El universo se salvar¨¢ de un colapso final

El universo es poco denso, menos denso de lo que muchos esperaban. Esta constataci¨®n viene documentada por observaciones que engloban una considerable porci¨®n del cosmos y tiene un significado particular dentro de la cosmolog¨ªa moderna. Observaciones de esta ¨ªndole est¨¢n siendo realizadas por el Supernova Cosmology Project, colaboraci¨®n cient¨ªfica internacional cuyo objetivo es determinar el tipo de universo en que estamos y que ha presentado sus resultados en el ¨²ltimo n¨²mero de la revista Nature.Conocida la densidad de materia del universo conocemos su geometr¨ªa global y su evoluci¨®n futura en el tiempo. Tal relaci¨®n profunda entre masa, geometr¨ªa y evoluci¨®n din¨¢mica del cosmos se asienta sobre los fundamentos establecidos por Einstein en su teor¨ªa de la relatividad general. Esta teor¨ªa, base de la cosmolog¨ªa moderna, muestra que la masa-energ¨ªa no es una realidad ajena a la geometr¨ªa del espacio-tiempo en que se encuentra, sino que la determina. Al igual que la geometr¨ªa del espacio-tiempo se curva en presencia de un objeto estelar muy denso, tal como un agujero negro, la geometr¨ªa del cosmos tratado como un todo queda definida por su contenido en materia.

De esa forma, se habla de un universo abierto si la densidad de materia del mismo es menor que una cierta densidad cr¨ªtica, y si la densidad de materia es superior a la cr¨ªtica se habla de un universo cerrado. A menudo se describe este t¨¦rmino por el valor del cociente entre la densidad del universo y la densidad cr¨ªtica, el llamado par¨¢metro de densidad omega: un universo es abierto si omega es menor que uno y cerrado si omega es mayor que uno. Mientras que un universo abierto es hiperb¨®lico e infinito, un universo cerrado tiene una geometr¨ªa esf¨¦rica y finita. El caso de omega exactamente igual a uno se conoce c¨®mo universo plano y es tambi¨¦n infinito.

Poco denso

El comportamiento din¨¢mico de un universo abierto -poco denso-, o de uno cerrado -m¨¢s denso que el valor cr¨ªtico-, es diferente, al igual que lo es, por poner una comparaci¨®n, el comportamiento de un objeto lanzado al espacio en un campo gravitatorio d¨¦bil o fuerte (la Luna frente a la Tierra, por ejemplo). Si la gravedad es d¨¦bil, un proyectil lanzado al espacio puede escapar m¨¢s f¨¢cilmente del campo de gravedad. Si no lo es, sino que es fuerte, el proyectil caer¨¢ atra¨ªdo hacia la superficie.De manera similar, un universo poco provisto de masa-energ¨ªa se expandir¨¢ para siempre, ya que el contenido de materia del mismo no es capaz de detener su expansi¨®n (tambi¨¦n se expandir¨¢ para siempre en el caso del universo plano, aunque su expansi¨®n se ir¨¢ frenando y ser¨¢ cada vez menos perceptible'). Por el contrario, si el universo supera la densidad cr¨ªtica, el contenido de materia es capaz de acabar deteniendo la expansi¨®n. En el primer caso, la escala de dimensiones crece hacia valores cada vez mayores; en el segundo caso la expansi¨®n se frena hasta cesar e invertirse, y el universo emprender¨ªa despu¨¦s un camino de contracci¨®n hacia dimensiones menores acabando en un colapso final (big crunch), es decir, regresar¨ªa a un momento de densidad infinita y tama?o infinit¨¦simo, como el que hubo al inicio, al comenzar su expansi¨®n en la gran explosi¨®n (big bang).

La averiguaci¨®n final de en qu¨¦ tipo de universo estamos ha tardado en llegar, ya que para realizarla se necesita disponer de alg¨²n medio muy preciso capaz de proporcionar informaci¨®n a muy grandes distancias. Lo primero que se utiliz¨® para medir la geometr¨ªa del universo -y por tanto su densidad de materia fueron algunas propiedades de las galaxias que se supon¨ªan generales de todas ellas (en esto se basaron los primeros intentos, del astr¨®nomo Edwin Hubble). Recientemente se ha visto que este tipo de indicadores de la geometr¨ªa del cosmos no funciona: sus propiedades dependen de efectos evolutivos.

