla porque conocemos la física de los fluidos. Medimos el tamaño angular en el firmamento, podemos calibrar distancias. Lo que hemos obtenido es que el tamaño de estas ondas de presión es de unos 150 megaparses.

Así pues, la idea es ésta: medir distancias utilizando o bien candelas estándar (de cerca a lejos) o bien reglas estándar (de lejos cerca). El resultado obtenido hoy en día es el siguiente (figura 15).

Figura 15. Ritmo de expansión del Universo a lo largo del tiempo

En el eje horizontal tenemos la escala de tiempo del Universo (1 es el presente y 0 el Big Bang), y en el eje vertical tenemos el ritmo de expansión del Universo. Como vemos, se obtiene que el Universo se frenó hasta el punto 0,6 y después empezó a acelerarse. Esto se ha obtenido medir las ondas BAO a partir de los calibrados de galaxias a distintas distancias. Según la gráfica, hoy en día sale que el Universo se expansiona a unos 65 km/s/Mpc. Y aquí aparece la tensión de Hubble porque a partir de medidas de supernovas Ia se obtiene que la expansión actual es de 73 km/s/Mpc. Ambas medidas están obtenidas con gran precisión y son incompatibles. Tienen una discrepancia muy fuerte y es un problema no resuelto en la actualidad.

¿Cómo ir más allá? Haciendo cartografiados con muchas más galaxias. Hasta ahora el cartografiado más importante lo ha realizado SDSS, con 2 millones de galaxias. Pero la nueva generación de instrumentos, el proyecto DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) serán capaces de observar espectros 20 veces más rápidamente que SDSS. Observará durante 5 años seguidos, hasta 2026-2027, unos 40 millones de galaxias. Con un solo año, ya ha observado más galaxias que todos los otros proyectos en 20 años. Con estas medidas obtendremos una mayor precisión e intentaremos entender mejor qué es esto de la energía oscura.

Para terminar, déjeme que le diga tres cosas de la energía oscura. Hay varias candidatas teóricas para explicar la energía oscura, pero parece que la más aceptada es que podría ser una característica de la energía del vacío. Y también le conocemos varias propiedades: está uniformemente distribuida, ni se diluye ni concentra; tiene un valor de 10 ¹⁶⁰ veces menor que el asociado con la energía del vacío que predice la física cuántica; y es invisible, sólo se notan los efectos en la geometría del universo a gran escala.

¿Y cuál será el final del Universo? Es muy difícil decir porque la dinámica actual del universo está regida por algo que no entendemos, pero a grosso modo podemos decir que puede tener tres finales diferentes. En primer lugar, si esa energía oscura desapareciera el Universo podría volver a colapsar (Big Crunch). En segundo lugar, podría tener una expansión indefinida suave, donde las estructuras que ya están atadas seguirían atadas, pero se separarían de todas las demás. Y en tercer lugar podría tener lugar un final más exótico, donde la energía oscura produciría tal aceleración que la propia materia acabaría disgregándose (Big Rip).

En conclusión:

·   El 95% del Universo es algo que nunca hemos detectado de forma directa.
·  El 85% de la materia del Universo es oscura. Debe ser fría pero no sabemos si es una nueva partícula o algún tipo de objeto macroscópico (agujeros negros primordiales).
·   El 75% del Universo es una forma exótica de la energía que no se diluye con la expansión y que hace que el Universo se acelere.
·  Con las observaciones de supernovas y cartografiados de galaxias hemos empezado a caracterizar esta expansión para descartar a algunos candidatos.

Coloquio

¿Por qué crees que el fin del Universo de expansión infinita es la más probable?
Es un problema matemático. Se pueden postular diferentes tipos de energía oscura, pero el Big Rip necesita unas propiedades de la energía oscura que violan algunos principios de la física. Y el Big Crunch necesitaría que la energía oscura desapareciera, algo que tampoco parece muy probable.

La materia oscura interacciona gravitatoriamente, ¿por qué no vemos desviaciones de la mecánica celeste en el Sistema Solar o en estrellas de nuestra galaxia y debemos ir a otras galaxias para observarla?
A nivel del sistema solar, las fluctuaciones de la materia oscura que puede haber son muy pequeñas. Sólo en el centro del Sol debería haber algo más de materia oscura. Creemos que nuestra galaxia está dentro de un halo de materia oscura. Pero en principio debería haber variaciones también en nuestra galaxia.

Todas las galaxias están distribuidas formando filamentos y la materia oscura también. ¿Estas dos estructuras son coincidentes?
Básicamente la que manda es la materia oscura, es la que manda y decide cómo son las estructuras que se forman.