El universo es enorme y majestuoso; más allá de nuestra propia galaxia, llamada Vía Láctea, existen cientos de miles de millones de galaxias, algunas muy similares a la nuestra, pero otras no tanto. El universo esconde incógnitas desde sus componentes más pequeños, como las partículas elementales, hasta las desconocidas materia oscura y energía oscura, pasando por la evolución del cosmos en el tiempo bajo las leyes de la gravedad.

El objetivo de la cosmología es describir nuestro universo a escalas muy grandes. Si imaginamos el universo como un elefante, la cosmología no pretende ver sus pelos o los pequeños bichos que lo habitan, pero sí su forma completa; cómo son su cola o sus patas, o cómo ha crecido a lo largo del tiempo. Por eso los cosmólogos partimos de suponer que el universo es igual en todas partes, lo cual representa una primera premisa tan absurda como importante.

¿El universo es igual en todos lados?

El primer paso al estudiar nuestro universo es pensar que es igual en todos lados, es decir, que si lo partimos en pedacitos, todos ellos serán idénticos. Sin embargo, sólo con mirar al cielo oscuro por la noche nos damos cuenta de que eso no es del todo cierto. A simple vista podemos observar la Luna o Venus, Marte, Mercurio, Júpiter y Saturno; y también muchas estrellas. Las personas que viven en lugares donde las luces de la ciudades son muy tenues o inexistentes pueden incluso observar una franja luminosa que parte nuestro cielo en dos como una muralla de “leche”: es nuestra Vía Láctea, poblada por alrededor de un cuarto de billón de estrellas. Todo eso que podemos ver a simple vista corresponde a nuestro vecindario cósmico, y es sólo un pequeñísimo pedazo del universo que hemos observado y que a nuestros ojos parece muy distinto de un lugar a otro. Sin embargo, con tecnología avanzada hemos podido observar más allá de nuestra galaxia, encontrando cientos de miles de millones de otras como ella (es decir, tantas como estrellas hay en nuestra Vía Láctea). Ahora bien, cuando consideramos regiones del cielo lo suficientemente grandes, la distribución de las galaxias en una región es bastante similar a la de cualquier otra región. ¡Uf, parecería como si a escalas muy grandes el universo fuera muy similar de un lado al otro, aunque en nuestra vecindad parezca lo contrario!

Pues bien, regresemos a la premisa de que el universo es igual en todas partes. A esa suposición la llamamos el “principio cosmológico”, el cual en términos más técnicos significa que el universo es homogéneo (idéntico en regiones diferentes) e isotrópico (idéntico en cualquier dirección). Aun sabiendo que lo anterior no es del todo cierto, resulta suficiente para entender mucho del elefante llamado universo.

El éxito de un modelo simple

La fuerza del principio cosmológico se encuentra en su sencillez, la que nos ha permitido aprender mucho de nuestro entorno cósmico en los últimos cien años. Por ejemplo, saber la edad del universo, que es de alrededor de 13,700 millones de años. Sin embargo, su mayor éxito hasta hoy no es ése. A finales de la década de 1940 nos ayudó a predecir el “baño térmico de fotones”, es decir, una radiación de luz de microondas que casi todos nosotros hemos observado mediante un detector llamado televisión. Un porcentaje de la señal de puntitos grises que vemos cuando no se sintoniza un canal corresponde a esa radiación de fondo. Si pensamos en dicha radiación como proveniente de un horno, éste tendría que estar a 2.72 grados Kelvin, es decir, ¡270 grados centígrados bajo cero! Sería un horno claramente caliente con respecto al cero absoluto de la escala Kelvin, pero muy frío con respecto a las temperaturas de nuestra vida diaria. La historia siempre es más complicada, y los cálculos iniciales fallaron, no por ineptitud, sino porque faltaba conocer algunos otros detallitos. El resultado inicial era de poco más de dos grados con respecto al baño térmico que fue observado accidentalmente en 1965 por los físicos Arno Penzias y Robert Wilson con una antena en forma de cuerno de los laboratorios Bell, en Nueva Jersey, Estados Unidos.

