ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Ignasi Pérez, 4 de junio de 2025.

Hoy vengo a explicaros un poco de qué va esto de la historia del Universo. Me gustaría empezar presentándole una pequeña paradoja conocida desde hace muchos años: la paradoja de Olbers. Quizás a alguien le suena. La idea es que nos situamos en un contexto donde se considera que el Universo es infinito y eterno, y entonces la pregunta que plantea esta paradoja es: si el Universo es realmente infinito y ha existido desde siempre, ¿cómo puede que se haga de noche? ¿Por qué, cuando miramos al cielo de noche, vemos oscuridad en vez de luz por todas partes?

La idea que hay detrás es la siguiente: si hay estrellas por doquier y el Universo es infinito, entonces, mirando en cualquier dirección, deberíamos ver a una estrella. Si miro justo al lado, también. Y así sucesivamente. No sólo una, sino que, como el Universo es infinito, debería haber infinitas. Aunque las estrellas más lejanas brillen muy poco porque están muy allá, el hecho de que haya una cantidad infinita debería hacer que nos llegara la luz suficiente como para que todo el cielo estuviera iluminado. No debería haber oscuridad, porque siempre habría una estrella en la línea de visión. Es un poco como cuando estamos dentro de un bosque muy denso: miramos hacia donde miramos, siempre vemos árboles, y da la sensación de que el bosque no termina nunca. Pues, por analogía, si el Universo fuera realmente infinito y eterno, el cielo debería estar completamente lleno de puntos brillantes. Pero esto no es lo que observamos.

Esta concepción del Universo generaba, por tanto, un problema importante. Y la pregunta es: ¿cuál es la solución a la paradoja de Olbers ? Fíjese que hemos dado dos condiciones: que el Universo es infinito y que es eterno. Pues bien, al menos una de estas dos cosas debe fallar. Y ahí entra una idea fundamental de la cosmología moderna: el Universo no es eterno. Tiene un origen, una evolución y, por tanto, una historia. La cuestión que nos plantearemos a partir de ahora es precisamente ésta: ¿cuál es la historia del Universo?

Entonces, hoy intentaremos profundizar un poco más en cuál es la historia del Universo, cómo hemos llegado a conocer esta historia y qué posibles evoluciones puede tener en el futuro… o quizás no. Ya veremos. Nos centraremos, sobre todo, en lo que se llama el modelo estándar de la cosmología. No entraremos en detalles sobre posibles variaciones o alternativas.

Fíjese que hemos dicho que el Universo tiene una historia, y lo que queremos saber es precisamente eso: cuál es esta historia. Para empezar a entenderla, debemos hablar de unas observaciones que hizo Edwin Hubble en 1928, y que nos llevaron hacia la formulación de la teoría del Big Bang. La idea fundamental es que nosotros estamos aquí, en la Tierra, y miramos hacia el Universo, observando las galaxias. Podemos medir cómo se alejan de nosotros estas galaxias, y lo que vemos es que, en general, todas se están alejando: las más cercanas se alejan a cierta velocidad, y las más lejanas se alejan aún más rápido.

Ahora bien, a este resultado observacional debemos añadirle un par de suposiciones que, si queréis, tienen un componente algo axiomático. La primera es que el Universo es isótropo, es decir, que sus propiedades son las mismas en todas las direcciones. la Tierra lo hiciéramos desde otra galaxia cualquiera, veríamos exactamente lo mismo: las galaxias cercanas se alejarían a cierta velocidad, y las más lejanas lo harían más deprisa. Si esto ocurre desde cualquier punto del Universo, la conclusión inevitable es que el Universo se está expandiendo.

Para nosotros, eso que el Universo está en expansión puede parecernos casi natural, porque desde pequeños nos lo han explicado así. Pero hay que tener en cuenta que llegar a esta conclusión no fue trivial en su momento. De hecho, el nombre de la teoría del Big Bang tiene un origen curioso. Al parecer, cuando se presentaban estos resultados, uno de los asistentes, posiblemente Fred Hoyle (aunque hay diferentes versiones), hizo un comentario un poco burlón y dijo: “Ah, sí, claro, como una gran explosión… un Big Bang”, y de ahí el nombre. Pero fíjese que este nombre puede llevar a una confusión bastante extendida.

