Curso acelerado sobre la expansión acelerada del universo

Bueno, pues si sientes curiosidad por eso de la expansión acelerada del universo gracias a la nueva controversia generada por las noticias amarillistas que han saltado a los medios aquí un pequeño curso que te puede servir para decidir por ti sin necesidad de acudir a fuentes amigas de los grandes titulares.

Y ojo, puede que mañana esos mismas fuentes periodísticas rotulen en grande y en negrita que estamos más seguros que nunca de que el universo se expande aceleradamente.  Que aquí no hay línea editorial alguna que respetar. Ya tú sabes…

Por cierto, si te gusta esto me haría muy feliz que votaras a Los 3 Chanchitos como mejor podcast del año en los premios Bitácoras 2016.  Solo será un segundo y nos haría mucha ilusión entrar en la final. Es un programa de cultura con mucha ciencia que seguro que te gusta.  Puedes entrar en 3chanchitos.es y echar un ojo a los distintos programas.  Si quieres votar solo tienes que pulsar en este botón y en dos segundos estará listo:

Supernovas tipo Ia

Para comprender por qué estas supernovas nos permiten conocer la expansión acelerada del universo hemos de afrontar dos preguntas:

• ¿Cómo medimos la expansión?
• ¿Qué son esas supernovas?

Para responder la primera pregunta hemos de considerar que en el universo tenemos objetos que brillan, elige tu favorito.  Esto es interesante porque estos objetos están emitiendo una cantidad de energía por unidad de tiempo y área.  Emiten luz y otras ondas electromagnéticas que podemos detectar.

Ahora bien, resulta que en el universo encontramos algunos objetos, estrellas, supernovas, etc, de los que conocemos perfectamente la cantidad de energía que emiten.  Es igual que cuando compras una bombilla de 100W, sabes la potencia emitida, sabes su brillo.  A eso se le denominan candelas estelares.

Aprovechando que existen esas candelas estelares podemos estudiar la expansión del universo.  Para ello hay que darse cuenta de que el objeto que estemos estudiando habrá emitido ondas electromagnéticas en un instante y posición respecto a nosotros.  Pero para llegar a nosotros esas ondas electromagnéticas han viajado por el universo.  Si este se está expandiendo resulta que también estira las longitudes de onda de la radiación electromagnética. (Aquí tienes una explicación más detallada de cómo se detecta ese efecto: Desplázate al rojo) Por lo tanto, cuando lleguen a nuestros detectores estas ondas vendrán estiradas por efecto de la expansión del universo.

Si el objeto es una candela estelar basta con encontrar otra similar en nuestras inmediaciones para conocer cómo brilla y cómo emite.  Así podremos determinar la variación en la longitud de onda de las radiaciones electromagnéticas recibidas y con ello determinar la expansión sufrida en el tiempo transcurrido desde la emisión hasta la detección.

Recordemos que la expansión tiene un efecto acumulativo, cuanta mayor es la distancia de separación de dos objetos más evidente es el efecto de la expansión. Por eso, si tenemos objetos cercanos similares a los que estamos estudiando en la lejanía podemos comparar sus características de radiación.

Obviamente, hay otro efecto a tener en cuenta.  Como todos podremos convenir si tenemos varias bombillas de 100W  todas emiten la misma cantidad de energía en el mismo intervalo de tiempo.  Sin embargo, si estas están distribuidas a distintas distancias de nosotros veremos como las más lejanas nos parecen menos brillantes.  Eso ocurre porque la luz se emite en todas direcciones y por lo tanto se reparte por esferas concéntricas cada vez de mayor radio.

Así cuanto más lejos estén menos «parte» de la energía emitida nos llega.  Eso hace que si conocemos el brillo o energía total emitida de la bombilla  y conocemos cuanto nos llega de una bombilla similar pero lejana podamos estimar la distancia a la que se encuentra.  La misma idea nos sirve en astrofísica y cosmología con las candelas estelares.

