(Revisión 2025)
La entrada anterior de esta serie sobre la Biografía del Universo se había cerrado con un universo lleno de agujeros negros, cúmulos, cuásares, galaxias y estrellas. La máquina estaba ya en régimen de crucero, sólo tenía que seguir rodando. Quizás éste sea un buen momento para hacer un alto en el camino, ajustar el zum con el pensamiento recordando desde la distancia al “alma” del Universo cuando cumplía los primerísimos milenios de millones de años en su vida. Un homenaje a la tríada constituyente responsables del misterio que estamos tratando de desvelar: radiación, materia y energía oscura.
Desde el inicio, el Universo había seguido ampliando su tejido espacio/temporal. El campo inflatón había dado un impulso tremendo, exponencial, al crecimiento de aquella pequeña burbuja “planckiana” inicial. Inflatón se frenó cuando su energía ganada del vacío se hubo convertido en materia y radiación, pero el universo siguió su impertérrito ritmo. Seguramente lo estaba consiguiendo gracias al influjo de otro campo, semejante al inflatón o al Higgs, que insuflaba presión negativa interna al tejido del espacio/tiempo, mientras buscaba su verdadero vacío para él, y alcanzar así el obligado nivel de mínima energía. Einstein, en una primera aproximación, había pensado que el Universo debía refrenar la expansión que predecían las ecuaciones de la relatividad, ya que para don Alberto aquel tenía que ser estable y eterno. Para ello ideó un factor energético que modificaba la geometría del cosmos al controlar la tendencia a la compactación de la gravedad. Le llamó la constante cosmológica, y la nominó con la letra griega lambda, Λ.
Pero la idea no se ajustaba completamente a la realidad. Unas decenas de años más tarde se descubrió -lo hizo el astrónomo Edwin Hubble- que las galaxias se separaban unas de otras, y a mayor velocidad cuanto más lejos estuvieran. Esto indicaba que la separación de los cuerpos celestes no se debía a la dinámica gravitatoria del conjunto universo, sino que era el propio sustrato el que iba ampliando las distancias. El campo Λ estaba estirando al espacio-tiempo, y para ello contaba con un valor constante de energía en todos los puntos del universo de 10-12 eV. Y en este caso constante quiere decir constante: a medida que va creciendo sigue añadiendo 10-12 eV en los nuevos espacio-tiempos recrecidos. Así parece ser lo que observamos en nuestro universo accesible. El problema es que, según nuestros cálculos teóricos, un campo cuántico de este calibre no debería tener tan poca energía; la teoría exige un incongruente salto hacia mayor energía, exige un factor multiplicador que pudiera ser de hasta 10120 entre lo real y lo cuántico.[1] Aunque muy bien pudiera ser que en lo real no seamos aún capaces de ver todo lo que hay.
Tres simulaciones, mostradas en orden cronológico, de la distribución de la materia oscura en el Universo, realizada en 2006 en la Universidad de Chicago utilizando un potente ordenador. Corresponde a un cubo en el espacio de unos 280 millones de años luz. Aunque corresponde a la materia oscura, podemos asemejarla a la distribución de galaxias, ya que la gravedad de la materia oscura es la que ayudó a la condensación de las estructuras visibles (Imagen: Andrey Kravtsov, fair use)
Las imágenes anteriores representan tres “fotogramas” que ilustran cómo suponemos que ha evolucionado la estructura del Universo. En realidad, se trata de tres capturas de una simulación que muestra la distribución de la materia oscura, presentadas en orden cronológico. En estas simulaciones, se ha omitido la distorsión uniforme causada por la expansión del Universo (es decir, el volumen de muestra permanece constante). Aunque en las imágenes “observamos” materia oscura, su distribución puede asimilarse con bastante precisión a la de las galaxias, ya que la gravedad de la materia oscura desempeñó un papel fundamental en la formación y condensación de las estructuras visibles.[2]
Ya dijimos en otra entrada, al hablar de la radiación de fondo de microondas, que para explicar la planitud de nuestro Universo necesitamos una densidad de energía determinada y precisa. Ni muy grande, lo que hubiera colapsado ya el universo hace tiempo, ni muy pequeña, que lo hubiera difuminado hace mucho también. Se requieren exactamente 9,47 x 10-27 kg/m3, y la materia bariónica más la oscura solamente nos explican hasta un 30% de este valor. Ahí entraría en nuestra ayuda un nuevo e incierto personaje, la energía oscura generadora de la constante cosmológica Λ, que sería la responsable de llegar al 100% de las necesidades teóricas y observadas.[3]