Cuando pensamos en una “explosión”, a menudo imaginamos algo que estalla desde un punto concreto y se expande hacia afuera. Pero esto no es lo que ocurre con el Universo. A mí, personalmente, existe una expresión en catalán que me gusta más que "gran explosión", y es "gran estallido". Me gusta compararlo con la primavera: de repente, estalla la primavera y empiezan a salir flores por doquier. ¿Pero cuándo comienza exactamente la primavera? No hay un punto en el que se pueda decir que comienza; simplemente, se esparce por todas partes. Con el Big Bang ocurre un poco lo mismo: no es que empezara en un lugar determinado del espacio y se esparciera hacia afuera. No existe un centro del Universo. O, al menos, no hemos encontrado ninguna. Lo que ocurre es que todo el Universo se expande a la vez, en todas partes, desde el primer instante. Y ya está. Así de sencillo.

Esto que hemos explicado hasta ahora sería como un resumen general, pero si nos fijamos con algo más de detalle, veremos que hay algunos pequeños problemas con esta teoría. Algunos de estos problemas le sonarán, seguramente; quizás haya oído hablar de ello, aunque es posible que la mayoría no le sean familiares. Les presentaré los dos o tres más importantes. Y el primero de todos es éste: hemos perdido demasiado. Y esto, evidentemente, es un problema.

A partir de mediados del siglo XX se realizaron una serie de medidas de diferentes objetos astronómicos que conducían todas a una misma conclusión: falta demasiado en el Universo. Uno de los ejemplos clásicos es el de las galaxias y sus curvas de rotación. Tenemos, por ejemplo, en la Figura 1 una galaxia y lo que podemos hacer es observar las velocidades de rotación de las estrellas que la forman. Si tenemos un instrumento suficientemente preciso, podemos medir a qué velocidad gira la galaxia a diferentes distancias del centro. También podemos estimar cuál es la masa que existe en la galaxia basándonos en nuestros modelos de formación estelar.

Figura 1. Curvas de rotación esperada y observada de la Galaxia del Triángulo (M33).

Es cierto que aquí entran modelos, como siempre ocurre en ciencia, y hay que tener presente que estos modelos introducen supuestos. Pero lo que estos modelos nos permiten hacer es una predicción: según la masa que sabemos que hay, podemos calcular a qué velocidad deberían girar las estrellas. gradualmente. Pero, cuando nos miremos los datos reales, lo que vemos no se parece a esta predicción. Estaremos de acuerdo en que la curva observada es muy diferente a la que esperábamos.

Para poder explicar esta discrepancia, era necesario añadir más masa. Y aquí es donde entra la hipótesis de que quizás los modelos de formación estelar estaban mal. Pero estos modelos se habían comprobado en otros contextos y funcionaban muy bien. De hecho, éste era el único caso en el que parecía que no cuadraban. Así pues, la solución provisional fue decir: bueno, si añadimos una cierta fracción de masa adicional, la cosa cuadra. Y, de momento, se quedó ahí.

Ahora bien, esto no habría pasado de ser una curiosidad de no ser porque empezaron a aparecer otros experimentos, completamente diferentes, que también detectaban esta falta de masa. Por ejemplo, este objeto que tenemos en la Figura 2 —quizás a alguien le suena— es la Cruz de Einstein. Cuando nos fijamos, parece que hay cinco objetos muy cerca unos de otros. Pero cuando tomamos un espectro vemos que no son cinco objetos diferentes: son el mismo objeto, visto cinco veces.

Figura 2. Cruz de Einstein ( QSO 2237+0305 ), un cuásar visto simultáneamente múltiples veces debido a una lente gravitacional.

Esto, la primera vez que te encuentras, te deja bastante descolocado. La cuestión es: ¿cómo puede ser? anterior. Y cuando se hacen los cálculos, la masa necesaria para explicar esta desviación gravitatoria es, curiosamente, la misma que nos faltaba antes.

Esto ya empieza a ser una pista seria que indica que quizás realmente hay algo que se nos escapa. Que hay demasiado en el Universo que no podemos ver, pero que está ahí. Y ahí es donde nace la idea de la materia oscura.

