“Nociones básicas de cosmología”, ponencia divulgativa en La Noche del Conocimiento, 22 de Noviembre de 2013, Kaburi, Barcelona.

[http://livestre.am/4GNlV]

Esta charla es una versión ampliada de la que di en 2012, “Cronología del Big Bang y expansión del universo“, donde he entrado en más detalle en la naturaleza de la materia y la energía oscura al final, además de explicar por encima en qué consiste la cosmología cíclica conforme.

Transcripción de la ponencia:

file-page1Muchas gracias por venir. Como he estudiado física podría hablar de muchas cosas, pero quiero hablar de cosmología precisamente porque es la que más me gusta y es la rama en la que actualmente es llegar a temas de frontera, o sea, a cosas que actualmente no se sabe cómo son sin complicarse mucho con cosas de matemáticas. Entonces creo que es una charla en la que todos podréis aprender algo sin haber visto mucho anteriormente.

Como hay mucha confusión con lo que es la cosmología (como dice Virtudes, ya muchas veces me han preguntado si tiene que ver con el tarot), entonces vamos a empezar definiendo lo que es.

file-page2La cosmología es la ciencia que estudia el universo como un todo. Es decir, nos van a dar igual tanto los planetas, como las estrellas, como las galaxias. Nos interesa todo el conjunto sin preocuparnos de si existe la Tierra o si existe otra estrella a 3 años luz. Queremos analizar todo lo que es el universo como un total.

Entonces no hay que confundirla con otras dos ramas de la física, que son la astronomía y la astrofísica. aunque se beneficia de su conocimiento. Si yo, por ejemplo, me planteo qué pasaría si una estrella estuviese hecha de helio, estoy haciendo astrofísica. Si después de haber planteado mi modelo, tengo una estrella de helio y la caracterizo estoy haciendo astronomía. Es decir, la astrofísica plantea modelos de cosas que puede haber en el universo mientras que la astronomía estudia los objetos que hay y los compara con los modelos del astrofísico.

… Y la cosmología toma todos los datos que han obtenido ambos para hacer un balance global del universo en su conjunto.

file-page3No os asustéis con la siguiente diapositiva, voy a explicar una serie de cosas que voy a necesitar para hablar del Big Bang después. Vamos a hablar de todos los ingredientes que tenemos en el universo. No hace falta controlarlos si algunos no se saben, ya que los iré repitiendo.

Vamos a tener partículas. Vamos a centrarnos en los componentes más pequeños, no vamos a ir a astros. Y las partículas vamos a clasificarlas en dos grupos (aquí, aunque haber hay más): las partículas elementales y los hadrones.

Las elementales las dividimos en dos grupos, que son los bosones y los fermiones. Seguro que muchos habréis oído hablar de ellos.

En particular, habréis oído decir que los bosones son las partículas que transmiten las interacciones de la naturaleza. Eso es mentira. Los bosones son las partículas que tienen la propiedad de poder estar todas juntas en el mismo sitio y coincide que todas las fuerzas de la naturaleza son bosones. Pero hay otras partículas, en particular los mesones, que se comportan como bosones pero no transmiten fuerzas. Entonces, hablando de bosones, vamos a tener: la G, que sería el gravitón del campo gravitatorio que conocéis todos (si yo suelto algo se cae al suelo); la γ, que serían los fotones, las interacciones electromagnéticas que vemos en nuestro día a día (yo cuando empujo una mesa produzco interacciones electromagnéticas entre mis átomos y los de la mesa); después tendríamos la Z0 y las W+-, que son las interacciones débiles, que son básicamente las que se encargan de que el electrón no caiga al núcleo pese a tener la carga opuesta a los protones, que sería lo lógico; y por último tenemos los gluones, que son las interacciones fuertes, las que hacen que los protones no se repelan pese a tener la misma carga.

Con todas esas fuerzas ya podemos caracterizar la naturaleza y vamos a presentar a las partículas que las van a sufrir, que son los fermiones. Los fermiones vamos a clasificarlos en dos grupos, que van a ser los leptones: el electrón, las partículas de carga negativa que orbitan a los núcleos atómicos; y los neutrinos, de los que habréis oído hablar mucho y después los comentaremos por encima. Y los quarks, que van a ser para nosotros el up y el down: carga positiva y carga negativa. No tienen exactamente cargas opuestas. El up tiene de positivo el doble que lo que tiene de negativo el down.

Con esos ingredientes las partículas elementales forman los hadrones. Los mesones nos van a dar igual, pero serían un quark y un antiquark. Y los bariones, que para nosotros serán los más interesantes, van a ser conjuntos de tres quarks. En particular, el protón van a ser dos quarks up y un quark down, que dan una carga +1, y el neutrón va a ser un quark up y dos down, que hacen una carga neta de 0.

Esto es lo referente al contenido de partículas del universo a escalas microscópicas. En lo referente a lo que vemos, vamos a dividir de dos formas en principio, aunque luego vamos a ver que hay una tercera. La primera es la materia. Vamos a llamar materia a todas las cosas que se mueven despacio en el universo. ¿Qué significa despacio? En relación con la velocidad de la luz. Entonces las cosas quietas o que se mueven despacio en comparación con la velocidad de la luz van a ser materia, y todo lo demás va a ser radiación. La versión técnica va a ser que la energía cinética de la radiación es muy superior a la energía debida a su masa. En el primer caso toda la energía es prácticamente masa y en el segundo es prácticamente energía cinética.

file-page4Vamos a ver ahora cómo hacemos teorías sobre la cosmología. Si estamos considerando el universo a grandes escalas necesitamos recurrir a la fuerza gravitatoria, que llega más lejos con intensidad. Pero si nos vamos a teorías del universo pequeñas, como el Big Bang, necesitamos teoría cuántica. Pongo fotos de los principales representantes de la cosmología en cada uno de los dos campos. Aquí realmente nos vamos a basar en la teoría de Einstein y vamos a ver una de sus soluciones.

file-page5La cosmología inicialmente (sin irnos a Grecia que sería lo fácil), comienza por Newton intentando explicar el universo. Según Newton los cuerpos se atraen de forma proporcional a sus masas, y decayendo con el cuadrado de la distancia que los separa. Es decir, si yo coloco dos masas siempre se van a atraer, y cuanto más cerca están más fuertemente se atraen.

Sin embargo, uno aplica esto en el universo tenemos un problema, porque a no ser que todo el universo sea infinito la atracción gravitatoria lo colapsaría. Siempre tendríamos un conjunto de masa que se estaría concentrando en un punto. Pero eso no pasa. Entonces Newton ahí tenía un problema porque necesitaba ubicar un universo repleto de masa por todas partes para evitar que la gravedad lo tirase para abajo. Es necesario que haya fuerzas tirando hacia un lado y hacia el otro.

file-page6La teoría de Newton se puede resumir con esta membrana. Yo puedo pensar que el universo es una manta y las masas doblan la manta de forma que si yo paso una masa más pequeñita alrededor empezará a girar alrededor del agujero. Poner esta gráfica aquí es algo que hago intencionadamente porque la mayoría la habréis visto en libros que hablan sobre la relatividad general, la cual lo que hace es decir que la gravedad es un espacio-tiempo curvado y que debido a eso hay una fuerza gravitatoria. Y eso no es una propiedad exclusiva de la teoría de Einstein. La gravedad de Newton también es así. Yo siempre puedo plantear las fuerzas como curvaturas del espacio porque es una libertad que tengo. Yo puedo definir mi concepto de recta de forma que se adapte a la teoría.

