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Una inmensidad fría y estéril: ¿Será así el final del universo?

Por Mar Gulis (CSIC)

A finales del siglo pasado, la mayor parte de la comunidad científica pensaba que el cosmos iría frenando poco a poco su expansión debido a la acción de la gravedad. Algunos incluso creían que, luego, el universo comenzaría a contraerse de forma progresiva hasta terminar concentrado en un punto, que señalaría el final del espacio-tiempo. En ese caso el final del cosmos sería una gran implosión o Big Crunch, algo semejante a una película al revés del Big Bang.

remanante supernova

Remanente de una explosión de supernova termonuclear. / NASA.

Con el objetivo de medir la desaceleración del universo, en los años 90 dos equipos científicos independientes (el High-z Supernova Search Team y el Supernova Cosmology Project) se propusieron determinar la velocidad de alejamiento de galaxias situadas a diferentes distancias. Lo hicieron observando supernovas termonucleares, también conocidas como supernovas de tipo Ia.

Estas estrellas en explosión se forman a partir de enanas blancas, objetos muy densos en los que acaban convertidas la mayoría de las estrellas tras perder su combustible nuclear. Cuando una enana blanca absorbe materia de una estrella cercana –o se funde con otra enana blanca– y su masa supera en 1,44 veces la masa del Sol, se alcanza el denominado límite de Chandrasekhar. En ese momento “la enana se contrae con rapidez y esto da lugar a la ignición termonuclear explosiva de la mezcla de carbono y oxígeno de la que está formada”, explica Pilar Ruiz Lapuente, investigadora del CSIC e integrante del Supernova Cosmology Project.

Las supernovas termonucleares constituyen un excelente patrón para medir distancias, ya que es posible calibrar su luminosidad con una gran precisión. Es como si observásemos a lo lejos una bombilla cuya potencia en vatios conocemos previamente: midiendo el brillo con el que su luz llega a nuestros ojos podemos saber a qué distancia se encuentra. Otra ventaja de estas supernovas es que son muy brillantes. “Mientras que con las cefeidas [estrellas cuya luminosidad también puede calibrarse] solo podemos ir a distancias de algunos millones de años-luz, con las supernovas podemos alcanzar miles de millones de años-luz: la supernova que más lejos se ha observado, por el momento, está a 12 mil millones de años-luz”, señala Ruiz Lapuente en su libro La aceleración del universo (CSIC-Catarata).

En 1998 los dos equipos presentaron sus impactantes conclusiones: las supernovas más lejanas observadas se encontraban entre un 10 y un 15% más distantes de lo esperado. Estos resultados, confirmados y reforzados después por otras investigaciones, acreditan que el universo, en lugar de desacelerar su expansión, está expandiéndose a un ritmo cada vez mayor.

El misterio de la energía oscura

Si tiramos una moneda al aire, esperamos que más tarde o más temprano comience a caer por efecto de la gravedad. Si en lugar de eso, empezase a alejarse de nosotros a mayor velocidad, pensaríamos que hay un componente que está contrarrestando la acción de la gravedad. La causa de que el universo siga el mismo patrón que la moneda del ejemplo y se expanda aceleradamente es lo que se conoce como energía oscura.

Todavía no se ha podido precisar la naturaleza física de la energía oscura, pero la mayoría de los datos actuales apuntan a que es una energía intrínseca al espacio-tiempo: una energía del vacío cuya presencia relativa aumenta a medida que el espacio-tiempo se expande. Así, aunque en los inicios del universo la energía oscura habría constituido una pequeña parte de toda la masa-energía del universo, en la actualidad constituye un 73% de la misma. El también investigador del CSIC Alberto Casas aclara que “la razón es que la densidad de materia va disminuyendo a medida que el universo se expande, ya que la misma cantidad de materia se va diluyendo en un espacio cada vez mayor. Pero la energía oscura está asociada al propio espacio, por lo que su densidad no disminuye.”