Fíjese que, de las dos observaciones que acabamos de comentar —las curvas de rotación de las galaxias y la lente gravitacional—, se desprende una propiedad muy importante de la materia que nos falta: no podemos verla. Es decir, no emite luz, ni la refleja, ni interactúa con la luz de forma detectable. De hecho, a día de hoy todavía no hemos podido detectarlo directamente. Hay modelos que intentan explicar qué puede ser esa materia oscura; hay grupos de investigación que trabajan activamente para identificar posibles partículas candidatas, pero la realidad es que, por ahora, no se ha detectado directamente a ninguna de ellas.

Una de las opciones es, precisamente, que haya una nueva forma de materia que no interacciona con la luz: una materia oscura que no conocemos y que sólo interacciona por gravedad. Ésta sería una materia con propiedades distintas de la materia ordinaria. Pero también existe otra posibilidad, menos comentada pero igual de válida, que es que el problema no sea la materia sino nuestras leyes de la gravedad. Pasamos de la gravedad de Newton a la relatividad general de Einstein porque vimos que, en determinadas situaciones, la teoría de Newton no funcionaba del todo bien. Pues quizás ahora nos encontramos en una situación similar: quizás necesitamos una nueva teoría que vaya más allá de Einstein porque las cosas, tal y como las entendemos hoy, tampoco acaban de funcionar.

Como siempre ocurre en ciencia, aquí entran en juego los modelos, y hay que mantener la mente abierta. Tanto la hipótesis de la materia oscura como la de una modificación de la gravedad podrían explicar las observaciones, y es importante no descartar nada de entrada. Éste es uno de los grandes problemas del modelo estándar de la cosmología: que sólo funciona del todo bien si aceptamos la existencia de esta materia oscura, de la que, en realidad, no hemos visto rastro directo alguno.

Un segundo problema, también muy relevante, tiene que ver con la expansión del Universo y su evolución a lo largo del tiempo, que es lo que hoy nos ocupa. Hemos dicho que las galaxias se alejan cada vez más, pero aquí la pregunta clave es: ¿qué fuerza está actuando a gran escala para controlar esa expansión? Cuando pensamos en las fuerzas fundamentales de la naturaleza, tenemos cuatro: la gravedad, la fuerza electromagnética, la fuerza nuclear fuerte y la fuerza nuclear débil. Ambas fuerzas nucleares sólo actúan a escala atómica o subatómica, y por tanto, cuando hablamos de escalas cósmicas las podemos descartar. La fuerza electromagnética es muy importante, por ejemplo, en los procesos dentro de las estrellas, pero a grandes escalas no tiene mucho efecto, porque la mayoría de cuerpos son neutros: las cargas positivas y negativas se cancelan.

Por tanto, la única fuerza relevante a grandes escalas es la gravedad. Y la gravedad, tal y como la conocemos, es una fuerza atractiva: tiende a que las cosas se acerquen unas a otras. Así pues, si el Universo se está expandiendo, lo que esperamos es que, con el tiempo, la gravedad frene esta expansión. A partir de ahí se abren diversas posibilidades para el futuro del Universo. Una es que la gravedad acabe dominando y colapse de nuevo en una especie de Big Crunch . Otra es que la gravedad frene la expansión, pero que el Universo tenga suficiente energía como para no volver a colapsar nunca, de modo que su expansión continúe para siempre, pero a un ritmo cada vez más lento, acercándose a un límite asintótico.

Figura 3. Distancia entre las galaxias en función del tiempo según distintos modelos.

Estas dos opciones se han considerado durante mucho tiempo, y para intentar averiguar cuál es la correcta, se realizaron medidas específicas. La idea era mirar cómo ha evolucionado la expansión a lo largo del tiempo, porque esto podía dar mucha información sobre el destino del Universo. Tenemos en la Figura 3 representada una esquematización de estas medidas: en el eje vertical, la distancia entre galaxias; en el eje horizontal, el tiempo. En el primer modelo, el de colapso, las galaxias se alejan durante un tiempo, pero llega un punto en el que la gravedad frena la expansión y todo vuelve a acercarse hasta colapsar. En otros modelos, la expansión sigue pero a ritmo decreciente, hasta estabilizarse.