Reparto observado de la energía/materia en el Universo. La parte proporcional a la radiación de fotones -que no aparece en este gráfico- es despreciable frente a los otros componentes[4] (Wikimedia, dominio público)
La energía oscura se presentaba como un elemento muy débil al principio, tan débil que la propia débil gravedad podía con ella, haciendo que el ritmo de expansión se fuera ralentizando. Pero más vale la constancia que la fuerza, y la energía era esto: constante. Constante en el sentido de que, a medida que iba creciendo el universo con un factor de escala a, la constante energía oscura iba embalsándola a base de ir acumulando su pequeño valor a un ritmo a3 . Y sucedió algo así como lo que cuenta la famosa leyenda del ajedrez, en la que se iban duplicando los granos de trigo depositados sobre cada cuadrícula, empezando por uno en la primera…[5] Con el tiempo, la cuantía absoluta almacenada de energía oscura se hizo descomunal, tanto que logró romperle el pulso a la gravedad. De forma que, hace unos 9.000 millones de años, lo que era una expansión decelerada pasó a ser acelerada, y cada vez a mayor ritmo. Y así hasta lo que vemos hoy en día… ¿hasta cuándo? ¿Será tan abundante que inducirá una tensión tal que romperá finalmente el tejido espacio-temporal? No tengamos miedo, no sabemos lo que pueda pasar, ni ningún hombre lo comprobará personalmente.
Hoy en día vivimos un momento bastante calmado, bien cierto que con una velocidad de expansión -constante de Hubble- de 71.9+2.4/−3.0 (km/s)/Mpc, siendo un Mpc (Megaparsec) una distancia igual a 3,26 millones de años luz.[6] Parece mucho, pero… la estructura del Universo aún no sufre por ello. En las distancias cortas donde se manejan las concentraciones de masa, todavía es mayor la avidez de la gravedad que el desleír de la energía oscura. Así lo demuestran estas estructuras, empezando por la Vía Láctea que está al alcance de nuestra vista en cualquier noche despejada. Ahí están, perdidas en la infinitud después de seguir el patrón de las anisotropías de materia y energía liberadas en el año 380.000 tras el Big Bang, cuando se produjo la recombinación de núcleos y electrones.
Veamos ahora cuál es el cuadro marco de la dinámica del Universo que acabamos de esbozar.
Cuando inicialmente surge el Universo, estando aún en la fase del plasma quark-gluon, vivió un largo periodo durante el que dominaba la radiación sobre la materia: las altas energías fijaban la dinámica del tejido espacio/temporal y de todo lo que ahí pasaba. Con el paso del tiempo y la progresiva expansión, la temperatura disminuyó y la radiación amplió su longitud de onda: se había hecho menos energética. La progresiva caída de su energía era proporcional al exponente cuarto del factor de expansión,[7] mientras que la materia simplemente disminuía su densidad en un factor al cubo.[8] La consecuencia es que llegó un momento en la carrera en el que la materia empezaba a aportar más densidad de energía que la radiación. Junto a ellas dos estaba también la energía oscura que, al ser “pequeña” en aquellos momentos frente a lo que sería después, apenas tenía incidencia sobre lo que decidían la materia o la radiación.
El momento en el que el influjo de la materia sobrepasó al de la radiación fue bastante temprano a efectos cósmicos, tanto como unos 330.000 años antes de la recombinación.[9] A partir de entonces fue la materia la que dirimió lo que le pasaba al Universo ¿Para siempre? Pues no, ya que ahí seguía la modesta energía oscura insuflando hálito al creciente volumen del universo, mientras la materia -y no digamos la radiación- diluía su poder en la expansión. Y llegó lo esperado, el momento en que la energía oscura ganó finalmente la batalla a la materia: eso pasó hace unos 6.200 millones de años.[10] Tras este momento todo lo que vino después, entre ello todos nosotros, quedó absolutamente condicionado por dicha energía.
Gráfico que explica con claridad las distintas épocas del Universo y los distintos personajes -y la variación de su influjo- dominando la dinámica del Universo (Imagen: “Astronomy today” Fig 27.1, fair use)
Ése es el Universo dinámico del que estamos contando su vida. Al final de la entrada anterior habíamos llegado más o menos al año 3.000 millones tras el Big Bang. Es decir, en la figura anterior casi en el borde de la zona roja, dispuestos a dar el salto a la zona verde. El Universo había sobrepasado la efervescente etapa de la adolescencia dirigiéndose hacia una estable madurez. Es un buen momento para ampliar lo que veníamos diciendo en la entrada anterior antes mencionada cuando explicábamos cómo era el Universo y cómo evolucionaban sus estructuras primeras: en particular, hablaremos más de las galaxias.