La diferencia fundamental es que la gravedad de Newton considera que solo está curvado el espacio. No considera que esté curvado el tiempo.

file-page7Entonces necesitamos ir un poco más allá y la propuesta de Einstein es que además de que esté curvado el espacio está curvado el tiempo. La gravedad va a ser el efecto de la curvatura del espacio Y del tiempo debida a la presencia de energía, que no de masa. Es decir, que si yo ubico un fotón, que es la partícula de la energía electromagnética, y no tiene masa, va a crear un campo gravitatorio debido a su energía. Eso la teoría de Newton no lo predice.

¿Y cuándo corrige la teoría de Einstein a la de Newton? Cuando hay densidades de energía elevadas.

file-page8Vamos a ver la diferencia más grande entre los dos modelos, para que veáis que no tiene que ver mucho con la curvatura del espacio. En la gravedad de Newton yo puedo ubicar en este punto una masa. Sería una densidad infinita. Y el campo gravitatorio de fuerza que crea aumenta a medida que yo me acerco a este punto. Sin embargo, en la relatividad general, en la que se curva el tiempo, vemos que aparece una especie de círculo que no está dibujado, pero que se intuye bastante bien, al que llamamos horizonte de sucesos. Siempre que yo ubico una densidad infinita aparece un horizonte a su alrededor, y veis que dentro de ese horizonte la teoría predice que las flechas cambian de sentido. Entonces aquí, como seguramente habréis escuchado, se dice que el tiempo se invierte dentro del agujero negro. Por eso tenemos que decir que espacio y tiempo se intercambian detrás de la frontera para que las flechas sigan yendo hacia atrás. Como nadie ha estado nunca dentro de un agujero negro no sabemos qué es lo que pasa ahí dentro exactamente, pero lo importante es que la diferencia entre teorías es muy grande.

file-page9Vamos a empezar a preparar nuestro modelo con la gravedad de Einstein. Primero tenemos que definir qué vamos a suponer sobre el universo. No vamos a considerar todo porque entonces las cuentas serían insufribles, ¿no? Entonces planteamos el principio cosmológico de Einstein, que es que a medida que aumentamos de escala, el universo se muestra cada vez más homogéneo e isótropo. ¿Qué quiere decir esto? La homogeneidad es que si yo me desplazo hacia delante, hacia atrás o hacia un lado veo lo mismo. Y la isotropía quiere decir que si yo giro en cualquier ángulo también veo lo mismo.

Entonces, en conclusión, lo que estamos diciendo es que yo por ejemplo, a mi escala habitual de unos metros, puedo distinguir árboles, agua y rocas, cosas del estilo… Si me voy un poco más arriba, en este caso distingo distintos tipos de planetas. Si me voy un poco más arriba, puedo empezar a distinguir galaxias, y si me voy a esto donde me alejo muchísimo, no distingo unas regiones del universo de otras.

Ahora bien, esto es una teoría, pero tenemos una evidencia de que la isotropía del universo es cierta en más de un 99,999% de los casos. Es decir, que menos de 1 punto de cada 100000 estaría en desacuerdo con estas características.

Si esto fuese falso, todo lo que voy a decir a continuación sería falso también. Es importante tenerlo en cuenta. Pero la verdad es que está bien asentado.

file-page10El modelo que vamos a tratar se llama el modelo de Friedmann-Lemaïtre-Robertson-Walker. Cada uno hizo cosas distintas, pero los vamos a considerar como juntos. Y va a ser una aproximación teórica en la que consideramos todo el universo como un fluido continuo de energía. ¿Qué quiere decir esto? Del mismo modo que yo cuando veo agua veo un líquido compacto y no veo todas sus moléculas, yo cuando veo el universo es un líquido compacto de estrellas, galaxias y demás. No vamos a ver sus componentes uno a uno, sino que los vamos a ver como si fuesen un continuo.

¿Condiciones para que esto sea válido? El principio cosmológico, lógicamente, vamos a decir que no hay diferencias en el fluido entre una región y otra. Y vamos a utilizar también la relatividad general. Es muy importante tener en cuenta que debido a la isotropía el universo solo puede hacer dos cosas en conjunto, que son expandirse o contraerse. Cualquier otra cosa violaría la isotropía o la homogeneidad.

file-page11Entonces vamos a tener que definir siempre una escala, típicamente elegimos la nuestra. Vamos a decir que en el instante actual el universo tiene su tamaño “normal”. Es un concepto egoísta, decir que en el instante actual el universo tiene el tamaño normal del universo. Y vamos a definir un factor de escala, tal que su valor si el universo se expande se dilata, y si el universo se comprime el factor de escala se comprime.

Como el universo es infinito, siempre va a seguir siendo infinito, porque si yo lo multiplico por dos sigo teniendo infinito universo. Otra cosa importante. En el Big Bang va a haber un punto que se va a empezar a expandir. No hay que pensar en eso como que el universo va aumentando su tamaño. Pasa de valer cero a valer exactamente infinito. ¿Por qué? Porque su tamaño es infinito y si lo multiplico por cero da cero, pero si lo multiplico por cualquier otro número ya da infinito otra vez.

Tengo una cosa que es infinitamente grande. La multiplico por cero. Me queda tamaño cero. En cuanto yo cambio ese factor de escala un poco, el universo ya vuelve a tener tamaño infinito otra vez. Otra cosa es cuánto se pueden haber movido las partículas dentro de ese universo, pero el volumen del universo en total es infinito.

Vamos a llamar coordenadas comóviles a aquellas que no cambian con el tiempo. Es decir, yo ahora digo que la distancia entre la Tierra y el Sol es una distancia concreta. Esa distancia va a ser la coordenada comóvil. Si ahora el universo se expande, voy a decir que ha aumentado el factor de escala al que voy a llamar A, pero la distancia comóvil sigue siendo la misma, aunque ahora la multiplique por el factor de escala. Es decir, la distancia comóvil R entre dos cuerpos es la distancia a la que se encuentran realmente dividida entre el factor de escala, para que me dé la que tengo ahora.

Este es un esquema de lo que estamos diciendo. Aquí a un lado tenemos los puntos A y B, y después el universo se empieza a expandir a medida que voy hacia arriba. Los puntos A y B siguen ocupando las mismas coordenadas comóviles en el plano, pero la distancia entre ellos ha aumentado, y eso es lo que modula el factor de escala. Y aquí (a la derecha) es básicamente lo mismo. Tenemos dos reglas, una constante y otra que dependería de las coordenadas comóviles, y vamos viendo que las coordenadas comóviles cada vez valen más según la otra regla. Entonces cuando hablamos del factor A, hablamos de cómo de grande o de pequeño es el universo en comparación con el factor que hay ahora.

file-page12Una cosa que aparece en las ecuaciones de Einstein cuando empezamos a plantear esto es la curvatura del universo. En matemáticas la más fácil es la curvatura nula o curvatura plana, que básicamente dice que cualquier triángulo en el universo va a tener 180º. Si yo monto este triángulo en una esfera va a tener siempre más de 180º. Podéis pensar en el ejemplo típico: yo estoy en el ecuador, me desplazo sobre el ecuador con un ángulo de 90º, después subo al polo norte, hago otros 90º, y después vuelvo a bajar. Hago 270º. El caso opuesto sería el de curvatura negativa, que tenía un ángulo total inferior a 180º.