Pero eso es historia vieja. Más recientemente, esa simple descripción del universo nos ha enseñado que necesitamos mucha más materia que la observada con los telescopios. Ésta es la llamada materia oscura, para entender la cual con más detalle hemos diseñado más de cien experimentos, ¡Ah!, y tenemos también el otro componente del sector oscuro, la energía oscura. Hemos descubierto que el universo se está expandiendo, y, más recientemente, que lo hace de manera cada vez más rápida. El origen de dicha expansión acelerada es la energía oscura. Conocemos todo esto, y mucho más, gracias a un modelo sencillo basado en tres fuentes: el principio cosmológico, la teoría gravitacional de relatividad general de Einstein y los muchos datos provenientes de observar el cielo. Esa observación es cada vez más intensa y mejor, con instrumentos de mayor precisión, grandes capacidades de procesamiento y almacenamiento de datos, métodos matemáticos y el apoyo de miles de científicos en todo el mundo.

¿Y si complicamos el modelo un poquito más?

Dijimos que la temperatura de la radiación cósmica de fondo es de 2.7 Kelvin. Para ser más precisos, es de 2.72548 Kelvin, y hasta ahí. Podemos medir varias de las siguientes cifras decimales con excelente precisión; sin embargo, el número final dependerá de la dirección del cielo a la que apuntemos al hacerlo. La primera diferencia direccional al medir esa radiación obedece a que nos movemos con respecto a ella, no sólo por el movimiento del sistema solar en la Vía Láctea, sino también con respecto al conjunto de las galaxias cercanas. Sin embargo, podemos descartar este movimiento de una manera sencilla, y nos queda todavía una señal bastante parecida de la radiación de fondo, aunque con pequeñas fluctuaciones dependientes de la dirección en que la midamos. Así de igual es el universo, o al menos así lo era cuando ocurrió ese baño térmico, hace más de 13,000 millones de años. Podemos decir que cada pedazo del universo era igual a los demás hasta una parte en cien mil, en el sentido en que las diferencias entre sus temperaturas son de ese tamaño.

Antes de seguir adelante, vale la pena ahondar un poco más sobre esta radiación cósmica de fondo. Puesto que el universo se está expandiendo —y hasta donde sabemos lo ha estado haciendo siempre—, en el pasado los objetos celestes estaban más cerca unos de otros. Incluso, muy en el pasado esos objetos ni siquiera se habían formado, pero sus constituyentes primordiales ahí estaban, tan cercanos entre sí que formaban una sola entidad. Esos constituyentes iniciales formaban un fluido de protones, electrones y fotones (estos últimos, las partículas que componen la luz). Cada vez que un electrón era capturado por un protón para formar un átomo, un fotón llegaba y lo golpeaba rápidamente, dejándolo libre otra vez. Dicho fluido es lo que en física conocemos como plasma de partículas libres. Como analogía divertida, podemos imaginar ese plasma como una fiesta donde las personas bailan al ritmo de música muy movida sin formar grupos, sino bailando todas con todas.