En concreto, las observaciones muestran que el universo no siempre se ha expandido de forma acelerada: hace más de 5.000 millones de años –la edad del cosmos se estima en unos 13.700 millones de años­– las galaxias estaban reduciendo el ritmo al que se alejaban unas de otras; pero, llegado ese momento, empezaron a distanciarse a un ritmo cada vez mayor. Todo indica que el espacio-tiempo había alcanzado una dimensión en la que la energía oscura se hizo dominante con respecto al resto de componentes del universo, y que fue entonces cuando sus efectos antigravitatorios comenzaron a notarse.

Gráfica energía oscura

En el centro, esquema de la historia del universo que refleja cómo la proporción de energía oscura ha ido aumentando con el tiempo. Arriba a la izquierda, visión de cómo se produce una supernova de tipo Ia en un sistema binario: la enana blanca absorbe materia de la estrella cercana hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar (1,44 veces la masa del Sol) y muere en una explosión de supernova. / Nobel Prize Foundation

 

De ser así la energía oscura habría venido a resucitar la constante cosmológica de Albert Einstein. Cuando el físico alemán formuló su ecuación original del campo gravitatorio estaba convencido de que el universo ni se contraía ni se expandía, sino que era estático. Sin embargo, se percató de que “según su ecuación el cosmos perdería ese equilibrio y pasaría a contraerse bajo la acción de la gravitación”, señala Ruiz Lapuente. Por eso, introdujo la constante cosmológica en la ecuación, un término que actuaba como una ‘antigravitación’ que mantenía al universo en equilibrio.

En 1931 el ‘padre’ de la teoría de la relatividad tuvo que aceptar la evidencia de que el universo estaba en expansión. Eso hacía innecesaria la constante cosmológica, idea a la que renunció públicamente afirmando que había sido uno de los errores más importantes de su vida. Ahora vemos que quizás Einstein no estaba tan desencaminado: si la energía oscura es realmente una energía del vacío como la descrita –esta hipótesis todavía necesita confirmarse–, vuelve a ser necesario introducir la constante cosmológica en su ecuación. Esta vez no como factor de equilibrio del universo, sino como responsable de su expansión acelerada.

Malos tiempos para la cosmología

Todo ello tiene importantes implicaciones a la hora de predecir el destino del universo. Según Ruiz Lapuente, “si, en efecto, se confirma que la constante cosmológica es la causa de esta aceleración, esto significa que el universo seguirá expandiéndose de forma acelerada. Su materia será cada vez más dispersa e incapaz de formar galaxias y sistemas estelares. Además, lo que exista irá perdiendo conexión causal paulatinamente y no se podrían transferir señales de un punto del universo a otro. El panorama que surge es el de un universo que va apagando sus luces al acabarse la vida de las estrellas y va enfriándose hacia un final de una inmensidad fría y estéril”.

Casas, autor del libro El lado oscuro del universo, ahonda en esta idea: “Las pocas dece­nas de galaxias que forman el Grupo Local, pequeño cúmulo al que pertenece la Vía Láctea, continuarán ligadas por atrac­ción gravitatoria. Es decir, nuestro Grupo Local permanecerá unido, pero el resto de miles de millones de galaxias actual­mente visibles se alejarán de nosotros cada vez a mayor velo­cidad (de forma exponencial). Cuando el universo tenga 100.000 millones de años, la luz que nos llegará del resto de galaxias será tan débil y estará tan desplazada hacia el rojo, que se volverán invisibles a todos los efectos.”

“Sin embar­go, todavía habrá estrellas durante cientos de miles de millo­nes de años. Es decir, que podemos imaginar observadores inteligentes en esa época futura. A ellos les parecerá que el universo consiste en unas pocas galaxias que flotan en un océano de espacio totalmente vacío, exactamente como les parecía el universo a los astrónomos alrededor del año 1900. Además, no verán la expansión del universo (ya que no verán galaxias distantes alejándose) y no podrán detectar la propia energía oscura, principal responsable de la situación. En consecuencia, no podrán aprender del universo lo que hemos aprendido noso­tros (a menos que les dejemos algún tipo de testimonio que pudiera llegar hasta ese futuro extraordinariamente lejano, algo difícil de concebir). No será una época muy buena para hacer cosmología, esta es más divertida”, añade el investigador del CSIC.