Cosa que haremos en la siguiente entrada.
- Sí, diez elevado a ciento veinte. Nada menos. Podéis ver una mayor explicación en la sexta entrada de esta serie. [↩]
- Computación realizada en 2006 en la Universidad de Chicago por Andrey Kravtsov. Corresponde a un cubo en el espacio de unos 280 millones de años luz en el que no se ha tenido en cuenta la expansión hubeliana de fondo. Aunque corresponde a la materia oscura, podemos asemejarla a la distribución de galaxias ya que la gravedad de la materia oscura es la que ayudó a la condensación de las estructuras visibles. [↩]
- En la entrada número 19 de esta serie ya se habló sobre este reparto de la masa crítica del Universo. [↩]
- En el Universo encontramos a los fotones de la radiación de fondo -tan “fríos” como a 2,725K- que aportan una energía en un orden de magnitud cuatro veces inferior a la de materia y energía oscura, y encontramos a los fotones resultado de los procesos de fusión en las estrellas. Al ser el vacío del Universo tan enorme, estos últimos fotones aún pesan menos que los anteriores. En concreto, una décima parte de la radiación de fondo. [↩]
- En este enlace se explica de una forma amena la mencionada leyenda y las consecuencias a que se llegó. [↩]
- El valor de la constante de Hubble se va afinando continuamente con el tiempo como podemos ver en esta dirección. [↩]
- Un factor al cubo lo introducía la propia expansión, que diluía volumétricamente a la población de la radiación, mientras que la expansión de la longitud de onda era lo que lo subía al exponente cuarto. [↩]
- El que fija el propio aumento del volumen del espacio-tiempo debido a su expansión. [↩]
- Coloquialmente se suele decir que el momento en que la materia dominó a la radiación fue en la recombinación, cuando protones y electrones dejaron de ser “importunados” por los fotones. Evidentemente eso no fue exactamente así ya que el proceso se fue produciendo a lo largo de una larga época que comenzó en el momento en que se igualan la relación de densidad de materia y radiación, es decir cuando ambos aportan 0.5 a la densidad critica unitaria (el ratio de densidad oscura entonces era despreciable). Ese momento se caracteriza por un desplazamiento al rojo al que se le suele llamar z-equivalente. La mejor medida de z-equivalente la proporciona la síntesis de medidas cosmológicas publicadas por la Colaboración Planck en 2015, y ésta es de z-eq = 3371 +/- 23. A ese desplazamiento al rojo le corresponde un tiempo cosmológico de vida del Universo de 52 mil años, cuando el Universo era unas 3.500 veces más pequeño que ahora y su temperatura de 16.000 K. [↩]
- Tenéis un cálculo de la fecha del cambio a una expansión acelerada en esta entrada de la web “La web de Física“. Aunque también se puede calcular con el criterio de que eso sucedió cuando el ratio de densidad de energía oscura alcanza al ratio de densidad de materia (es decir cuando ambos son 0.5 ya que ahora el que es despreciable es el ratio de radiación). Ese momento sucedió para el tiempo cósmico 10.200 millones de años, es decir hace 3.600 millones de años. [↩]
The Biografía del Universo 26: Una pausa en nuestra historia: el Universo a vista de pájaro. by , unless otherwise expressly stated, is licensed under a Creative Commons Attribution-Noncommercial-No Derivative Works 2.5 Spain License.
{ 8 } Comentarios
Es dable pensar entonces que nuestra galaxia se encuentre en lo que podemos llamar un agujero negro primordial? . En la definición de la wiki menciona a éstos formados por la extrema densidad del cosmos en esa época , no aludiendo necesariamente a la materia oscura como su formador , pero proponiendo su permanencia hasta hoy . Por esta razón pensé que pudiésemos nosotros estar en su interior .
Hola Peter Van,
lo primero decirte que NO, no vivimos dentro de un agujero negro.
Los agujeros negros no son más que un tipo de cuerpos cósmicos resultado de la acción de la gravedad sobre la materia. Un tipo más. Los primordiales se formaron en los inicios del Universo y seguramente ahí estaban en el momento de la recombinación, a los 380.000 años del Big Bang. Pero son “pequeños”, creemos que del orden de las decenas de masas solares. En la Vía Láctea hay un buen puñado de ellos, realidad que hemos podido ya detectar mediante las medidas del observatorio LIGO. Además los astrofísicos los utilizan aprovechando el efecto de lente gravitatoria que producen en la luz emitida por cuerpos que se encuentran detrás de ellos. En el centro de la Vía Láctea también hay un agujero negro, pero en ese caso supermasivo ya que es del orden de un millón de veces la masa del Sol, es decir, decenas de miles lo que pueda ser un agujero negro primordial. Lo que no es nada comparado con la masa total de la galaxia que es un millón de veces mayor que la del monstruo de agujero negro que se encuentra en su centro.