La teoría de Einstein lo que dice es que el universo podría ser cualquiera de estas cosas, pero en vez de figuras de dos dimensiones en tres, figuras de tres dimensiones en cuatro. El espacio tiene tres dimensiones espaciales, pero no sabemos si siguen alguna lógica y están compactadas sobre cuatro más una. Lo que estamos diciendo es que el universo podría ser como un cubo de tres dimensiones o alguna de estas figuras más complicadas en un espacio de cuatro dimensiones. Pero bueno, esto nos lo vamos a cargar enseguida así que…

file-page13Otro parámetro importante va a ser el parámetro de Hubble. Seguramente lo llame constante porque me despisto, pero en realidad no se sabe si es constante o no. Es el cociente entre la velocidad a la que se alejan los astros y la velocidad a la que se encuentran. En este eje vamos a tener la velocidad a la que se alejan las estrellas de nosotros y en el eje horizontal la distancia a la que están. Y vemos que todos los puntos se adaptan a una recta, lo que quiere decir que hay un factor constante entre ambos. Esto implica que todos los astros se alejan con una velocidad proporcional a la distancia a la que están de nosotros. Y esto implica un crecimiento exponencial, porque cuanto más grande es una región del universo más rápido crece. Sobre este concepto volveré después.

file-page14Esto es lo más complicado que vamos a ver hoy: es la primera ecuación de Einstein para la cosmología. No voy a poner la otra porque no hace falta. Y bueno, es la primera ecuación de Friedmann. La primera ecuación de Friedmann nos dice que este parámetro de Hubble que acabamos de ver, elevado al cuadrado, es proporcional mediante ese factor constante 9piG/3c^2, siendo G la constante de gravitación universal y c la velocidad de la luz, a la densidad de energía del universo, restándole la curvatura. Es importante entender esta ecuación. ¿Alguien se atreve a decir por qué la curvatura está restando? ¿Por qué cuanta más curvatura menos velocidad?

En la curvatura positiva, todos los puntos del universo están más compatificados entre ellos. En una positiva se junta más todo. En una negativa, como que aleja. Entonces en un universo con curvatura positiva resulta más difícil compensar la atracción gravitatoria. Necesita expandirse con más fuerza, y entonces la constante de Hubble será más pequeña. Entonces lo que vemos aquí es que cuanta más curvatura, la constante de Hubble tiene que ser más pequeña. Y necesariamente, porque estoy aumentando la atracción que hay entre las masas. Y el otro factor nos dice que se expande de forma proporcional a la energía, lo cual tiene bastante sentido.

Para que el universo sea euclídeo, es decir, plano, la curvatura tiene que ser cero, y eso nos quita el último término y nos establece una igualdad que relaciona la densidad de energía y el parámetro de Hubble. Por tanto, podemos fijar la densidad de energía crítica que nos permite que el universo sea plano diciendo que será proporcional al parámetro de Hubble al cuadrado. Es decir, si yo tengo la densidad de energía del universo y doy por hecho que es plano (no tengo evidencia de que no sea plano) el parámetro de Hubble al cuadrado está fijado o, lo que es más importante, si yo conozco el parámetro de Hubble al cuadrado, puedo determinar la energía crítica que tiene asociada. Esto va a ser importante después al analizar los datos experimentales.

file-page15Teniendo esta ecuación, vamos a ver lo que hizo Einstein con ella. Lo primero que hizo fue asumir, como Newton, que el universo era estático. No le gustaba que se expandiese ni se contrayese porque implicaba cosas como que o acabamos todos en un punto o acabamos superdilatados. Entonces fijó el parámetro de Hubble igual a cero: ni expansión ni compresión. ¿Y eso qué va a implicar? Que la densidad de energía es cero porque podemos establecer una relación entre ambos. Entonces el universo estático de Einstein no podía tener energía dentro, de modo que o el universo no era estático o el modelo estaba mal.

¿Qué hizo Einstein? Bueno, introdujo la constante cosmológica Λ que contribuía a la densidad de energía, pero con el signo opuesto. ¿Entonces con esto qué haces? Metes una densidad de energía de masa, la restas toda porque sí metiendo la constante cosmológica, te quedas con energía cero, y te sale que el parámetro de Hubble es cero. ¿Pero qué pasa? Que esto no tenía ningún sentido y fue rechazado por la comunidad científica prácticamente al completo.

file-page16Vamos a ver un poco más cómo funciona este modelo. Si yo lleno todo el universo de materia, es decir, objetos que no se movían muy rápido, la densidad de energía del universo decaería con el cubo del factor de escala. Vamos a ver esto un poco: el factor de escala me da el tamaño de las cosas. Si lo elevo al cubo tengo cómo se expande el volumen del espacio. La densidad es masa partido por volumen, de forma de que la densidad de energía decae con el volumen del factor de escala. Entonces, aplicando esta relación a la primera ecuación de Friedmann nos sale que el universo se expandiría de forma proporcional a la raíz cúbica del tiempo al cuadrado. Entonces lo único importante es quedarse con este factor y ver que tendría esta forma la expansión. Crece hacia el fondo de una forma simétrica.

Y ahora la pregunta. Acabo de decir que en cuanto se empieza a expandir el universo es infinito y ahora os estoy dibujando la expansión. ¿Hay alguna incompatibilidad? ¿Alguien se atreve a explicar por qué no? Esta distancia es cómo se van alejando dos puntos entre ellos. No es cómo aumenta la frontera del universo. Es decir, yo aquí tengo un punto, el Big Bang. De repente se expande y el universo es infinito. Y de aquí en adelante estoy indicando cómo dos puntos de ese universo infinito se van alejando entre ellos, que no cómo aumenta el propio universo. Lo importante es que tenemos un modelo con Big Bang, que tiene mucho sentido, y que se empieza a expandir de esta forma.

Si el universo estuviese dominado por radiación, la densidad de energía en vez de decaer en vez de con el volumen con un factor a la cuarta, debido a que como se está moviendo afecta un poco más el tiempo, y cuanto más volumen decae más rápido la energía cinética relativa por un tema de distancias. Lo resumo así porque es un poco más rebuscado. Y en este caso el universo se expandiría de forma proporcional a la raíz del tiempo.

Pregunta: ¿cuál de los dos se expande más rápido? La materia. ¿Por qué? Porque la tendencia gravitatoria en un universo dominado por materia es mayor, ya que en uno dominado por radiación ya al moverse entre ella se va repeliendo. En el caso de la materia no. Es el que más se expande. Es al que más le cuesta.