Respecto a la segunda pregunta hemos de recordar que las supernovas son bombazos estelares, la muerte a lo grande de enormes estrellas que al consumir todo su combustible nuclear cesan de generar presión hacia afuera y la gravedad hace su trabajo intentando introducir todo el material en el centro de la estrella.  Este proceso se choca de bruces, literalmente, con el núcleo de la estrella que ha alcanzado una enorme densidad produciéndose una expulsión por rebote de todo el material exterior de la estrella.  Estas explosiones son tan energéticas que una única supernova puede ser más brillante que toda la galaxia en la que se encuentra y puede durar en esta situación días completos.

Las que nos interesan aquí son las supernovas tipo Ia.  Estas supernovas de nombre tan cool tienen unas propiedades muy interesantes respecto a su brillo.  El nombre Ia viene de una clasificación de las supernovas en función de su composición y eso se puede saber mirando los espectros de la luz que emiten.  En dichos espectros está la información de qué elementos químicos componían la estrella en el momento de su muerte.  Pero lo que nos interesa aquí es que estudiando supernovas tipo Ia cercanas se vio que siempre emitían del mismo modo.  Es decir, en el proceso de explosión hay un comportamiento general de este tipo de supernovas en el que su brillo aumenta hasta un máximo y luego decae tranquilamente.

En la siguiente figura vemos los perfiles del brillo, en la figura se llama magnitud pero para el caso es lo mismo, en función de los días de observación:

Observemos que los perfiles son muy característicos y podemos observar que la caída en brillo es tanto más rápida cuanto menor sea la altura del pico de brillo alcanzado por la supernova.   Eso quiere decir que midiendo el tiempo (en días) que esta brillando podemos decir qué energía ha emitido en total aprovechando este comportamiento genérico.

Pero lo que es más interesante es que podemos normalizar esta información eligiendo un patrón temporal y un patrón de brillo y obtener un patrón con el que comparar distintas supernovas de tipo Ia.

Acabamos de encontrar una candela estelar.  Si todas las supernovas de tipo Ia emiten igual y podemos conocer su energía total emitida eso nos va a permitir calcular distancias y calcular, con el método anteriormente descrito, la expansión del universo.

¿Y cómo se obtiene que el universo se está expandiendo de forma acelerada con estas supernovas?

Hablando mal y pronto lo que se encontró por 1998 es que cuando se miraban a supernovas tipo Ia muy lejanas,  y muy lejano en el universo es más en el pasado, salían menos brillantes de lo que deberían de ser si el universo estuviera frenando la expansión hoy día.  Es decir, estaban más lejos de lo que deberían de estar.   La razón de que esperábamos encontrarlas más cercanas, más brillantes, es porque todo el mundo podía intuir que gracias a que la gravedad había estado actuando durante toda la vida del universo habría estado frenando la expansión.  Por lo tanto, antes en el universo (las galaxias más lejanas) se debería de encontrar una expansión con un ritmo mayor que el actual.

La sorpresa fue mayúscula cuando los datos indicaron lo que se muestra en esta gráfica:

 Aquí en el eje vertical está esencialmente el brillo de las supernovas Ia. En el eje horizontal está la distancia que nos separa de ellas (expresada como el cambio en la longitud de onda de la luz que recibimos de ellas como explicamos anteriormente, la z).  Si el universo estuviera frenando su expansión los puntos rojos deberían de caer por debao de las líneas punteadas que se muestran en la gráfica.  Y… ¡Oh! ¡Sorpresa!  Todas caen por arriba.

Esos son los datos, y la conclusión es que el universo se expande ahora a un ritmo mayor que en el pasado, la expansión está acelerando.  ¿Cómo de seguros podemos estar de eso?  Bueno, pues analizando los datos y haciendo sus pirulas estadísticas, la gente que se encargó de este trabajo calculó que la probabilidad de que saliera este resultado por azar y por errores era de menos del 0.001%.   No está nada mal, eso es lo que quieren decir las sigmas esas de las que tanto se habla por ahí.   En la actualidad hay más datos y mejores confianzas estadísticas.  Ni que decir tiene.