“Los otros cúmulos de galaxias que vemos en el cielo actual formarán también sus propios universos-isla, totalmente desgajados unos de otros. Más allá de aquella época, las estrellas terminarán de consu­mir su combustible (hidrógeno y otros elementos ligeros) y se apagarán. Literalmente, la desolación final será absoluta. ¿Hubiera preferido usted el apoteósico final del Big Crunch?”, concluye Casas.

Para saber más:

¿Cuánto pesa un fantasma? Los aprietos de la ciencia para averiguar la masa del neutrino

Por Pablo Fernández de Salas*

Todo lo que podemos ver en el planeta Tierra, en nuestra galaxia o incluso más allá de sus límites se ha formado a partir de bloques pequeños. Como piezas de LEGO muy avanzadas, se combinan hasta dar forma a los objetos que existen en el mundo. Estos bloques son las partículas elementales, es decir, partículas indivisibles, las pequeñas piezas que ya no podemos separar más. Entre las partículas elementales más conocidas están los fotones (los constituyentes de la luz) y los electrones (los que permiten que haya corriente eléctrica). Los protones y neutrones, sin embargo, son en realidad partículas compuestas, formadas por la unión de tres partículas elementales llamadas quarks.

Todas las partículas elementales conocidas son diferentes. Algunas tienen carga eléctrica, otras no tienen masa, pero entre ellas hay una que ha fascinado especialmente a los físicos, incluso después de que se supiera su existencia. Se trata del neutrino. En realidad, neutrino no hay solo uno, sino tres tipos distintos que se diferencian según su forma de interactuar con las demás partículas. Pero esta interacción es tan débil que los neutrinos pueden atravesar fácilmente materiales muy densos, ¡incluso el planeta Tierra! Por este motivo, al neutrino a veces se lo conoce como la partícula fantasma.

Experimento KATRIN

Espectrómetro del experimento KATRIN, cuyo objetivo es descubrir la masa del neutrino, pasando por Eggenstein-Leopoldshafen, Alemania, en 2006 de camino al Instituto Tecnológico de Karlsruhe. / Karlsruhe Institute of Technology.

Los neutrinos son unas partículas elementales muy especiales, ya que no se comportan como las demás. En concreto, como vemos, su capacidad de interacción es inusualmente baja, pero lo que más sorprende a los físicos es que los neutrinos cambian de tipo según se mueven. Son, por así decirlo, como jugadores de fútbol que pasan continuamente de un equipo a otro, cambiando su chaqueta con un patrón oscilatorio, de ida y vuelta constante. Precisamente, el descubrimiento de esta propiedad, conocida como oscilación de los neutrinos, motivó la concesión del Premio Nobel de Física al físico japonés Takaaki Kajita y al físico canadiense Arthur B. McDonald en 2015.

La oscilación de los neutrinos es importante porque nos asegura que estas partículas elementales tienen masa. Podría no haber sido así. De hecho, el modelo estándar de física de partículas, la teoría que describe el comportamiento de todas las partículas elementales conocidas, predice que los neutrinos son partículas sin masa, al igual que los fotones. Pero, si este fuera el caso, ¡los neutrinos no cambiarían de tipo cuando se propagan! Este es otro motivo por el que la oscilación de los neutrinos es tan importante: nos indica que hay física por descubrir más allá del modelo estándar.

Modelo estándar

Conjunto de partículas elementales conocidas y que constituyen el denominado modelo estándar de la física de partículas.

Entonces, ahora que sabemos que los neutrinos tienen masa es cuando nos podemos hacer la pregunta: ¿cuánto pesa un neutrino? (o lo que es casi lo mismo: ¿cuánto pesa un fantasma?). La dificultad de esta tarea es obvia: no podemos atrapar un neutrino, que se mueve a velocidades muy, muy cercanas a la de la luz, y ponerlo en una balanza. Además, debido a la poca capacidad de interacción que tienen estas partículas, tampoco podemos aplicar las técnicas que fueron utilizadas para conocer el peso de los electrones, cuya manera de curvarse en un campo magnético depende del valor de su masa.