Entonces tenemos dos modelos de universo que empiezan con un Big Bang y se empiezan a expandir de forma parecida. Pero tenemos un problema, y es que hemos medido que el parámetro de Hubble es constante y ninguno se des estos se expande exponencialmente, sino que cada vez se expanden más despacio. Entonces este modelo tiene que estar mal.

file-page17Entonces planteamos otro modelo, que es un universo dominado por energía oscura.  Este es bastante más reciente que los otros, y se recupera la constante cosmológica de Einstein. Lo que hacemos es decir que la densidad de energía oscura es exactamente igual a la constante cosmológica. Y como la densidad de energía es constante, el parámetro de Hubble también lo es. Esto lo hemos visto antes. Y como el parámetro de Hubble es constante el universo crece o decrece exponencialmente. Esto también lo comentamos con el parámetro de Hubble: la velocidad va a ser proporcional al tamaño, lo que significa crecimiento exponencial. Cuanto más grande es, más rápido crece. Este es el crecimiento exponencial que hemos medido. ¿Cuál es el problema que tenemos? Esta teoría no tiene Big Bang. No puede partir de un punto porque si no la velocidad es cero, al ser proporcional a un punto. Entonces la expansión es cero.

Aquí empieza el problema. Tenemos un modelo que me reproduce cómo se expande el universo perfectamente, pero que no es compatible con el sentido común: no tiene Big Bang y está lleno de algo que no sabemos lo que es. Lo hemos metido solo porque da en las ecuaciones. Entonces el universo dominado por energía oscura no es serio, considerado como un modelo válido, aunque dé lo que tiene que dar. Hay que buscar algo mejor.

file-page18Para ver cómo funciona la energía oscura aquí tenemos varios modelos de universo sin densidad crítica. En el primero tenemos curvatura positiva, es decir, se va a expandir, pero debido a la curvatura la gravedad es muy intensa y se comprimirá de nuevo. Esto es un modelo de lo que llaman Big Crunch. En el segundo caso tenemos un universo de curvatura nula, que se expande una barbaridad, o sea, como los que hemos visto de materia y radiación. Y después tenemos uno con curvatura negativa que vemos que se va abriendo cada vez más. Y si yo meto constante cosmológica, sea cual sea de aquellos tres mi universo, va a pasar esto de aquí: expansión exponencial. Entonces un universo dominado entre masa y constante cosmológica puede ser la solución.

file-page19Hemos visto que el universo dominado constante cosmológica no tiene Big Bang, así que vamos a defenderla un poco. Necesitamos tener un universo compatible con una teoría del Big Bang para explicar lo siguiente: explicamos por qué la cantidad que hay de cada elemento en el universo es la que es, es decir, la teoría del Big Bang nos va a decir por qué hay tanto hierro, por qué hay tanto hidrógeno, por qué hay tanto uranio…, nos precide con gran precisión la cantidad de elementos que tenemos en todas partes; el Big Bang nos explica también por qué en todas partes hay una cierta cantidad de fotones de baja energía (tú mires donde mires en el universo a frecuencias pequeñitas, de baja energía, hay fotones. En todas partes), y esto una teoría sin Big Bang no te lo explica; y podría explicar la ausencia de antimateria en nuestro universo. Por estos tres puntos una teoría con Big Bang es importante dentro del modelo.

file-page20Entonces vamos a comentar muy por encima, porque el Big Bang, ya es física cuántica, en qué consiste el modelo. En el Big Bang nos proponemos estudiar desde la era de Planck, donde había un universo casi puntual dominado por radiación, es decir, partículas moviéndose muy rápidamente. Y serían todos bosones sin más. ¿Por qué tendrían que ser bosones? Porque son las partículas que hemos dicho antes que pueden estar juntas en el mismo punto. Entonces en el momento de la explosión todo tenían que ser bosones.

Después, a los 10^-34 segundos comienza la era GUT, en la que la gravedad comienza a funcionar como tal, se desacopla del modelo en el que tiene que estar todo mezclado, y aparece un campo inflatón. Ese campo inflatón empieza a liberar energía dentro del universo y empiezan a aparecer las pimeras partículas fermiónicas, que es lo que conocemos como el recalentamiento. Aquí empieza a actuar también la fuerza nuclear, con lo que se empiezan a formar estructuras de quarks, aunque se separan rápidamente porque tienen mucha energía y se empiezan a separar unos de otros. A medida que se enfríe vamos a ir viendo que iremos formando todo lo que tenemos hasta ahora, habiendo empezado con un universo dominado por un conjunto de bosones. En este momento se empiezan a generar tanto partículas como antipartículas. Lo que el Big Bang propone es que en algún momento, bien sea por suerte, bien sea por algún modelo que todavía no existe, se crearon más partículas que antipartículas, como a mí pueden salirme seis caras y cuatro cruces si yo tiro una moneda, o en vez de eso cuatro caras y seis cruces, que sería otra posibilidad.

file-page21La era electrodébil es en la que empieza a aparecer la masa. En el momento en el que empieza a aparecer la masa, las fuerzas nucleares débiles y el electromagnetismo aparecen (tal como las conocemos hoy) y sucede una cosa muy importante, que es que el neutrón va a tener más masa que el protón y, debido a eso, el neutrón va a ser inestable y en cuanto pueda uno de sus quarks down se va a convertir en un quark up por un principio de estabilidad: le cuesta menos energía ser un protón que ser un neutrón. Y esto lo hace emitiendo una partícula W-, una interacción débil, que después se transforma en un electrón y en un antineutrino. Lo importante aquí es que el neutrón libre siempre va a ser inestable y se va a convertir en un protón. Solo existen neutrones dentro de núcleos.

Entonces en un principio vamos a irnos cargando todos los neutrones del universo, y vamos a la era hadrónica, y habiendo supuesto que había más materia que antimateria cuando se empiecen a aniquilar habrá más materia de golpe, y debido a la estabilidad vamos a tener más protones que neutrones.

file-page22Después, en el primer segundo del universo tenemos la nucleosíntesis y las cadenas PP, fácil de acordarse, y tenemos que un hidrógeno, que es un protón, al juntarse con otro hidrógeno dan lugar a otro núcleo de hidrógeno con un protón y un neutrón, es decir, que un protón se ha transformado en neutrón, mientras que antes los neutrones se transformaban en protones. Cuando el neutrón se transforma en protón, se libera un protón y un antineutrino. Cuando el protón se transforma en neutrón se libera un antielectrón, que se llama positrón, y un neutrino. Y mediante distintos procesos en cadena vamos creando toda la tabla periódica a base de colisiones.

file-page23Llegamos así finalmente a la recombinación, que sería a partir de los 300000 años. Y ya tenemos partículas positivas, que van a ser núcleos formados durante la nucleosíntesis, las bolitas verdes. Las bolitas lilas van a ser electrones y todo lo demás van a ser fotones. Eso es todo lo que tenemos. Los electrones no están en el átomo porque tienen mucha energía como para estar pegados a él. Entonces en la recombinación lo que pasa es que la energía de los electrones ya es muy baja debido a la temperatura (menor), caen al núcleo, se empiezan a formar átomos neutros y los fotones se quedan con más energía porque quedan liberados de los electrones. Entonces vamos a tener ya átomos y radiación.