Este resultado fue merecedor del premio Nobel de Física en 2011.

BAO BAO

Aquí no vamos a hablar de Bao Bao el panda sino de las oscilaciones acústicas de bariones (BAO son sus siglas procedentes del inglés).

Para entender de qué va eso nos tenemos que poner en la piel del universo desde su inicio hasta que cumplió 380.000 años.    En esa temporadita la materia y la radiación estaban continuamente interactuándo.  Las energías eran tan altas que la materia bariónica, la materia que nos compone en forma de protones, neutrones y electrones, no podía formar átomos neutros así que todo estaba en forma de plasma (cargas eléctricas libres pero en una mezcla neutra, tantas cargas negativas como positivas).  Los fotones, partículas de radiación electromagnética, interactúan con las cargas positivas y negativas y por tanto están continuamente colisionando unos con otros en un estado de inquieto equilibrio.  Eso quiere decir que todo lo que le pase a la materia bariónica le pasará a la radiación en este contexto.  Y eso permanecerá así hasta que la energía del universo caiga por debajo de cierto umbral en el que las partículas de materia podrán unirse formando átomos neutros.  En ese instante, denominado desacoplo, más bien fue un intervalo corto de tiempo comparado con la vida del universo, los fotones se propagan libremente sin preocuparse más de la materia que ahora es neutra.

El caso es que según lo que entendemos ahora todo esto, materia y radiación y por materia aquí queremos decir materia bariónica (la normal) y materia oscura, se originaron por procesos cuánticos.  Estos procesos están sujetos a fluctuaciones lo que implica que habrá regiones donde haya una poca más de densidad de materia y radiación y regiones donde haya una poca menos.

Si nos paramos a pensar en qué ocurre en una región que tenga una densidad un poco superior a la media podremos intuir lo siguiente:

1.-  En esa zona habrá más materia bariónica.

2.-  En esa zona habrá más fotones colisionando con esa materia bariónica.

3.-  Dado que hay más materia, esa zona atraerá aún más materia gravitatoriamente dejando las regiones adyacentes con menos densidad.

4.-  Al comprimirse esta región por la gravedad las partículas que se encuentren allí acumulan más energía y eso se traduce en que los fotones confinados allí adquieren más energía ejerciendo una presión hacia regiones menos densas.

5.-  Llegará un punto en que los fotones hagan tanta presión como para expandir esta zona, y por tanto disminuye la densidad de materia bariónica en la misma.

Siguiendo esta línea argumental podremos pensar que este proceso iniciará una onda sónica.  El sonido es una onda que se produce por el aumento de densidad de aire y posterior disminución de la misma.

Pues eso es lo que pasa en la infancia del universo.

Bueno, pasa algo más, recordemos que aquí hay también materia oscura y que esta materia no interactúa más que por gravedad.  Por lo tanto es un poco insensible a estos procesos de contracción y rarefacción.  Así que cuando la materia bariónica y la radiación salen hacia zonas menos densas iniciando la onda sónica describen una esfera de un determinado radio pero la materia oscura se queda en el centro de esa esfera tranquilamente y solo siendo informada del proceso por los cambios en la gravedad.

Este proceso duró hasta el desacoplo entre radiación y materia y hoy podemos ver sus huellas en la radiación cósmica de fondo.  En esta radiación vemos que la temperatura media del universo es de 2.72K  (2.72 grados por encima del cero absoluto)  pero también vemos regiones con un poco más de temperatura y regiones con un poco menos, del orden de 1/100000 sobre la media.  Esto es debido a que cuando se produjo el desacoplo de las regiones más densas salieron más fotones con más energía y de las regiones menos densa salieron menos fotones con menos energía.

El caso es que cuando se produce el desacoplo este juego que conduce a la onda sónica bariónica se para, se congela, los fotones ya pasan de la materia y lo que queda son esferas de materia bariónica de un determinado radio donde en su centro hay acumulación de materia oscura.  El radio de estas esféras se le denomina radio u horizonte sónico.