A partir de aquel momento, corramos la película hacia el presente. El universo se expande, lo que provoca que las colisiones entre fotones y electrones sean menos frecuentes —por el simple hecho de que cada vez hay más espacio entre ellos—. Llega un momento en que esas colisiones son tan esporádicas que se pueden formar los átomos eléctricamente neutros, y en ese momento los fotones escapan. Siguiendo nuestra analogía de la fiesta, es como si la música se volviera cada vez más lenta y comenzaran a formarse parejitas (los átomos neutros), y muchos otros solteros que deciden ya no bailar (los fotones ahora libres) se van a casa. Pero ese viaje de la fiesta a casa en el universo real dura miles de millones de años hasta que los fotones llegan a nosotros, que los detectamos como baño térmico en nuestras antenas. Una precisión más: se le llama térmico justo porque todos los fotones provienen del mismo horno, es decir, de la misma fiesta; técnicamente se dice entonces que los fotones están en equilibrio termodinámico. En el vocabulario de los físicos se diría que esos fotones tienen una distribución de cuerpo negro. ¿Por qué? Porque si graficamos cuántos fotones llegan contra la frecuencia asociada a la luz de cada fotón, vemos una curva muy peculiar, similar a una campana. Esto implica que no todos los fotones tienen la misma energía o frecuencia; unos tienen más que otros, pero la mayoría se encuentran con una cierta energía correspondiente al punto más alto de la curva, también llamado pico de la distribución de cuerpo negro, que está relacionado con la temperatura del horno, esto es, del universo cuando los fotones quedaron libres.

Como hemos dicho, la radiación cósmica de fondo fue observada accidentalmente por científicos de los laboratorios Bell. Sin embargo, no fue sino hasta 1992 cuando el satélite COBE midió las pequeñas diferencias que hay en su temperatura. Lo más interesante es que las variaciones en la dirección de observación no son simplemente azarosas. Un detallado análisis estadístico de cómo se distribuyen esos números revela patrones ocultos. En la opinión de muchos científicos, el poder medir y entender dichos patrones constituye el logro más grande de la cosmología moderna. Por ejemplo, el famoso físico Stephen Hawking dijo en abril de 1992 que el resultado de COBE era “el descubrimiento más grandioso del siglo, si no es que de todos los tiempos”. Fue tal el impacto de esos resultados que el premio Nobel de física de 2006 fue entregado a los científicos estadounidenses John Mather y George Smoot por el descubrimiento de la forma de cuerpo negro y las anisotropías de la radiación cósmica de microondas. Cabe señalar que George Smoot ha sido un gran amigo de México al promover en nuestro país centros de investigación en cosmología, motivando a más científicos para que estudien a profundidad el universo y llevando estos temas al público mexicano.

La importancia de la radiación cósmica y de la dirección en la que se observa radica en la información valiosísima que nos proveen. A partir de su análisis podemos deducir la cantidad de materia que hay en el universo, así como la proporción en la que está constituida por átomos o por materia oscura. También nos explica la tasa de expansión del universo, cuyo incremento en épocas recientes es producto de la energía oscura. Sorprendentemente, también nos dice si el espacio en que vivimos es plano, si es como una gran esfera, o bien, como la unión de una copa de vino con su base. A eso se le llama la curvatura espacial, la cual nos indica qué tan doblado en promedio está nuestro universo. Incluso nos ayuda a responder preguntas fundamentales de la física, como ¿cuál es la teoría correcta para describir los fenómenos gravitacionales?, o, alternativamente, ¿es la relatividad general de Albert Einstein la teoría correcta?, o ¿habría que modificarla a distancias muy grandes para entender enigmas como el de la energía oscura? Incluso responde preguntas sobre los constituyentes más pequeños, como ¿cuál es la masa de los neutrinos?, o ¿cuántos tipos de neutrinos hay?

Reglas cósmicas

El universo es cercanamente homogéneo e isotrópico, ¿pero qué tanto? Resulta que lo es sólo cuando consideramos regiones muy grandes, por ejemplo, esferas mayores de 200 megaparsecs de diámetro, ¡alrededor de 6,000 trillones de kilómetros! (cantidad que se escribe con un 6 seguido de 21 ceros). Para darnos una idea de la enormidad de esos tamaños, consideremos que la distancia aproximada entre dos galaxias es apenas de un megaparsec, la cual es de por sí una distancia tan enorme que a la luz le toma tres millones de años recorrerla. Entonces, el principio cosmológico es válido, pero a escalas muy grandes.