Todos estos fotones de baja energía que se liberan aquí no vuelven a interaccionar nunca más con nada. Consecuentemente siguen con nosotros, y los vemos cuando observamos el universo a frecuencias muy pequeñas. Esta es una representación de la esfera que nos envolvería si nuestra Tierra fuese el centro del universo. Esto sería la Vía Láctea, y esto sería el polo norte del universo y esto sería el polo sur. Entonces todos estos puntos son errores debidos a estar muy cerca de la Vía Láctea, y todos los puntos hacia fuera son puntos libres, digamos, que no están contaminados los datos, y en general se observa que los fotones de baja energía tienen la misma energía en todo el universo. ¿Y cómo podría ser esto posible si todo el universo no procediese de un punto? Sería demasiada casualidad que esto sucediese sin que procediesen de un origen común.

file-page24Con esto ya tenemos todo el Big Bang, y vamos a hacer un resumen de lo visto. Empezamos no teniendo nada de lo que vemos hoy en día, y el universo se va expandiendo, la temperatura va bajando, y vamos creando todo lo que tenemos hoy: núcleos, átomos, galaxias… La tendencia que se va observando en esta gráfica es que empezamos teniendo un universo dominado por radiación y después viene un universo dominado por materia. Entonces no es un modelo concreto dominado por una cosa, sino que va cambiando con el tiempo.

file-page25Entonces queremos medir cómo se expande hoy nuestro universo y qué densidades de energía tiene para perfeccionar nuestro modelo. Y para medir la expansión del universo necesitamos analizar las estrellas, que es lo más fiable. Y recurrimos a su espectro atómico. Todos los átomos tienen varios orbitales en los que se mueven los electrones, y esos electrones van haciendo transiciones entre los distintos orbitales emitiendo luz. Esa luz es característica para cada átomo, con frecuencias características y fotones característicos. Es decir, si yo recibo la luz emitida por un átomo, puedo analizar los colores que tiene y sé que átomo la ha emitido porque solo un átomo va a emitir esa luz.

Entonces si conocemos la composición de un astro, conocemos sus átomos, y sabemos la luz que va a emitir, que es lo que dice ahí: si conocemos la composición de un astro conocemos los colores de su espectro. Entonces las estrellas se distinguen según estos criterios de rallas negras que son las que las caracterizan. Sabiendo esas líneas negras, sabemos su composición y su temperatura, y tenemos un modelo astrofísico de la estrella.

file-page26Pero tenemos un problema muy grande. Las estrellas emiten luz y la luz llega a nosotros, pero esa luz va a sufrir deformaciones en su color cuando venga. ¿Por qué? Porque el universo se expande. Entonces la luz va a tener un color característico asociado a cada color y la estrella emite con un periodo T cuando el universo tiene un factor de escala A, pero nosotros vamos a medirlo con un periodo T’ adaptado a nuestro factor de escala A’. Es decir, que si de la estrella a nosotros el universo se ha expandido, eso implica que los colores se van a desplazar hacia el rojo. Pero si el universo se ha comprimido los colores tienden más al violeta. Y lo que observamos en todas las estrellas del universo es que la luz que emiten tiende al color rojo. Una estrella emite esta luz, la recibo, y las líneas negras que comentaba están desplazadas hacia el color rojo. Total: que el universo se está expandiendo y el periodo ha aumentado. Esta es la evidencia que tenemos de la expansión del universo.

file-page27Pero para determinar la constante de Hubble necesitamos algo más. Con esto teníamos la velocidad a la que se aleja una estrella, pero falta saber a qué distancia está a parte. El cálculo de la distancia se puede hacer de una manera muy sencilla. Yo sé cuántos fotones predice mi modelo que emite una estrella. Y sé cuántos recibo en una unidad de superficie. Entonces, si comparo los que me llegan con los que me deberían de llegar, reconstruyo la esfera con todos los fotones emitidos, comparo los que hay en mi superficie con todos los que faltan y saco el radio.

Pongo esta imagen por un motivo concreto, que es que evidentemente cuando hay un eclipse no podemos calcular la distancia a una estrella por este método, porque parte de los fotones se los está comiendo la luna y vamos a obtener que la esfera es más grande.

Entonces ya tenemos la velocidad a la que se alejan los astros y la distancia. Con esto ya estamos preparados para analizar el parámetro de Hubble que es lo que queríamos. Y si analizamos un poco más las medidas en el tiempo podemos sacar la aceleración. Y con esto ya tenemos analizada la evolución del universo en la cercanía de nuestro tiempo. Yo puedo decir que ahora mismo el universo se expande con una cierta velocidad, y que se expande con una cierta aceleración.

file-page28Este es el resultado de todos estos estudios, muy sencillo de entender. Esta línea horizontal es la densidad de energía debida a materia que hay en el universo, y esta línea vertical es la densidad de energía debida a la constante cosmológica. Entoces, cuando tengo un uno, es la densidad de energía crítica para que el universo sea plano. Es decir, este punto, el (1,0), es el universo repleto de materia. y el punto (0,1) es el universo repleto de energía oscura. Si yo uno estos dos, me sale una recta que son los posibles universos planos. Si tengo más energía el universo será cerrado, con curvatura positiva. Si tengo menos será abierto, con curvatura negativa. Como veis, a partir del universo dominado por energía oscura hacia arriba no hay Big Bang, como ya vimos, y siempre que hay constante cosmológica positiva el universo se expande para siempre, mientras que si la energía oscura es negativa tiende a colapsarse sobre sí mismo.

Y ahora vamos con los puntos. La franja verde son los datos obtenidos a partir de la gráfica que vimos antes de los fotones. Esa gráfica,estudiada en detalle, nos dice que el universo es plano, es decir, que está sobre esta recta. Por otra parte, el estudio de los cúmulos estelares y de su movimiento nos dice que la densidad de energía debida a masa tiene que estar fijada en este punto (0,3). Y por último, el estudio de supernovas nos dice que las densidades de energía se tienen que distribuir de esa forma. Entonces, como veis, las tres coinciden en el mismo punto. Parece que el modelo funciona.

file-page29¿Y qué es lo que predice? Inicialmente decía que teníamos un 73% de energía oscura, un 23% de materia oscura, que es materia que precide el modelo pero que no sabemos dónde está. y tenemos un 4% de materia ordinaria, que es la que conocemos. O sea, que en el cómputo global, los datos dicen que conocemos un 4% de toda la energía que hay en el universo, y esto es un problema. Estos son los datos de antes de la sonda PLANCK, y estos otros son los datos recientes de la sonda PLANCK, que baja un poco la energía oscura, pero la tendencia en general es la misma.