Ahora bien, nosotros, como observadores, nos encontramos en un punto intermedio: ese punto de inflexión en el que los diferentes modelos pueden dar resultados muy parecidos. Esto es, ahora mismo, con una mirada rápida, todos los modelos parecen compatibles con lo que vemos. Pero si hacemos un análisis más fino, si hacemos un “zoom” y miramos con mayor precisión hacia atrás en el tiempo, veremos que no todos los modelos encajan igual de bien con las observaciones.

Podemos mirar objetos muy lejanos y, a partir de ello, hacernos una idea de cómo era la evolución del Universo en épocas pasadas. Así, cuando echamos la vista atrás, podemos distinguir entre las diferentes curvas de evolución que predecirían los diversos modelos. Y, por sorpresa, resultó que el Universo no seguía ni una opción ni otra de las dos clásicas. El Universo decidió tomar una tercera vía, como si dijera que ninguna de las dos opciones le acababan de hacer el peso. Lo observado es que la expansión del Universo no sólo no se está frenando, sino que se está acelerando. Cada vez se expande más rápido.

Esto, evidentemente, fue un problema inesperado. De dónde sale esta energía que hace que la expansión se acelere? Los astrónomos, demostrando una gran originalidad a la hora de poner nombres, decidieron llamarla “energía oscura”. tiramos cosas y ya no sabemos qué ocurre después. La oscuridad, en este sentido, representa todo lo que nos queda fuera del alcance de la observación.

Esta energía oscura sería, pues, la responsable de la aceleración de la expansión del Universo. Pero, igual que antes, volvemos a estar ante el mismo dilema: quizás la gravedad no esté bien entendida. Parece razonable: si el modelo no funciona, lo descartamos. Pero el problema es que el modelo estándar funciona muy bien para otras muchas cosas, si aceptamos la existencia de esta materia y energía oscuras.

Vamos, pues, a realizar un pequeño repaso del modelo estándar de la cosmología. Tenemos en la Figura 4 una ilustración que nos ayudará a visualizarlo. La idea es ésta: el Universo comienza con el Big Bang, un momento en el que todo era extremadamente denso. Había una gran concentración de materia oscura, energía oscura, partículas ordinarias -los bariones- y fotones. Todo ello estaba superjunto y superinteractuante . Aunque por lo general el Universo era muy homogéneo, había pequeñas fluctuaciones cuánticas que rompían esta homogeneidad absoluta.

Figura 4. Cronología del Universo.

En este punto inicial, que llamamos momento de singularidad, no sabemos exactamente lo que pasa. Es el momento en que "damos al play", pero lo que había antes es totalmente desconocido. Lo que sabemos es que a partir de ahí comienza una expansión muy rápida. Esta expansión hace que regiones del Universo que inicialmente estaban en contacto pasen a estar tan lejos que ya no pueden influenciarse mutuamente. Recordemos que la información sólo puede viajar a velocidades como máximo a la de la luz (unos 300.000 km/s). Si dos regiones se alejan rápidamente, pueden salir del horizonte causal y dejar de estar comunicadas.

Esta expansión inicial tan rápida nos ayuda a explicar por qué hoy en día el Universo parece tan homogéneo: miramos hacia un lado o hacia el otro y todo parece ser muy parecido. inicial que soluciona el problema del horizonte.

A medida que el Universo se expande, se va enfriando. Y a medida que se enfría, las partículas ya no están tan juntas ni interaccionan tan a menudo: se desacoplan. Es como cuando tienes aceite y agua mezclado, y al principio parece todo homogéneo, pero al cabo de un rato se separan en dos capas. Esto ocurre también con los componentes del Universo: la materia oscura empieza a “ir por libre”, mientras que la materia bariónica y los fotones todavía interactúan entre ellos. La gravedad sigue dominando, y allí donde había una pequeña sobredensidad , ésta atrae más materia, y así se forman las primeras semillas de galaxias.