No puedes poner un neutrino en una balanza

A día de hoy, los físicos han ideado varias formas independientes de pesar los neutrinos, de las cuales destacan dos. La primera consiste en estudiar el efecto de la masa de estas partículas en el universo. Pero, ¿cómo puede una partícula tan pequeña afectar a todo el universo? La clave está en la exorbitante cantidad de neutrinos que surca el espacio desde los primeros instantes tras el Big Bang. Aproximadamente, el volumen de un vaso de agua contiene unos cien mil neutrinos cósmicos. ¡Imagina cuántos vasos de agua son necesarios para llenar no solo el planeta Tierra, sino todo el universo! La presencia de tal cantidad de neutrinos a lo largo de la historia del cosmos cambia, entre otras cosas, la manera en que las galaxias se distribuyen en el espacio. En especial, cuanto más ligeros son los neutrinos, más dispersa es la distribución de las galaxias, y eso es algo que podemos observar.

Distribución de galaxias locales generada con los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Cada punto representa una galaxia. / SDSS

El segundo método consiste en estimar la masa de los neutrinos en el laboratorio. Como ya hemos mencionado, no podemos colocar un neutrino en una balanza, así, sin más. En lugar de ello, para pesar un neutrino en un laboratorio los científicos explotamos uno de los principios más básicos de la física: la conservación de la energía.

Uno de los procesos en los que se producen los neutrinos es en un tipo de desintegración radiactiva de los núcleos atómicos. Por ejemplo, cuando un neutrón que forma parte del núcleo se transforma en un protón. Como resultado de esta desintegración, el núcleo atómico produce un electrón (la conocida radiación beta) y un neutrino. De hecho, fue estudiando la energía de los electrones de la radiación beta como se supo en primer lugar que tenía que existir el neutrino, conclusión a la que llegó el físico Wolfgang Pauli en el año 1930.

Hoy en día, varios experimentos siguen estudiando la energía de dichos electrones, esta vez en busca del valor de la masa de los neutrinos. Cuando un átomo se desintegra emitiendo radiación beta, produce tanto un electrón como un neutrino, de modo que toda la energía que es radiada se distribuye entre estas dos partículas.

Si los neutrinos no tuvieran masa, podría ocurrir de vez en cuando que el electrón emitido adquiriera toda la energía liberada en el proceso. Sin embargo, como sabemos gracias a la famosa expresión E=mc² de Albert Einstein, crear cierta cantidad de masa cuesta una determinada cantidad de energía. Y los neutrinos tienen masa, algo que hemos aprendido al descubrir que oscilan al desplazarse. Por lo tanto, el electrón emitido en la radiación beta nunca podrá absorber toda la energía liberada en la desintegración atómica, ya que una parte es necesaria para crear la masa del neutrino, aunque este se produzca en reposo.

Uno de los experimentos más importantes que busca descubrir la masa del neutrino, basándose en la conservación de la energía en la radiación beta, es el experimento alemán KATRIN. Desafortunadamente, la masa del neutrino es tan pequeña que incluso la avanzada tecnología actual no nos ha permitido discernir todavía el peso de estas partículas. Sin embargo, los físicos podemos poner un límite superior al valor de su masa.

Recientemente, el equipo de investigadores que pertenecen al experimento KATRIN ha publicado sus primeros resultados, que nos dicen que el valor de la masa de los neutrinos tiene que ser inferior a dos millonésimas partes de la masa de un electrón. ¡Haría falta cerca de un cuatrillón (¡un uno seguido de veinticuatro ceros!) de neutrinos para alcanzar el peso de una minúscula mota de polvo! Por otro lado, el estudio de las propiedades cosmológicas de nuestro universo nos indica que los neutrinos podrían ser incluso diez veces más ligeros que el límite obtenido por KATRIN.

Con una masa tan pequeña y una capacidad de interacción casi nula, no es de extrañar que el neutrino sea conocido como la partícula fantasma.