Entonces el problema es bastante gordo. Por un lado tenemos todos los datos de la constante cosmológica, que no tenemos ni idea de lo que es, pero las matemáticas dicen que está ahí (siempre y cuando el modelo esté bien, por supuesto). Y tenemos toda esta materia oscura, que debería ser materia normal y corriente, pero que no sabemos dónde está y no se ha observado. Entonces hay que analizar ambas cosas por separado.

file-page30En lo referente a la materia oscura hay varios candidatos. Ninguno de ellos parece ser autosuficiente y verificado. En primer lugar están los MACHOs. Son halos de masa compacta que hay en el espacio, pero que no vemos porque no emiten luz. Entonces son objetos que tenemos que medir a base de ver cómo curvan la luz de las estrellas que están a través de ellos. Viendo esas curvaturas predecimos que ahí hay una masa que no estamos observando y además coincide con los modelos cinéticos de las galaxias. Yo tengo una galaxia y analizo su energía cinética y su energía gravitatoria, y esa masa-energía debe cumplir una relación bastante bien estudiada que muchas galaxias no cumplen, pero si metemos toda esa masa diciendo que son MACHOs y después los comparamos con estas mediciones ambas masas son compatibles. Así que parece que los MACHOs son una evidencia, pero tienen un problema y es que no abarcan toda la energía que nos falta. No son suficientes.

Otra posibilidad sería que el universo estuviese lleno de neutrinos, que tampoco los vemos. Y para detectar neutrinos necesitamos (esta es una imagen del superkamiokande de Japón) tanques de agua enormes para que, con suerte, uno o dos al año interaccionen con el agua y los detectemos. Entonces es muy complicado estudiar cuántos neutrinos hay, en particular porque tienen muy poca energía. Podría ser que hubiese muchos neutrinos, pero no tenemos medios para medirlos. Además la masa que tienen es demasiado pequeña como para llenar todo el vacío de masa que tenemos.

Entonces tenemos que recurrir a algo que vaya mucho más allá, y se plantean teorías no verificadas por ningún lado de partículas más allá del modelo estándar de la física de partículas que serían débilmente interaccionantes, es decir, que interaccionarían igual o menos que el neutrino. Tendrían una masa enorme y tienen fe en que interaccionen de alguna forma produciendo partículas que sí que podamos ver y que digamos “Ay, si recojo todo esto seguramente lo haya producido la partícula que ha dicho mi modelo”. Es algo a lo que recurre la física teórica para explicar toda esta ausencia de masa.

Y estos son los candidatos más importantes que hay de materia oscura.

file-page31En lo referente a la energía oscura, tenemos el problema de la constante cosmológica. Hemos dicho que la constante cosmológica supone una densidad de energía constante en el universo en todo momento. Es decir, que aunque el universo se expanda la densidad de energía es la misma, lo que significa que en el cómputo global la energía del universo está aumentando para que la densidad sea constante. Eso quiere decir que yo a medida que aumento el tamaño del universo estoy creando más energía oscura con el propio universo, y esa es una de las cosas más impactantes de haber metido la constante cosmológica.

Entonces tenemos que asociarla de alguna forma a una energía que sea natural del propio espacio. Yo no puedo crear espacio sin crear energía oscura. Si no la densidad no sería constante. Entonces esto también es un tema de física teórica de frontera. Hay muchos modelos que intentan decir “La constante cosmológica va a ser la suma de todas las partículas del vacío que no vemos, que van a aportar una energía determinada” y dicen “Bueno, vamos a ver qué energía sacamos con eso”. Entonces esto es una predicción de la teoría de cuerdas. Predicen una constante cosmológica concreta, pero si la comparamos con lo que medimos, es 10^121 veces más grande, que es peor que medir un lápiz y que te salga una distancia de aquí a América. Muchísimo peor. Entonces la teoría de cuerdas fracasa estrepitosamente en explicar la constante cosmológica. Y es el mejor intento que hay por ahora para explicarlo, o sea que lo tenemos complicado.

No obstante, otra forma de plantear el problema es decir que la gravedad de Einstein está mal, todo el modelo está mal, y no tenemos que meter energía oscura, pero a ver quién es el listo que propone una teoría gravitatoria que funcione a todas las escalar sin necesitar meter una energía oscura.

file-page32Suponiendo que todos los datos son ciertos y el modelo es correcto, lo que nos espera es el Big RIP. Es decir, el universo se expande mucho y llega un momento en el que ya se expande tanto que es capaz de separar todas las cosas que están juntas. 22 billones de años antes de que llegue el Big RIP es donde se supone que estamos ahora. 60 millones antes se destruirá la Vía Láctea, o sea, se separarían sus componentes. 3 meses antes se desharía el sistema solar, si no se destruye el Sol antes. 30 minutos antes la Tierra explotaría, y 10^-19 segundos antes los átomos se descompondrían también. Y este es el futuro que nuestro modelo predice que nos espera. Entonces es un futuro que a nadie le parece interesante, ¿no?

file-page33Entonces necesitamos que alguien nos salve y nos diga “Este modelo está mal y vamos a tener un final mucho más interesante”. El modelo que queremos, o que nos gustaría a bastante gente, sería que el universo se expandiese, después se volviese a comprimir, y después se volviese a expandir todo el rato. Parece aún más interesante porque no supone el problema de la creación, que es una de las cosas más comprometidas. Pero no estamos midiendo esto, así que no podemos decir que sucede esto.

file-page34Y quien nos va a rescatar va a ser un matemático, como no podía ser de otra forma. O lo intentó. Roger Penrose dice que el Big RIP es un modelo cosmológico aburrido. Es así como caracteriza el universo. Dice que si todo se expande y se empieza a separar, dejando de haber interacciones y de hacer cosas, los últimos instantes del universo van a ser muy aburridos. Entonces dijo “A mí no me gusta que pase eso, así que voy a usar el superpoder de las matemáticas para ver si reconduzco el problema”. Y claro, esto efectivamente lo tenía que hacer un matemático, ya que a un físico le explota la cabeza en cuanto explique este diagrama.

Lo que Roger Penrose propone es “Tengo un universo que no parte de un punto sino de algo muy parecido a un punto, y se va expandiendo. Está cambiando, por tanto, su factor de escala. Y se va expandiendo, se va expandiendo… hasta que llega hasta aquí”. Entonces dice “Bueno, ahora el factor de escala, como no sabemos cuál es su naturaleza, se va a cero y vuelve a empezar”. Entonces él lo que dice es que el universo se expande constantemente, pero las distancias que se miden dentro de él en ciertos puntos cambian. Este es el modelo que plantea.

En esto trabajé yo el año pasado, en analizar esta teoría. Él publicó su artículo en el 2011. De hecho no publicó un artículo, no se atrevió. Publicó un libro. Y ese libro tuvo montones de respuestas, todas ellas en contra de su teoría. El año pasado, cuando la estábamos analizando, teníamos dos artículos a favor, y eran escritos por él. Entonces vamos a ver cómo intentó defenderse porque es algo bastante interesante.

file-page35Él pensaba “Bueno, dado que mi teoría no es falsable nadie puede decirme que es falsa en principio, pero tampoco decirme si es verdad. Así que voy a intentar decir algo y ver que si ese algo existe mi teoría es cierta”. ¿Qué se le ocurrió?