En un momento determinado, los fotones también deciden "desacoblarse" de la materia: es el momento que conocemos como el de la formación del fondo cósmico de microondas. Los fotones dejan de interactuar con los bariones y pueden empezar a viajar libremente por el Universo. Éste es el momento más antiguo que podemos observar con la luz: es la “foto” más antigua del Universo. Más atrás que esto, con la luz no podemos ver, porque los fotones estaban atrapados entre las partículas. Es como querer mirar a través de una pared: no se puede. Eso sí, últimamente podemos explorar algo más atrás gracias a las ondas gravitacionales ya modelos teóricos como la nucleosíntesis primordial.

Seguimos con nuestra historia dentro del modelo estándar. Hasta ahora hemos descrito una buena parte de la evolución. Pero tranquilos, a partir de ahí va a ir todo un poco más rápido. fluctuaciones de densidad van continuando su crecimiento hasta que, en determinados puntos, se acumula suficientemente demasiado como para que se enciendan las primeras estrellas. Esto significa que se empiezan a producir reacciones termonucleares en sus centros, fusionando átomos de hidrógeno y emitiendo luz.

A partir de ahí, volvemos a tener una conexión entre luz y materia, pero de forma local: en el centro de las estrellas y después en las galaxias. Estas estrellas se agrupan, forman galaxias y así continúa su evolución. Y en algún momento, más adelante, entramos en una etapa en la que la expansión del Universo parece acelerarse: es cuando entra en juego la energía oscura. Y así llegamos hasta la actualidad.

Ésta sería, a grandes rasgos, la historia del Universo según el modelo estándar. Ahora, lo que podemos hacer es mirar algunas de las predicciones de este modelo, para entender mejor cuáles son los problemas asociados a la materia oscura ya la energía oscura. Porque, en el fondo, quizá alguien se pregunte: ¿qué problema hay, realmente, si sólo tenemos que añadir algo de materia y algo de energía? Pues vayamos a verlo.

Tenemos en la Figura 5 unos datos algo antiguos, provenientes de la misión Planck , pero todavía nos sirven. Según estos datos, toda la materia que conocemos -la materia bariónica, que incluye los átomos, los fotones, la antimateria… todo lo que podemos detectar y describir- sólo representa un 5% del contenido total del Universo. Éste es el gran problema del modelo: que, para que funcione, debemos inventarnos un 25 % de materia oscura y un 70 % de energía oscura. "Pequeños detalles", podríamos decir. Pero sin embargo, el modelo parece funcionar.

Figura 5. Composición del Universo.

Entonces, lo que podemos hacer es ponerlo a prueba. Como el tiempo de evolución del Universo es muy largo, no podemos verlo directamente, pero sí podemos realizar simulaciones. Y de hecho, se han hecho muchas. Ahora veremos una para comentar cómo funciona. En esa simulación se representa la evolución del Universo asumiendo la existencia de materia oscura. Las partículas están representadas con puntos azules —aunque, evidentemente, son valores numéricos dentro de la simulación, no partículas reales—, y lo que observamos es que forman una estructura filamentosa, con nodos, como telarañas.

Por tanto, parece que podemos reproducir las observaciones. El modelo funciona, aunque nos hemos "inventado" el 95% del contenido del Universo. Y, llegados a este punto, podríamos empezar a ponernos algo más técnicos. Hemos dicho que la simulación se asemeja mucho a las observaciones… pero ¿cómo hacemos estas observaciones? ¿Cómo estudiar estas estructuras a gran escala?

Pues lo que necesitamos es construir un mapa tridimensional del universo. Parece fácil de hacer, pero, como ocurre a menudo en astronomía, medir distancias no es nada trivial. Para saber dónde están las cosas a gran escala, nosotros nos aprovecharemos de algunas propiedades curiosas y muy útiles de la luz. La luz, como bien conoce —la vemos cada día—, incluye no sólo lo que llamamos “luz visible”, sino todo el espectro electromagnético: desde los rayos gamma, pasando por rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo, hasta las ondas de radio. Son ondas electromagnéticas que viajan a una velocidad constante de 300.000 km/s, y gracias a ello pueden aportarnos información muy valiosa del Universo. De hecho, la luz es prácticamente lo único que nos llega desde las regiones lejanas del Universo. Por tanto, observándola con mucha atención —haciendo imágenes, estudiando los espectros— podemos extraer muchos datos sobre lo que hay ahí fuera.

