Toda la evidencia y teoría basada en las observaciones del universo se puede juntar en un modelo estándar de cosmología que tiene solo seis parámetros.
Los 6 números que definen todo el universo
En este fragmento editado de “El pequeño libro de cosmología” (The Little Book of Cosmology, publicado por Princeton University Press y reproducido aquí con permiso de la editorial), el profesor de física Lyman Page explica cómo nuestro modelo del Universo se basa tan solo en seis parámetros.
¿Cómo estudiamos el universo como un todo?
Mi trabajo se centra en la radiación de fondo de microondas (CMB, por sus siglas en inglés) —los débiles remanentes de energía del Big Bang— y cómo medirla puede guiar nuestro camino hacia la comprensión del universo.
Pero hay muchas otras formas de estudiar el cosmos, y los físicos que lo estudian se especializan en todo, desde la relatividad general hasta la termodinámica y la teoría de partículas elementales.
Hacemos que las observaciones en casi todos los regímenes de longitud de onda sean accesibles para la medición y con detectores de partículas de última generación.
Las observaciones provienen de lugares cercanos y de los confines más lejanos del espacio.
Toda esta evidencia y teoría se puede juntar en un modelo estándar de cosmología sorprendentemente simple, que tiene solo seis parámetros.
Estos son los números que definen todo el universo.
El contenido del universo
Los primeros tres parámetros nos hablan del contenido del universo.
Este mapa de la NASA revela la radiación de fondo de microondas.
Los describimos como fracciones de un presupuesto total de materia y energía, como los componentes de un gráfico circular.
El primer parámetro describe la cantidad de materia normal, átomos, en el universo, y dice que los representan solo el 5% del universo.
El segundo parámetro describe la materia oscura, un tipo de nueva partícula fundamental que aún no entendemos, que representa el 25% del universo.
Sorprendentemente, la cantidad de materia oscura, que podemos derivar de nuestras mediciones de las diminutas fluctuaciones de temperatura en la radiación cósmica de fondo, concuerda con el valor deducido de las observaciones de los movimientos de estrellas y galaxias.
Sin embargo, el valor que obtenemos de las mediciones de la CMB es mucho más preciso.
Nuestras mediciones también nos dicen algo más.
Debido a que la CMB nos llega de la era del desacoplamiento, cuando el universo temprano se había enfriado lo suficiente como para liberar a los fotones del plasma caliente que los había unido durante varios cientos de miles de años después del Big Bang, haciendo que el universo se volviera transparente, podemos ver que la materia oscura claramente existía en el universo temprano.
Es más, podemos ver que los átomos, la materia de la que estamos hechos, representan solo una sexta parte de la masa total del universo.
Pie de foto,La materia oscura, un tipo de nueva partícula fundamental que aún no entendemos, representa el 25% del universo.
El tercer parámetro es la constante cosmológica, la misteriosa energía oscura que está en la raíz de la expansión acelerada del universo.
Esto representa el 70% del presupuesto total de materia y energía del universo. Tampoco sabemos qué es esta energía oscura, pero sabemos que existe, porque hemos medido directamente su presencia a través de la aceleración cósmica.
Estrellas y galaxias en formación
El cuarto parámetro es la profundidad óptica, o cuán opaco era el universo para los fotones que viajan a través de él.
Este es el más astrofísico de todos los parámetros del modelo estándar de cosmología.
Con esto, queremos decir que captura nuestro escaso conocimiento de todo el complejo proceso de formación y posterior explosión de las primeras estrellas y la formación de las primeras galaxias en el universo.
La intensa luz de estas primeras estrellas y galaxias rompió el hidrógeno que prevalecía en el cosmos en sus protones y electrones que lo componen, provocando la reionización del universo.
En este proceso, alrededor del 5-8% de los fotones de la CMB, los fotones que se habían liberado en el momento del desacoplamiento, se volvieron a dispersar.
Para usar una analogía, considerando que el universo había sido antes transparente, es como si hubiera entrado un poco de niebla.
No demasiada, todavía podías ver una costa lejana, pero la visibilidad se redujo. Curiosamente, para determinar la profundidad óptica del universo, se toma una medida de la polarización de la CMB.