La siguiente pregunta que nos podemos hacer es cómo se distribuyen las galaxias a tales escalas. Nuevamente, como con la radiación cósmica de fondo, podríamos pensar que simplemente están aventadas al azar, y volveríamos a estar en un error. Resulta —y ésta es una de las cosas más asombrosas de nuestro universo— que existe una distancia privilegiada, una “regla” que aparece una y otra vez en el cosmos. Dicha regla mide aproximadamente 150 megaparsecs, o alrededor de 4,600 trillones de kilómetros. ¿En qué consiste esa peculiaridad? Imaginemos que nos posamos en una galaxia; allí, si los objetos celestes estuvieran distribuidos aleatoriamente, la probabilidad de encontrar otra galaxia a cierta distancia debe ser la misma para cualquier distancia. Pero eso no sucede; en cambio, dicha probabilidad difiere según la distancia que escojamos, y, en particular, hay un exceso de probabilidad de encontrar otra galaxia a 150 megaparsecs. A esta regla se le llama escala de BAO (por las siglas en inglés de su nombre técnico: oscilaciones acústicas de bariones).

Afortunadamente podemos explicar, brevemente, cómo llegamos a esta regla. En épocas muy tempranas del universo, cuando todo estaba impregnado del plasma cósmico del que platicábamos hace unos momentos, y antes de la formación de la radiación cósmica de fondo, la materia estaba fuertemente ligada con la radiación. De hecho, esa materia tendía a colapsarse o a aglutinarse por la atracción gravitacional. Sin embargo, debido a que los fotones se resisten a estar confinados en una región, existía una fuerza restitutiva, o de presión, contraria a la gravedad, la que impedía dicho colapso. La competencia entre atracción gravitacional y presión de radiación ponía a oscilar a la materia, mientras al mismo tiempo el espacio se expandía. Es decir, el plasma cósmico se comportaba como un fluido donde hay ondas mecánicas, las que podemos imaginar como las ondulaciones del agua en una alberca. Es como si las parejitas de la fiesta quisieran estar juntas, y los solteros las jalonearan para que eso no sucediera, formándose así un vaivén repetitivo de jalones de ida y vuelta.

Las ondas sobre el plasma viajan a la velocidad del sonido asociada con ese medio, como lo hacen todas las ondas de sonido (por ejemplo, el sonido en el aire a 20 grados centígrados viaja a 1,235 km/h). Eso significa que las ondas de plasma cósmico pudieron recorrer cierta distancia hasta que los fotones se escaparon. Por eso, si estando en la fiesta tomáramos una foto de los solteros cuando dieron el último jalón antes de retirarse, veríamos que hay una distancia particular entre ellos y las parejitas que se quedaron. Esa distancia es justo la escala de BAO, la regla cósmica que vemos una y otra vez en la distribución de las galaxias en el universo.

Por supuesto, cuando escaparon los fotones y concluyó la vida del plasma cósmico aún no estaban formadas las galaxias. En ese entonces el universo estaba constituido principalmente por átomos de hidrógeno y de helio, fotones de la radiación cósmica de fondo, neutrinos y materia oscura. Y no fue hasta mucho tiempo después cuando las primeras galaxias se formaron por colapso gravitacional. Pero esa información de la distancia característica se ha mantenido hasta nuestros días, y es una de las herramientas más importantes con que cuenta la comunidad cosmológica. Tenemos una regla cósmica, y con ella podemos medir distancias en el cosmos. En términos geométricos, una distancia es el polígono más sencillo, pues cuenta con un solo lado. En ese sentido, podríamos preguntarnos si existen polígonos característicos con más lados dejando su huella en el universo.