Una de las primeras cosas que podemos aprovechar es un fenómeno conocido como Doppler efecto. Seguramente todos lo han experimentado en su día a día: cuando una ambulancia se acerca, el sonido parece más agudo, y cuando se aleja, parece más grave. Esto ocurre porque las ondas se estiran o se aplastan según el movimiento relativo entre la fuente y el observador. Pues bien, con la luz ocurre exactamente lo mismo. Cuando una fuente de luz se aleja de nosotros, la luz que emite se desplaza hacia el rojo (llamado redshift ), y cuando se aproxima, se desplaza hacia el azul ( blueshift ). Este efecto es muy sutil pero muy útil. Cuando tomamos una fotografía de una estrella, no vemos este cambio de color directamente, pero si somos suficientemente precisos, podemos detectar pequeñas variaciones de tonalidad en diferentes puntos de la estrella. Esto nos permite, por ejemplo, medir cómo está rotando la estrella, porque un lado se acerca y otro se aleja.

Además, existe otro fenómeno fundamental: la luz no siempre viaja en líneas rectas. La teoría de la relatividad general de Einstein ya predice que la luz se curva cuando pasa cerca de un objeto masivo. la anomalía del movimiento del perihelio de Mercurio. Esta curvatura de la luz también explica fenómenos como el que hemos visto antes con la Cruz de Einstein. gravitacional, y es justamente uno de los indicios que nos hacen pensar que hay demasiados que no vemos.

La tercera propiedad fundamental que nos ayuda es que los átomos no absorben cualquier luz, sino sólo longitudes de onda muy específicas. Ésta es una propiedad clave de la física atómica. el espectro de absorción de un átomo concreto, que muestra líneas oscuras justo en las longitudes de onda que este átomo “traga”. Estas líneas nos permiten identificar la presencia de determinados elementos químicos en las estrellas o galaxias lejanas.

Y aquí viene la parte interesante: si hacemos esta medida en el laboratorio, con un gas de hidrógeno, por ejemplo, sabremos exactamente en qué longitudes de onda aparecen estas líneas. Pero si después miramos una galaxia lejana con el telescopio, veremos que estas líneas no están donde esperábamos, sino desplazadas hacia el rojo. Este desplazamiento nos indica que la galaxia se está alejando de nosotros. Cuanto mayor es el desplazamiento, más rápidamente se aleja, y esto nos da información sobre su distancia. Este método, combinando espectroscopia y efecto Doppler, es una herramienta fundamental para la construcción de nuestro mapa tridimensional del Universo.

Entonces, aquí el reto principal es asegurarnos de que estamos mirando lo que toca. La idea es que nosotros observemos una longitud de onda y la comparemos con la que esperamos ver en reposo. Es decir, tenemos una “foto” de lo que esperaríamos en el laboratorio, pero las líneas espectrales no aparecen dónde tocaría. Este desplazamiento se debe, como comentábamos antes, al redshift : el desplazamiento hacia el rojo provocado por el hecho de que el objeto se está alejando de nosotros.

Esta observación nos permite estimar a que distancia está el objeto. Cuanto mayor es el redshift , más lejos está. Ahora bien, para que esto funcione, debemos saber cuál era la longitud de onda original, la que el objeto emitía en reposo. Y aquí viene la dificultad: si sólo vemos una línea, ¿cómo sabemos cuál es? Hay muchas líneas que podrían ser, y confundirlas nos llevaría a errores en la distancia.

Por eso utilizamos un truco: buscar patrones conocidos. Un ejemplo muy útil son los dobletes espectrales, que son dos líneas de un mismo elemento muy cercanas entre ellas y con una separación conocida. Por ejemplo, si sabemos que dos líneas deben estar separadas por 50 Ångströms y encontramos este patrón desplazado, podemos identificarlo con confianza

Otra estrategia es observar objetos como los cuásares, que muestran varias líneas de distintos elementos, como el hidrógeno (con la línea Lyman -alfa), el carbono, el magnesio… Si vemos un conjunto coherente de líneas, podemos ajustarlas todas a un mismo redshift y confirmar la identificación.