¿Cómo se determina el horizonte sónico?  Bueno, pues la respuesta está en la radiación cómica de fondo.  Lo que tenemos que hacer es promediar el cielo, la imagen de arriba, y ver cuál es el tamaño típico de esas manchas.  El resultado es que si pudiéramos ver esas manchas con nuestros ojos en el cielo tendrían un tamaño típico de dos veces el tamaño de la Luna llena.  Eso quiere decir que ocupa 1º en el cielo, el ángulo entre los extremos de una mancha típica y nosotros.

Y podemos hacer una gráfica sobre las diferencias de temperatura en la radiación cósmica de fondo cuando nuestro detector lo barre con un distintos ángulos de visión.  Entonces tenemos esta gráfica:

El pico, es decir, las máximas diferencias (en valor absoluto) de temperaturas, se encuentra cuando se barre el cielo con una apertura de 1º.  Por lo tanto, las manchas tienen ese tamaño en el cielo. Pero esos picos que se ven ahí han de estar generados por las ondas sónicas bariónicas que hemos descrito ya que esas son las variaciones de temperatura sobre la media del cielo con lo que nos indican el tamaño de las zonas de las que salieron más fotones más energéticos y menos fotones menos energéticos.

Los tres picos que se ven ahí son debido a las ondas sónicas que llegaron con máxima compresión, mínima compresión, máxima compresión y así sucesivamente al punto de desacoplo entre materia y radiación.

Pero, como hemos dicho antes, resulta que eso es lo que vemos en la radiación cósmica de fondo que se desentendió de la materia desde el desacoplo.  Sin embargo, lo que estamos explicando es que quedaron esferas con materia bariónica en la superficie y el centro repleto de materia oscura. ¿Se puede ver eso ahora?  La respuesta es sí, eso es lo que generó la estructura a gran escala del universo.

La agrupaciones de galaxias en cúmulos y supercúmulos es debido a que había zonas donde la densidad era mayor y zonas en donde la densidad era menor.  Las zonas de mayor densidad actuaron como las semillas de las galaxias y sus agrupaciones.  Por lo tanto, si miramos la estructura a gran escala del universo hemos de ver que es mucho más probable encontrar galaxias que estén separadas entre sí una distancia compatible con la distancia del horizonte sónico.   Claro está, como el universo se ha ido expandiendo esta distancia ahora ha de ser mayor que en el pasado.  Y si el universo se está expandiendo aceleradamente quiere decir que hemos de percibir que las galaxias más antiguas están más lejos de lo que deberían de estar en el caso de que la expansión no estuviese aumentando su ritmo.

Afortunadamente, estas medidas se han realizado desde 2005 y cada vez son mejores.  Los resultados indican que hay una escala típica en la estructura a gran escala del universo.  Es mucho más probable encontrar galaxias separadas 500 millones de años luz entre sí.  Eso se estudia con mapas de galaxias en 3D y estimando la distancia entre cada par de galaxias encontradas.

Pero seamos más claro con esto del BAO.

Imagina que esto que hemos descrito solo ha pasado una vez, es decir, solo se produjo una de estas esferas debido a una onda sónica en la materia.

En esa animación se intenta simular como la materia usual es arrastrada por la radiación y en el centro queda la materia oscura.  Si eso es lo que hubiera pasado en nuestro universo hoy deberíamos de ver que todas las galaxias están en una superficie esférica de 500 millones de años luz de radio, año luz arriba, año luz abajo.  Eso es lo que estimamos que tiene que ser el radio del horizonte sónico hoy día.  Eso lo sabemos porque conocemos el tamaño de dicho horizonte en la etapa de desacoplo radiación materia.  Y lo sabemos porque podemos calcular cual es el tamaño físico de una mancha en el cielo de tamaño angular de 1º, el tamaño típico de las manchas de la radiación cósmica de fondo, en el momento de desacoplo.  Luego solo hay que ver cuánto se ha estirado esa distancia con la expansión del universo.