Polígonos en el cielo

Como hemos visto, la radiación cósmica de fondo nos ha dado una tremenda información cosmológica. De hecho, esa radiación ha sido la principal herramienta para estudiar al universo en los últimos 20 años. Sin embargo, estamos presenciando un importante cambio, pues en pocos años una herramienta que ha sido ampliamente usada desde hace décadas para estudiar al universo nos dará más posibilidades de entenderlo. Se trata de los mapas de galaxias, que pronto serán enormes gracias a los telescopios más eficientes que se hayan construido para tal propósito. Con el advenimiento de más adelantos tecnológicos y los avances en el procesamiento de grandes cantidades de datos, dichos mapas se están volviendo cada vez más vastos y precisos, por lo que en pocos años la información que contienen será mayor que la de la radiación cósmica de fondo. ¿Y que tiene que ver esto con los polígonos? En particular, ¿qué podemos decir del siguiente polígono más general, el de tres lados, el llamado triángulo?

Imaginemos que tenemos un conjunto muy grande de galaxias y que deseamos tomar tres de ellas formando así un triángulo. Eso lo podemos hacer de muchas maneras distintas. Por ejemplo, podemos escoger todos los tripletes de galaxias que forman triángulos, con sus tres lados aproximadamente iguales y de un cierto tamaño. Así también, podríamos escoger un triángulo en que uno de los lados casi es la suma de los otros dos. O cualquier otra configuración de triángulos que se nos ocurra. Es fácil caer en la trampa de creer que la cantidad de triángulos existentes en cada tipo o configuración en la distribución de galaxias del universo es pura casualidad. Sin embargo, por lo que hemos platicado hasta ahora, ya nos podemos imaginar que no es el caso. El número de triángulos relativos dependerá de los elementos que componen el universo, de cómo es la atracción gravitacional y aun de cuál es la masa de las partículas más diminutas. Incluso, podemos pensar más allá de los simples tripletes y considerar un número de galaxias que forman polígonos con más de tres lados. La distribución de esos polígonos nos brinda información valiosísima acerca de la naturaleza, con la cual podemos conectar el microcosmos y el macrocosmos. Por ejemplo, usando polígonos de cuatro lados podemos entender si los mapas en tres dimensiones de galaxias diferencian derecha de izquierda, como lo hacemos nosotros al ver que nuestra mano derecha no puede ser rotada de ninguna manera para convertirse en la mano izquierda. A esa simetría que hay en la naturaleza se le llama paridad, que creemos existe en física de partículas elementales, pero que recientemente ha sido cuestionada dado que hay cierta evidencia de que no se cumple con polígonos entre las galaxias.

Aunque este tipo de análisis con polígonos fue introducido desde la década de 1960 —por otro Premio Nobel de física, Jim Peebles—, ha sido poco explorado debido al gran costo computacional que representa. Sin embargo, nuevos algoritmos para buscar tripletes o grupos de más galaxias han revolucionado esas herramientas. Se espera que durante esta década el análisis con el uso de polígonos se convierta en parte del análisis estándar en la cosmología. Para ello, importantes grupos de investigadores e instituciones están empleando dichas herramientas en dos de las más destacadas colaboraciones de creación de mapas de galaxias: el Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) y el Vera Rubin Observatory. Un grupo de científicos mexicanos, que incluye desde estudiantes y jóvenes investigadores hasta profesores de reconocida experiencia, estamos participando de tales esfuerzos, poniendo el nombre de México en el mapa de tan relevantes estudios del universo.

Son sorprendentes las capacidades que nos aportan los polígonos para la comprensión del universo, y no sólo a grandes magnitudes; también nos ayudan a construir un modelo del mundo subatómico, que a su vez se conecta con todas las escalas conocidas por el ser humano a través de las observaciones del cosmos. Estemos atentos a los próximos años, pues la comprensión teórica del universo de la que aquí hemos hablado, junto con la gran precisión de los nuevos telescopios y el análisis de enormes cantidades de datos usando el cómputo de alto desempeño, tendrá un importante impacto en nuestro entendimiento de la naturaleza.

 

Fecha de publicación: 7 de julio de 2023.