Con esto obtenemos la tercera dimensión de nuestro mapa del Universo. Las dos primeras, ascensión recta y declinación, nos dan la posición angular en el cielo –es decir, “hacia dónde mirar”. Pero para construir un mapa tridimensional nos falta la distancia, y eso lo conseguimos gracias al estudio espectral.

Ahora bien, obtener espectros no es tan sencillo como hacer fotografías con una cámara CCD es rápido, pero hacer un espectro requiere mucho más. lento, y hacerlo para cada objeto de forma individual sería inasumible .

Por eso, en los años 90 se inició una misión revolucionaria: el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Su idea fue realizar espectros de mil objetos a la vez. Para ello, fabricaron unas placas metálicas con agujeros situados exactamente donde estaban las estrellas o galaxias seleccionadas. En cada agujero se conectaba una fibra óptica que recogía la luz y la conducía a un espectrógrafo central.

Este método permitió multiplicar espectacularmente la cantidad de espectros obtenidos. De hacer unos pocos, pasamos a obtener cientos de miles y después millones de datos. Esto hizo posible construir los primeros mapas tridimensionales de gran escala del universo. Este recorrido visual nos muestra no sólo cómo es el Universo a gran escala, sino también cómo evoluciona la expansión del Universo con el tiempo. A medida que nos alejamos, miramos más atrás en el tiempo, y podemos estudiar cómo era la estructura del Universo hace miles de millones de años. Esto es clave para poner a prueba a nuestros modelos: podemos ver cómo la expansión se ha acelerado, si ha sido constante, si ha cambiado… y compararlo con las predicciones que hace el modelo estándar u otros modelos alternativos.

El SDSS ya ha logrado medir distancias para más de un millón de galaxias y cuásares, y estos datos son los que nos han permitido empezar a entender la estructura a gran escala del cosmos. Es un trabajo monumental, pero totalmente necesario para poder responder a preguntas como: “¿Cómo es realmente el Universo?”, “¿Dónde estamos dentro de este mapa?”, o “¿Cómo ha evolucionado todo desde el Big Bang?”.

Esta misión que comentábamos, el SDSS, es algo del pasado. Actualmente existe una nueva misión mucho más potente llamada DESI ( Dark Energy Spectroscopic Instrument), que nos permite construir un mapa mucho más preciso del Universo. La idea es que con los datos que teníamos hasta ahora, como los del SDSS o del 2dF (el 2-degree Field Galaxy Redshift Survey ), no teníamos suficiente precisión para entender con detalle cómo funciona el Universo ni para discriminar entre distintos modelos de evolución cósmica. El mapa tridimensional era demasiado poco denso para extraer todas las conclusiones que quisiéramos.

DESIS representa un salto cualitativo. Puede buscar vídeos sobre la misión en YouTube . Existe, por ejemplo, un vídeo llamado “DESI: 5000 ojos” (versión catalana), o “DESI: 5000 eyes ” en inglés. Explican cómo funciona el sistema y por qué es tan innovador. El principal cambio respecto al SDSS es la automatización. Recuerde que antes había que colocar placas metálicas y conectar manualmente fibras ópticas a los agujeros correspondientes a cada galaxia o estrella que queríamos estudiar. Este proceso podía tardar hasta una hora por cada campo observado.

Con DESI, esto se ha superado gracias a un sistema de robots miniatura. Cada robot lleva una fibra óptica y se coloca automáticamente en el lugar exacto del plano focal donde se encuentra el objeto que queremos observar. Una vez se cambia de campo, los robots se recolocan ellos mismos, mucho más rápidamente y con mayor precisión. Esto permite observar muchísimos objetos sin tener que fabricar nuevas placas. Los resultados son espectaculares: en sólo tres años de observaciones, DESI ya ha recogido más de 10 millones de espectros de galaxias y cuásares. En comparación, el SDSS necesitó casi 20 años para obtener 4 millones. La diferencia de eficiencia es abismal.