Espero que con los datos que te presento te puedas hacer idea comparativa de lo que pueda ser un agujero negro primordial y lo que es nuestra galaxia. Vuelvo al principio: no vivimos dentro de un agujero negro primordial.
Hola a todos. Muy interesante.
Muchas veces me pregunto si existiera una raza alienígena (por supuesto
), Dios o similares capazas de “ver” el Universo (o una parte de éste) como la simulación de la primera imagen.
Sería genial!!??
Saludos
Gracias por tu respuesta Jreguart , lamento haberme expresado mal ; en realidad yo me refería a una suerte de pozo gravitatorio generado por la materia oscura en los comienzos cuando atraía a la materia barionica impidiendo que ésta se diluyera junto con la acelerada expansión del cosmos . entonces imaginé concentraciones de materia oscura curvando el espacio tiempo donde la materia ordinaria quedaría formando cúmulos y por consiguiente generando estrellas y galaxias . Todo lo cual como dije antes dentro de un pozo gravitatorio de materia oscura . El cual por sus características podría haber perdurado hasta hoy …. debo haberlo soñado entonces , o simplemente estoy delirando Je je je .
Jreguart, Al ser cinco veces más abundante la materia oscura que la materia ordinaria y también más densa , ¿curva el espacio de igual forma que ésta última ? . Como se habla de su rol aglutinador de la materia bariónica me imagino que debe ser así , pero me queda la duda .
Hola Galo,
no me atrevería a hablar de la materia oscura como más densa que la ordinaria. Todo depende de la situación particular en cada momento y lugar. Antes de decirte si curva más o menos el espaciotiempo te ruego pienses en la siguiente pregunta ¿Curva más una super estrella de 100 masas solares o un agujero negro de 100 masas solares? Los dos cuerpos ejercerán una fuerza gravitatoria igual sobre masas que se encuentren a iguales distancias de la estrella o del agujero negro. En la larga distancia, más allá de una distancia equivalente al radio de la estrella la curvatura será muy similar. Pero entre el radio de la estrella y el horizonte de sucesos del agujero negro la curvatura será significativamente distinta ya que la estrella concentra su masa en una esfera de radio entre 15 y 20 veces la del Sol, mientras que un agujero negro primordial su horizonte de sucesos es significativamente menor, quizás de unos 50 kilómetros.
Todo eso lo comento pues me parece que una buena generalización sería el que la curvatura tiene que ver a la par con la masa y con la densidad, todo depende de mucha masa con poca densidad -una gran cuenca poco profunda en el espaciotiempo- o masa con mucha densidad -un pozo profundísmo en el espacio tiempo-. La materia oscura puede tener en alguna zona mucha densidad pero la materia bariónica la puede tener mayor, por ejemplo en una estrella de neutrones. Luego, contestando a tu pregunta “¿curva el espacio de igual forma que ésta última?“… la respuesta es depende… de la densidad y de la masa de las que estemos hablando. Y ninguno de los dos actores es el “number one” en estas propiedades.
Quizás te resulte extraño eso de la materia oscura, una agencia fantasmal que nos influye con su masa; pero la imaginación de los astrofísicos es más mundana y se mueve dentro del marco estándar de partículas, aunque no sepamos que tipo de partículas sean. Así que quizás no sea tan extraño su comportamiento y en el fondo participando de la misma esencia: formas distintas de la energía.
jreguart: “…llegó lo esperado, el momento en que la energía oscura ganó finalmente la batalla a la materia: eso pasó hace unos 5.000 millones de años…”
En esta web podéis encontrar el método de cálculo del instante en el que eso sucedió, aporto el enlace por si es de tu interés y/o el de tus lectores:
http://forum.lawebdefisica.com/entries/623-El-inicio-de-la-expansi%C3%B3n-acelerada-del-Universo
Gracias por divulgar Ciencia, saludos cordiales.
Hola Albert,
gracias por tu aportación. Veo que lo de “hace unos 5.000 millones de años” está mucho más depurado en la web que nos propones. Paso a ajustar el dato de mi entrada y a referir tu sugerencia.
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