Ahí tenemos una línea línea que dice Big Bang. Esa va a ser la línea entre un universo y otro. Y arriba tenemos otra línea que dice “last scattering”, que viene a ser “última dispersión”, que es el momento en el que los átomos se forman y los fotones quedan dispersos. Entonces él dice “En el universo anterior, cuando se estaba expandiendo, seguramente hubiese un montón de agujeros negros gigantes. Y esos agujeros negros gigantes colisionarían en algún punto emitiendo un montón de energía”. Vemos que hay dos puntos. Los llama “eventos violentos anteriores al Big Bang”, y ahí se liberaron fotones. Y él lo que dijo que que si esto es correcto, esos fotones deberían aparecer superpuestos a los fotones que vemos hoy en día en el universo.

file-page36Y tras varias críticas dijo “Nono, mirad, los he observado”. Entonces esta es la gráfica que planteó él en su artículo. Y vemos que aquí hay una elevada concentración de círculos de elevada anisotropía. Es decir, de zonas donde parece que el principio cosmológico no es cierto. Y dijo “Todos esos puntos se pueden explicar con mi teoría. Entonces igual mi teoría es cierta”. Esto ha sido más o menos por Enero de este año (2013). Y justo después de que él publicase eso llegó la sonda PLANCK.

¿Qué pasó con esa sonda? Bueno, en primer lugar vemos que es muy distinta a la sonda anterior. Bueno, vamos a ver todo con más detalle.

Esa es la predicción de Roger Penrose. En primer lugar, una crítica que se le puede hacer es “Tío, todos tus datos están montados sobre esto, que es de la Vía Láctea”. Parece que están forzados. Vemos que ahí no hay isotropía. Hemos dicho que estos datos no valen porque son errores, y la mayoría de los puntos que corroboran su teoría están en los errores. Y lo peor es que cuando salen los datos de la sonda PLANCK de este año, todos esos círculos dejan de aparecer y eran errores de resolución de la sonda WMAP. Entonces la teoría de Penrose está completamente descartada.

file-page37Entonces actualmente no tenemos ningún modelo que nos salve del Big RIP, no sabemos explicar la energía oscura, y a nadie se le ocurren otras ideas que nos salven de la destrucción del universo. Entonces lo único que nos queda es seguir buscando, y no os comentó más porque ya sería más insufrible, ¿vale?

file-page38Y hasta aquí todo. Esto sería una imagen de los agujeros negros chocando.

Preguntas:

-Tú dices que el universo es infinito. ¿Pero también lo es la materia?

-Claro. En el momento en el que dices que es homogéneo e isótropo estás diciendo que es igual en todas partes. Entonces…

-Has hablado de los MACHOs, esa materia oscura que hay en las galaxias que hace que tengan sentido. ¿Se sabe dónde están distribuidos? Es decir, ¿dónde pueden estar?

-Sí. En el centro de las trayectorias curvadas de los rayos de luz y según donde falte materia en la galaxia, ahí están. Se han medido muchos y además también cumplen el principio de homogeneidad y el de isotropía.

-Entonces esto no son agujeros negros, ¿no? Es otra cosa.

-Los MACHOs no tienen tanta masa.

-Que el universo sea infinito es lo que dice la teoría porque todavía no hemos llegado a ver lo que hay al otro lado, ¿no?

-Y a parte tenemos el problema que comentaba antes de que se tendría que comprimir debido a la gravedad. Tiene que haber gravedad tirando por todas partes.

-Cuando se estaba hablando del Big Bang, dices que había materia y antimateria. Y dices que la antimateria desparece. ¿Pero el concepto es desaparecer?

-Se convierten en fotones y otras partículas bosónicas. Fuerzas de la naturaleza. Una partícula y una antipartícula chocan, se aniquilan, y aparece un fotón.

-¿Hay alguna posibilidad de que este tema sea demasiado complejo como para que el ser humano pueda llegar a resolverlo algún día?

-Bueno, yo te voy a decir que no porque es lo que me toca. (Risas)

-Yo he leído algunos artículos donde se decía que el universo era como un queso gruyere, ¿eso es así o cómo? ¿A gran escala la observación dice que realmente es homogéneo?

-Sí. En un factor menor que uno de cada 100000 está el error. La homogeneidad está bastante clara. Donde puede haber dudas es en que la gravedad de Einstein sea correcta y poco más.

-Dices que Einstein se sacó lo de la constante cosmológica, se la rechazaron, se la volvieron a recoger…

-Einstein la metió con un valor negativo para contrarrestar la densidad de energía, y así destruía el parámetro de Hubble. Estos lo que han hecho es meter una constante cosmológica positiva, y no para anular la materia sino para que contribuya más a la expansión. Se introduce el mismo término, pero con fines distintos y con efectos distintos.

-No me ha quedado claro por qué se rompe la materia cuando el universo se expande.

-Vale. La densidad de materia a medida que se va expandiendo el universo es menor, y llega un momento en el que no le da para competir con la densidad de energía oscura, que es la única que no disminuye a lo largo del tiempo. Entonces llega un momento en el que esa competición hace ganar a la energía oscura y ya separa hasta los átomos.

-Si se supone que había más materia que antimateria al principio, ¿puede darse el caso de que haya un universo con más antimateria que materia?

-Sí, es lo que se dice. No hay ninguna diferencia real entre ambas cosas (en términos de preferencia) y que ha sido una cuestión arbitraria.

-¿Lo del aumento del periodo qué es, porque las estrellas se están alejando?

-Exacto. Como las estrellas se están alejando, desde el momento en que se emite un paquete de luz hasta que se emite el siguiente no pasa el mismo tiempo aquí que aquí. Entonces el periodo de la luz se dilata y la frecuencia es menor.

-¿Por qué la curvatura tendría que ser constante? ¿Por qué no puede cambiar?

-Eso es un capricho del modelo. Tú vives en el universo ahora mismo. No vives hace un millón de años ni dentro de un millón de años. Entonces tienes que trabajar con lo que tienes ahora.

-Al principio decías que era todo radiación, pero también materia y antimateria.

-La materia y antimateria, cuidado, si se mueven altas velocidades, son radiación. Lo que estaba diciendo es que todo lo que tenía masa, y lo que no, era radiación. Tanto la materia como la antimateria. Después toda la radiación pasó a ser de materia. Y después, a medida que el universo se fue expandiendo, pasó a ser masa. A medida que aumenta la temperatura del universo las partículas se mueven más despacio.

-¿Pierden velocidad con respecto a qué? ¿El universo no se expande?

-Pierden velocidad porque disminuye la temperatura.

-¿Pero el universo no se expande cada vez más rápido?

-La energía oscura sería constante todo el tiempo. Lo que pasa es que al principio es muy pequeña en comparación con las otras y parece que no contribuye. Es a medida que las otras van decayendo que la energía oscura empieza a hacer su efecto.

-Yo leí hace tiempo “El universo inflacionario”, donde se explicaba la formación de galaxias como pequeñas burbujas. ¿Esta teoría se ha desechado, sigue en pie o no afecta en nada a este tema?

-Estás hablando de la formación de galaxias, ¿no? Lo que estamos diciendo es que eso es un proceso no homogéneo y no isótropo, ciertamente, pero lo es en una escala mucho más pequeña que la que estamos considerando, de modo que no nos afecta en las ecuaciones. O sea, estarías metiéndote a tratar las moléculas de universo.

-Has dicho que la teoría dice que al principio había un montón de bosones concentrados. ¿Hay alguna teoría que explique de dónde vienen esos bosones?