 

* Pablo Fernández de Salas es investigador de la Universidad de Estocolmo. Hizo el doctorado en el Instituto de Física Corpuscular (IFIC), centro mixto del CSIC y la Universidad de Valencia.

Max Born: la responsabilidad ética de la ciencia

sergio brionesPor Sergio Barbero* (CSIC)

La influencia que la ciencia y la tecnología ejercen sobre nuestras vidas es cada vez más notable. Por ello es fundamental que quienes trabajan en ciencia asuman unos principios éticos. A pesar de esta acuciante necesidad muchas son las carencias de la praxis deontológica en ciencia. De ahí que el testimonio histórico de quienes guiaron su vida por unos criterios éticos sea de inestimable valía en los tiempos actuales.

Max_BornUno de estos testimonios es el de Max Born, al que se le concedió el Premio Nobel de Física por sus investigaciones fundamentales en mecánica cuántica. Durante su dilatada vida (1882-1970), Born tuvo que afrontar dos guerras mundiales, un exilio forzado por los nazis −era alemán y judío− y, entre medias, la dramática evolución de una concepción idealizada de la ciencia hacia una perspectiva mucho más compleja.

El despertar de la conciencia ética de la ciencia surgió en Born durante la Primera Guerra Mundial, influido, entre otros, por el que sería unos de sus mejores amigos: Albert Einstein. La mayor parte de la intelectualidad alemana −incluidos los más destacados científicos− apoyó sin ambages las decisiones bélicas del imperio germánico, salvo contadas excepciones como la del propio Einstein. La primera decisión ética trascendente de Born fue negarse a participar en la unidad de investigación sobre armas químicas liderada por su amigo Fritz Haber, lo cual supuso la ruptura de su amistad. Born comprendió que “sin unos límites a lo permisible, pronto cualquier cosa será permitida”. En una progresiva conversión personal, Born acabaría participando durante el invierno de 1917 en reuniones clandestinas en las que se debatía si Alemania debía utilizar la “guerra submarina sin restricciones”, la cual Born calificó, sin paliativos, como “asesinato de masas”.

Como tantos otros científicos judíos, Born –que sentía un fuerte apego por la cultura alemana− sufrió gravemente las consecuencias del ascenso del nazismo. Tuvo que exiliarse a Escocia y perdió hasta un total de treinta y cuatro familiares y amigos. Durante este periodo, Born dedicó gran parte de su tiempo y esfuerzo a ayudar a los refugiados judíos que huían del horror nazi. Como representante en el área de física de dos organizaciones de refugiados, su misión consistía en encontrar posibles trabajos y en escribir recomendaciones y propuestas de potenciales candidatos. En su generosa labor Born no solo se preocupó por profesores o investigadores, sino que también intentó ayudar a otro tipo de personas −como por ejemplo artistas− que se vieron obligadas a emigrar.

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Bomba de Nagasaki.

Cuando comienza la Segunda Guerra Mundial, Born y su mujer Hedwig residían en Edimburgo. Desde allí, a pesar de su innato pacifismo, Born defendió el combate decidido contra el nazismo, e incluso llegó a participar en investigaciones militares (aunque sin mucha relevancia) durante algún periodo de la guerra. Como alemán y como judío, sabía lo que hubiese significado la victoria del Tercer Reich. A pesar de todo ello, como hiciera en la Primera Guerra Mundial, se opuso firmemente al uso desmedido de la violencia. Así, condenó el uso de las bombas atómicas contra Hiroshima y Nagasaki y el bombardeo indiscriminado de ciudades. Lamentablemente, Born fue una excepción, ya que pocos fueron los que no se dejaron arrastrar por la inercia de unos patrones de comportamiento que oscilaban entre el miedo paralizador y el éxtasis dogmático.