COLOQUIO:

Muchas veces has dicho que las galaxias más lejanas se alejan más rápidamente. Esto lo entiendo. Pero como la luz de estas galaxias ha tardado mucho en llegarnos, ¿quizás sería más correcto decir que se alejaban más rápido, en pasado, que se alejen ahora?
¡Buena pregunta! Aquí estamos mezclando dos cosas: el concepto de expansión del Universo y el concepto de tiempo o línea temporal. Cierto que cuanto más lejana es una galaxia, más antiguo es el momento que estamos observando. Estamos viéndola cómo era hace miles o millones de millones de años, porque la luz ha tardado muchísimo en llegarnos. Por tanto, lo que podemos decir con certeza es que en ese momento aquella galaxia se alejaba de nosotros a una velocidad determinada.

Lo que no sabemos a ciencia cierta es si ahora, en el presente, esa misma galaxia todavía mantiene esa velocidad, si se ha acelerado o si se ha frenado. La clave es que no podemos ver el presente de una galaxia muy lejana, sólo su pasado.

Sin embargo, sabemos que las galaxias cercanas también se están alejando, ya medida que miramos objetos a diferentes distancias vemos un patrón continuo: todas, en cada momento del pasado que observamos, se estaban alejando, y cuanto más lejos, más rápido. Y ese comportamiento encaja muy bien con las simulaciones y modelos cosmológicos que tenemos.

Un ejemplo útil para visualizarlo es el del globo que se hincha. Si dibujas puntos sobre la superficie de un globo y empiezas a hincharlo, verás que todos los puntos se alejan unos de otros. Si pudiéramos ponernos dentro de uno de estos puntos, veríamos que cuanto más lejos está otro punto, más rápido se separa de nosotros.

Así pues, es verdad que estamos viendo galaxias tal y como eran hace mucho tiempo, pero no es sólo una cuestión de perspectiva temporal. También vemos galaxias más cercanas con el mismo comportamiento, y las simulaciones confirman este patrón.

¿De dónde sale la materia y la energía de la singularidad del Big Bang?
El Big Bang a menudo se describe como una singularidad, un punto donde nuestras ecuaciones dejan de tener sentido. Pero esto no quiere decir que tengamos una explicación clara de lo que había “antes” o “al principio”.

Una forma de pensarlo, algo más filosófica, es que quizás estamos dentro de una simulación hecha por “alguien” – una idea que no podemos probar pero que plantea una perspectiva diferente sobre por qué el Universo tiene un inicio claro y determinado. Esta pregunta queda abierta a la interpretación y reflexión personal.

En resumen, la singularidad es más bien un símbolo o un “umbral” en el que nuestras herramientas ya no funcionan y, a partir de ahí, habrá que esperar a nuevas teorías que puedan describir qué hay más allá.

¿Hacia dónde se expande el Universo?
El ejemplo del globo es muy útil para ilustrarlo, pero es necesario hacer el esfuerzo de ponernos en la superficie del globo, no fuera de él, porque nosotros estamos dentro del Universo. El globo se hincha y vemos cómo los puntos de su superficie se separan, pero no hay nada fuera del globo que esté creciendo, simplemente la superficie se hace mayor. De esta forma, el Universo no se expande hacia un lugar exterior, porque no existe un “fuera” en el espacio que conocemos. Es el propio espacio que se va creando, que se estira y hace que las distancias entre objetos aumenten. Es como si dos personas estuvieran separadas por un metro, y con el tiempo este metro se convirtiera en metro y medio sin que ninguna de las dos se moviera; lo que aumenta es el espacio entre ellas. Esto puede parecer un concepto muy extraño, pero es la forma en que los científicos entienden la expansión cósmica. Quizás existen otras dimensiones desconocidas donde el Universo se expande, pero esto ya es pura especulación y no tenemos pruebas. A nivel práctico, la mayoría de científicos asumen que el Universo es un sistema cerrado en este sentido, y que la expansión es un aumento interno de distancias, no una expansión hacia afuera.

Estas ideas son difíciles de imaginar y entender, pero con la práctica y el tiempo uno se va acostumbrando, sobre todo si se piensa desde dentro del Universo y no desde un punto exterior que no existe por nosotros. Esta forma de verlo nos ayuda a entender mejor el Universo y su comportamiento, aunque plantee nuevas preguntas que seguramente nunca podremos resolver completamente.

Aquí comenta un vídeo de una simulación que enseñó. Yo creo que se entiende igualmente, no sé si es necesario cambiar algo.