Con estos seis parámetros, podemos calcular las características no solo de la CMB, sino también de cualquier medida cosmológica que queramos hacer.
La polarización, junto con la intensidad y la longitud de onda, es una de las tres características de una onda de luz.
La polarización especifica la dirección en la que oscila una onda de luz.
Por ejemplo, la luz que se refleja en el capó de tu auto está polarizada horizontalmente. Es decir, la onda de luz oscila de un lado a otro horizontalmente.
Las gafas de sol polarizadas bloquean esta dirección de oscilación y su reflejo asociado.
Del mismo modo, los electrones liberados por el proceso de reionización dispersaron y polarizaron los fotones CMB.
Si pudieses mirar la CMB con o sin “gafas de sol” polarizadas, verías que se ve ligeramente diferente.
Fluctuaciones cuánticas
Los dos últimos parámetros describen los orígenes de las diminutas fluctuaciones que dieron lugar a toda la estructura que observamos hoy en el universo.
Si tuviésemos un modelo completo del universo, uno que comenzara con pequeñas fluctuaciones cuánticas y predijera con éxito cuáles serían las fluctuaciones de la materia en esferas que miden 25 millones de años luz de diámetro, podríamos eliminar uno de estos dos parámetros.
Desafortunadamente, aunque tenemos un borrador muy exitoso para comprender cómo evolucionó el universo, aún no conocemos todas las conexiones, por lo que lo requerimos como parámetro.
Se llama espectro de potencias primordial y describe las fluctuaciones en la densidad del universo en el espacio tridimensional.
En el universo muy temprano, estas fluctuaciones fueron pequeñas, pero a medida que el universo se expandió, estas variaciones de densidad se hicieron grandes en todo el cosmos.
Donde había áreas ligeramente más densas en el cosmos primordial, la materia continuó agrupándose, y ahora podemos ver galaxias o cúmulos de galaxias; en otras, donde había menos densidad, no vemos casi nada.
El parámetro restante, llamado índice espectral escalar, es el más difícil de entender, pero también es nuestra mejor ventana al nacimiento del universo.
Nos dice cómo las fluctuaciones primordiales, las pequeñas variaciones de energía que estaban presentes en el universo temprano, dependen de la escala angular.
Para comprender mejor esto, usemos una analogía musical.
Este último parámetro cosmológico nos permite distinguir entre “ruido blanco” y, digamos, “ruido rosa”, en el que las notas graves (análogas a las escalas angulares grandes) tienen un volumen un tanto mayor que las notas agudas (análogas a las escalas angulares pequeñas).
Usando la CMB, encontramos que las fluctuaciones primordiales eran ligeramente mayores en amplitud en escalas angulares grandes que en las más pequeñas.
Dicho de otra manera, el ruido cósmico primordial es ligeramente rosado.
Con estos seis parámetros, podemos calcular las características no solo de la CMB, sino también de cualquier medida cosmológica que queramos hacer.
Podemos, por ejemplo, calcular la edad del universo: 13.8000 millones de años (puede haber una variación aproximada de 40 millones de años).
La observación más restrictiva es la de la anisotropía de la CMB: las diminutas fluctuaciones de temperatura.
Sin embargo, el modelo estándar de cosmología es consistente con todas las mediciones, de todos los ámbitos de la física y la astronomía.
En síntesis, no importa cómo miremos el cosmos —con sondeos de galaxias, a través de estrellas en explosión, a través de la abundancia de elementos de luz, a través de las velocidades de las galaxias o a través de la CMB- solo necesitamos los seis parámetros explicados anteriormente, y procesos físicos conocidos, para describir el universo que observamos.
¿Qué significa poder describir algo de forma tan simple y cuantitativa? Significa que entendemos cómo las piezas del universo encajan para formar un todo.
Entendemos algunas conexiones profundas en la naturaleza.
Significa que se puede demostrar que estamos equivocados, no con diferentes argumentos, sino con un mejor modelo cuantitativo que describe más aspectos de la naturaleza.
Hay pocos sistemas estudiados por científicos que puedan describirse de manera tan simple, completa y con tanta precisión.
Somos afortunados de que el universo observable sea uno de ellos.
Lyman Page – BBC Science Focus