Tras recibir el Premio Nobel en 1954, pese a su avanzada edad, Born inició una fructífera actividad en pos del desarme nuclear. Sugirió a Bertrand Russel preparar un manifiesto firmado por varios premios nobeles y que, dirigido a los gobiernos y a la opinión pública, alertase sobre los problemas éticos del armamento nuclear. La idea condujo, tiempo después, a la aparición del celebérrimo manifiesto Rusell-Einstein, que fue firmado por once científicos de primera línea entre los cuales se encontraba él mismo. Born fue también promotor del manifiesto de los 18 de Gotinga, de gran influencia, que pretendía evitar el desarrollo del programa nuclear armamentístico en la República Federal de Alemania.

Consciente de la barbarie de la Segunda Guerra Mundial y la amenaza nuclear, el ánimo de Born durante el último periodo de su vida osciló entre un acervado pesimismo −quizá difícil de evitar tras todo lo vivido– y un brío de esperanza en lo humano. Nos quedamos con su visión más optimista, como cuando escribió: “Si el hombre está hecho de tal manera que su curiosidad le conduce a la autodestrucción, no hay esperanza para él. Sin embargo yo no estoy convencido de ello, ya que además de su cerebro tiene su corazón. El amor es un poder tan fuerte como el átomo”.

 

*Sergio Barbero Briones es investigador del CSIC en el Instituto de Óptica (CSIC) y autor de la biografía Max Born, editado por la Fundación Emmanuel Mounier.

El bosón de Higgs resucita la teoría del éter

MaherPor Martin Ian Maher*

En la antigua Grecia se consideraba que existían cuatro elementos terrestres: aire, agua, tierra y fuego. Había un quinto elemento, la materia de la que estaban hechas las estrellas. Este quinto elemento, quintaesencia o éter, era incorruptible y eterno. A lo largo de la historia aparece propuesto en varios sistemas filosóficos con distintas formas.

A finales del siglo XIX Maxwell propuso que la luz poseía una naturaleza ondulatoria. Una onda necesita un medio en el que propagarse, con una velocidad que depende de la naturaleza del medio. Dada la elevadísima velocidad con la que la luz se desplaza en el espacio, se postuló que este medio debía ser una sustancia de una densidad inapreciable y con un coeficiente de elasticidad enorme que permearía todo el universo. A esta sustancia se la denominó éter por su similitud con el concepto griego original.

Albert Einstein

Albert Einstein.

En 1887 Michelson y Morley intentaron probar la existencia de tan enigmática sustancia con el famoso experimento que lleva sus nombres. La prueba tuvo resultados negativos, y al no poder determinar ninguna propiedad física del éter, se llegó a la conclusión de que no existía. Triste fin para un concepto aceptado por muchos durante largo tiempo.

Unos años después Einstein propuso que no existen ni un tiempo ni un espacio absoluto, de lo que se dedujo que tampoco existiría el éter. A partir de aquí surgió lo que conocemos como teoría de la relatividad especial, que estableció una relación entre la masa y la energía y redefinió el espacio-tiempo.

La desaparición del éter permitió superar el problema de explicar la naturaleza de una sustancia intangible. Sin embargo, quedaban en el aire algunas cuestiones: si la luz posee una naturaleza ondulatoria, ¿en qué medio se propaga?

La respuesta a esta y otras preguntas estimuló la aparición de la mecánica cuántica en la que Einstein también tuvo una participación destacada.

Imagen del experimento CMS/CERN.

Imagen del experimento CMS/CERN.

En 1964 Peter Higgs desarrolló un mecanismo que dotaba de masa a las partículas dentro del modelo estándar de física de partículas. El campo de Higgs es un campo cuántico que abarca todo el universo y que dota a las partículas de masa, debido a la interacción del bosón de Higgs con las partículas elementales.

El 4 de julio de 2012 la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN) anunció la observación de una nueva partícula cuyas características coincidían con el bosón de Higgs. Este descubrimiento lleva implícito la existencia del campo de Higgs. Dicho campo sería imponderable y se encontraría en todo el universo. Sus características recuerdan a las del éter que descartó Einstein a principios del siglo XX.

* Martin Ian Maher es ayudante de Investigación del CSIC y responsable de la Unidad de Microscopia Electrónica del Instituto Cajal CSIC.