Existe, sin embargo, un tipo de objetos tan luminosos como las galaxias pero con la ventaja de ser intr¨ªnsecamente iguales hace miles de millones de a?os y en la actualidad. Estos objetos son las supernovas termonucleares, denominadas de tipo I. El espectro de la radiaci¨®n emitida por una de estas explosiones estelares que tuvo lugar hace miles de millones de a?os (cuya luz nos llega ahora a nosotros) es id¨¦ntico a los de las supernovas del universo m¨¢s cercano, a tan s¨®lo decenas de millones de a?os luz. Esto es as¨ª debido a que se trata de la explosi¨®n de una especie de f¨®sil de la evoluci¨®n estelar conocido como enana blanca: un n¨²cleo estelar muy denso de carbono y ox¨ªgeno, resultado de la evoluci¨®n de la inmensa mayor¨ªa de las estrellas.

Las enanas blancas constituyen una familia universal definida s¨®lo por su masa, y las supernovas termonucleares son explosiones de esos residuos estelares cuyas propiedades no dependen ni del momento evolutivo, ni del lugar del universo en que se formaron esos objetos. Esas explosiones alcanzan un brillo similar al de una galaxia y pueden ser observadas a distancias de miles de millones de a?os luz, transport¨¢ndonos a un tiempo en que el universo ten¨ªa s¨®lo la mitad de la edad actual.

Para descubrir estos objetos se toman im¨¢genes del cielo que contienen miles de millones de galaxias. De forma informatizada se comparan im¨¢genes y se descubren candidatos. Los candidatos se confirman a trav¨¦s del espectro de emisi¨®n, que resulta ser una especie de marca de identidad. Una vez descubiertos se sigue su evoluci¨®n en luminosidad y as¨ª se puede comparar la muestra lejana con la de los objetos m¨¢s cercanos. La labor de inferir a trav¨¦s de este tipo de trabajos los valores que definen la geometr¨ªa del universo en que estamos, es el prop¨®sito. del Supernova Cosmology Project.

Esta colaboraci¨®n utiliza los observatorios m¨¢s importantes del mundo. El observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, trabaja en este proyecto junto con observatorios como el de Mauna Kea, en Hawai, el telescopio espacial Hubble, el Observatorio Europeo Austral (ESO), el observatorio interamericano de Cerro Tololo y el de Kitt Peak, en Arizona.

Constante cosmologica

Los resultados de este proyecto ya no se dejan esperar: el par¨¢metro de densidad de materia es bajo, tan s¨®lo el 20% del valor necesario para cerrar el universo (hasta el 60% si mencionamos las incertidumbres estad¨ªsticas y damos la cota m¨¢xima al valor). Ello apuntar¨ªa a un universo abierto e infinito.La colaboraci¨®n no concluye aqu¨ª su labor. Einstein hab¨ªa introducido tentativamente una posible constante cosmol¨®gica en sus ecuaciones. Esta constante, cuyo valor puede muy bien ser nulo, jugar¨ªa un papel importante en establecer la geometr¨ªa del universo. El efecto de esta constante, si su valor fuera no nulo, ser¨ªa el de favorecer una aceleraci¨®n de la expansi¨®n. En este proyecto se han puesto cotas al valor de esta constante, y en los pr¨®ximos a?os, adem¨¢s de precisar m¨¢s el valor de densidad de la materia aumentando el n¨²mero de datos recabados, se intentar¨¢ delimitar ese valor.

De las mediciones que se est¨¢n realizando podemos empezar a descartar un universo que en miles de millones de a?os empiece a retroceder sobre s¨ª mismo frenando .su expansi¨®n bajo el peso de su materia. Todo apunta a que no habr¨¢ un colapso final, ni universos que se reinventen en sucesivos momentos de explosi¨®n y colapso. La expansi¨®n no se detendr¨¢ ni volveremos al punto de partida. Nuestro final m¨¢s parece asemejarse al de un universo extendi¨¦ndose infinitamente en el tiempo, cada vez m¨¢s diluido en materia y m¨¢s fr¨ªo. Un universo que acabar¨¢ desprovisto de brillo en el cielo ya que las estrellas se forman a un ritmo cada vez menor y las que existen tienen una vida limitada.