Evidentemente, eso no es lo que ocurre en el universo sino que la cosa se complica porque hay muchos puntos en los que este proceso se sufre:

Ahí es difícil ver el horizonte sónico.  Difícil sí, pero no imposible.  El secreto está en utilizar mapas de galaxias en tres dimensiones:

Ahora solo tenemos que calcular la distancia de una galaxia con todas las demás, una a una.  Y, por supuesto, eso repetido para todas las galaxias.  Entonces calculamos como de frecuente es encontrar una galaxia en función de la distancia.  Es evidente que cerca encontraremos muchas y que conforme nos estemos alejando veremos menos, eso es porque estamos mirando al pasado y hay menos galaxias.    Con lo cual esperamos ver una curva, la frecuencia de encontrar una galaxia, que decaiga conforme miramos más profundo (a partir de una galaxia dada, recordemos que esto se hace mirando todas las distancias dos a dos de todas las galaxias de la muestra).

La sorpresa vino con esta figura:

¿Veis lo que pasa?  En el eje vertical está la frecuencia con la que encontramos dos galaxias separadas una determinada distancia.  En el eje horizontal está a la distancia que buscamos.   Como hemos dicho empieza alto y decae.  Es decir es más fácil encontrar que dos galaxias están cercanas que encontrar que están muy lejanas (porque en el pasado había pocas galaxias).  Pero… oh, hay una pequeña joroba.  Sí, esa joroba es una subida en la frecuencia de encontrar dos galaxias separadas 500 millones de años luz.  Así que estamos viendo que oculto en la maraña de  la estructura a gran escala del universo podemos observar el horizonte sónico de algo que se produjo por un inicio cuántico del universo.  Fascinante de todo punto.

Esto se ha medido con un grado de finura increíble y en la actualidad todos los datos coinciden y cada vez son más y mejores.  Lo más reciente es un estudio con 1.2 millones de galaxias consideradas en la muestra. Lo que podemos estimar de estos resultados es como ha evolucionado la expansión del universo y todo indica que está acelerando.  La razón es que todo esto solo tiene sentido si existe una energía oscura que dirige la expansión del universo en nuestros días.  Sin esa componente no se puede explicar el valor del horizonte sónico.   Los resultados de expansión y de la cantidad de energía oscura que reclama este resultado son consistentes con los requeridos por el resultado de las supernovas Ia.

Así que ya no es una sino dos las evidencias de expansión acelerada del universo.

Podríamos seguir…

Podríamos seguir con más pruebas como las relativas a la emisión de rayos-X en cúmulos galácticos, el microlensing en la radiación cósmica de fondo, la propia estructura de las fluctuaciones en la radiación cósmica de fondo, etc…  Todos esos resultados son coincidentes en una cuestión, existe la energía oscura, ronda el 70% de la contribución a la energía total del universo y la expansión es acelerada.

Si alguien quiere poner en duda la expansión acelerada del universo ha de rebatir y explicar todos y cada uno de los resultados que nos llevan a esa conclusión.  No vale con decir que a lo mejor se hicieron unas medidas mal hace 20 años o que los datos no son buenos, etc.

Tampoco vale decir que los análisis de los datos son dependientes del modelo, es decir, que estudiamos lo que nos dicen las teorías que tenemos que hay que estudiar.  Estudiamos energía oscura porque el modelo nos dice que puede existir esa energía, eso es cierto.  Los críticos que han levantado el revuelo, como dicen aquí que es lo mismo que dicen en todos los portales de noticias de ciencia: Blablabla sobre la expansión acelerada del universo, han de ser conscientes de que hay mil análisis de los datos que son fuertemente independientes del modelo.  Es decir, solo buscando hechos observacionales se puede encontrar que el universo se expande y lo hace de forma acelerada.  Luego ya, encontrar el modelo que explique eso es otra cuestión.  Por ahora, lo mejor que tenemos es un modelo con energía oscura pero puede que esa no sea la última respuesta.

Para más información consultar el blog de Francis: Polémica sobre la expansión acelerada y las supernovas Ia.

Conclusión, el universo se expande aceleradamente aunque no les guste a algunos.

Nos seguimos leyendo…