-No, ese es el problema de no saber si tenemos un universo anterior. Si tú juntas el principio con el final, perfecto. Si no, eso ya…

-Pero en ese principio y final cíclico algún principio habría, ¿no?

-No, porque no puedes decir dónde empieza. Es trampear la pregunta. No empezó nunca. (Risas)

-¿Stephen Hawking ha aportado algo a estas teorías o él va por otro lado?

-Bueno, lo de Stephen Hawking no lo comenté porque ya es meterse en cosas más avanzadas, pero Hawking es uno de los autores importantes del tema del campo inflatón, ese campo que poníamos al principio del todo sin explicación. Vino a Santiago en el año 2008 a explicar estas cosas y una de las preguntas era: “¿pero por qué metes este campo inflatón y estás seguro de que tiene esta estructura y tal?”. Y él lo que dijo fue “El problema que tenemos con esto de la cosmología es que tú normalmente en física observas, haces una teoría, dices “Esto es lo que debería pasar”, vas al laboratorio, lo mides, dices “Esto es lo que pasa. Ya está bien por ahora”, ¿no? Pero con el universo no puedes hacer eso. Tú observas el universo, haces tu teoría, y en ningún momento puedes crear otro universo para ver si tu teoría es correcta”. (Risas). Entonces él lo que dijo fue “Yo supongo que esto es así. ¿Por qué es así y no de otra forma? La forma abstracta de explicarlo sería que hay varios universos y que se están reproduciendo constantemente (Teoría de multiversos, teoría-M…). Y cada uno de ellos tiene unos parámetros concretos. Que a nosotros nos haya tocado este sería una casualidad”. Pero es que esto ya es metafísica. Nunca vamos a poder verificar eso en principio.

-En un episodio de “Star Trek: La nueva generación” el comandante dice que con los parámetros cotidianos la realidad en la que vivimos el universo, el cosmos, aquello que es observado ahora, no puede ser aprehendido por la mente humana, y por tanto añade “Creo que formamos parte de una realidad superior”. ¿Qué crees que quieren decir en este episodio los personajes de Star Trek? (Risas) ¿Tú cómo lo ves? Y añade otra pregunta, por favor, ¿los estudios de Hubble fueron antes o después de ser boxeador profesional? (Risas)

-La primera pregunta creo que voy a pasar de constestarla. No voy a hablar de ciencia ficción. (Risas). Y a la segunda voy a decir que no.

-Si el universo se expande usa energía, pero dices que se enfría.

-Esto es muy fácil de explicar. Tú coges un globo a una cierta temperatura. Entonces haces cada vez el globo más grande. Tienes más espacio en el que repartir la temperatura, así que está más frío. No se pierde energía. Si tú coges un globo y lo expandes la temperatura se tiene que repartir entre todo el globo.

-¿La energía oscura sirve para explicar que la constante de Hubble sea constante?

-Sí. O para eso, o para decir que se expande aceleradamente… Pero todas esas cosas están relacionadas, o sea que sí.

-¿La constante de Hubble es constante seguro?

-Como puedes ver, hay una dispersión bastante grande. Los valores probables en 2001 estaban entre 65 y 79, o sea que la precisión ya ves que no es para tirar cohetes.

-La materia oscura solo sabemos que existe por observación indirecta, ¿no?

-Sí. Nosotros planteamos nuestros datos del fondo cósmico de microondas y es la gráfica que puse: hay una densidad de energía concreta, pero el problema es que esa densidad de energía concreta no es la que medimos.

-¿Y puede ser cosa de que no sepamos cómo medirla de manera directa?

-Pues esa es una de las posibilidades, claro.

-¿Lo de que se expande es una suposición? ¿Es posible que no se expanda aunque se mueva?

-Hemos visto que la luz de todos los astros tiende hacia el color rojo. Y eso es símbolo inequívoco de que se está expandiendo igual en todas direcciones. Entonces o sea está moviendo casualmente de la forma exacta de la forma que parece que se está expandiendo todo el universo, o se está expandiendo tal y como parece. Pero tiene que ser una velocidad demasiado casual, tendiendo a cero la probabilidad.

-¿Cómo puede la luz verse desplazada al rojo si llega hasta nosotros sin que transcurra el tiempo?

-No hay que mezclar nunca relatividad especial con relatividad general. La relatividad especial es un efecto relativo entre dos observadores que, sobre todo, no es real. Es un concepto de medición.  Es un observador que ve alterado lo que le pasa a otro cuerpo, pero que en el contexto general eso no sucede. Es un tema de observadores. Lo que está pasando ahí es que el tiempo para la luz es cero. Exactamente cero. Pero el tiempo que ha pasado para ti es el que es. La luz no llega instantáneamente, pero para ella el tiempo no pasa.

-Si el universo se está expandiendo desde el Big Bang, cabe suponer que algunos puntos estarían tan lejos que la imagen que proyectan ya no puede llegar.

-Exacto, esa es la frontera del universo visible. Supongamos un rayo de luz creado en el origen del universo. Ese rayo de luz ha podido recorrer una cierta distancia hasta hoy. Esa es la distancia más lejana a la que podemos observar el universo. Es desde donde más lejos nos está llegando información ahora porque su luz nos está llegando ahora a nosotros. Entonces siempre hay regiones del universo de las cuales empezamos a saber algo ahora, y siempre hay regiones del universo de las cuales nunca volveremos a saber nada a partir de ahora. Se alejan más rápido que la velocidad de la luz. Pero como no tenemos información de ellas pueden moverse a cualquier velocidad.

-Si cuando ves más lejos es más antiguo, ¿es posible saber así dónde empezó todo?

-Eso se desmiente fácil. Yo tengo este punto y veo que desde este punto todo se aleja. Uno puede pensar inicialmente que este punto es el centro. Pero es que respecto a este otro punto también todos los demás se alejan. Entonces ninguno de los dos vale. Todos tienen la misma importancia y no puedes fijar un centro de esa forma.

-Entonces el universo sería como un globo en el que todo se alejaría del centro.

-Un globo en el que la superficie representaría el universo. O sea, el globo sería un universo de dos dimensiones.

Comments
2 Responses to ““Nociones básicas de cosmología”, ponencia divulgativa en La Noche del Conocimiento, 22 de Noviembre de 2013, Kaburi, Barcelona.”
  1. Megara dice:

    Necesito la ayuda de un fisico, puedes ayudarme tu? en mi casa no tenemos microondas porque dicen que tiran cosas raras a la comida y nos da cáncer y no me dejan usarlo. Hay algo para ponerle al microondas y que no de tanto cancer? Algun filtro o algo

    • Adrián dice:

      Aún a riesgo de que este comentario sea una broma, voy a decirte que el microondas no produce cáncer y que no hay ningún filtro para ello. Si en tu casa no lo tenéis por ese motivo estáis siendo engañados.

Preguntas, correcciones y debate son bien recibidos.

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Cerrar sesión / Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Cerrar sesión / Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Cerrar sesión / Cambiar )

Google+ photo

Estás comentando usando tu cuenta de Google+. Cerrar sesión / Cambiar )

Conectando a %s

A %d blogueros les gusta esto: