Es como si el Cosmos
nos tomara a chirigota planteándonos serios enigmas a través los datos que
provienen de las observaciones, que es la manera en que nos habla de sí mismo.
Y si ya nos cuesta hacernos una mínima idea de lo que significa que se
encuentre en expansión, más dura de tragar se nos hace la presencia de una
discrepancia en la medida de esa expansión, es decir, una tensión en ese valor,
ya que unas medidas apuntan hacia un lado y otras hacia otro. Y, además, en
términos estadísticos el desencuentro es muy marcado, lo que indica la gravedad
del problema. Resumiendo, y anticipando, un puzle que se traduce en que grupos
de científicos de lo más granado llevan en pugna ya unos cuantos añitos porque
no se ponen de acuerdo en dicho resultado.
Pero, retomando el
poco serio tono del arranque, quiero pedir permiso al coordinador para imaginar
una conversación entre él y yo. Advierto de que es una pura licencia literaria.
En mi trastornada cabeza de cosmóloga despeinada nuestro diálogo sería algo
como lo que sigue, con nuestro coordinador tomando la iniciativa de la charla.
-He visto el título que me propones, estimada
colaboradora, pero quizá hayas creído que este libro es una pieza en esa
conocida nueva red social de dudoso gusto y quieres aprovecharte de mi
confianza para contar cosas inapropiadas.
-Te equivocas, voy hablar de una tensión de
naturaleza no sexual, pero el chiste encajaba bien. Además, estimo que este libro
está orientado a edades donde ya las palabras que empiezan por s y contienen x
no les son ajenas, y con cierta gracia se pueden usar para trufar un relato
científico de cierto humor.
-Bien, me presto al juego. Ya sabes que yo me siento
como Brian May, el eterno aspirante a doctor en cosmología.
-Pues por eso te quería proponer este tema, para que
puedas contar algo asequible a toda esa gente que confía con buen tino en que
tus proyectos acaban siendo realidades muy sólidas.
-Ya, pero me das pánico, que en mi dilatada
experiencia me ha tocado sufrir de lo lindo para haceros entender a los
investigadores que debéis prescindir de conceptos arcanos cuando queréis
acercar la física a la audiencia.
-Tranquilo, confía en mí, de verdad, que creo que
voy a ser capaz de contar de manera muy sencilla que el universo se está
expandiendo cada vez más rápido, pero no se sabe cuánto porque las estimaciones
de los experimentos más importantes están alejadas unas de otras. En concreto
me refiero a los valores que dan Planck y Hubble.
Llegados a este punto
de la precedente farsa el lector puede ya haberse involucrado tanto en el
cuento que piense que esta colaboradora está haciendo al coordinador escoger
entre un eminente físico con bigote (Planck) y otro sin él (Hubble). ¿Se
quedaría nuestro prócer con el segundo por una mera cuestión estética o porque
quizá le suene ese nombre en relación con la expansión del universo? Quizá toca
ya salir de esta ruta de la broma con poco contacto con la ciencia.
No es tanto el
objetivo ahora de hablar de personas, sino de sendos instrumentos que nos han
permitido acceder a notabilísimo conocimiento sobre el Universo. Esos dos
laboratorios (en el amplio sentido de la palabra) llamados respectivamente
Planck y Hubble no son sino unos muy sofisticados satélites artificiales, sí de
esos que orbitan en torno a la Tierra y que siempre son protagonistas en el
examen de física de las pruebas de acceso a la universidad, que si a qué
velocidad gira, que si cuánto tarda en dar una vuelta entera …
Sospecho que tras
leer este párrafo al coordinador le entre el miedo de que yo vaya a perder el
hilo de nuevo. Pero no, voy a lo que importa y procedo a explicar (si bien
siguiendo numerosos vericuetos) por qué hay un satélite al que no se llama tal,
sino telescopio espacial (que también lo es), por qué se denomina Hubble y por
qué es relevante en esta historia.
Imagino que alguno de
los lectores se habrá calentado en alguna ocasión con una fogata. Cuando se
está cerquita de ella ese foco rojo casi quema, y a medida que nos alejamos lo
sentimos cada vez menos. Traigo a colación este ejemplo porque se asemeja mucho
a una estrella emitiendo luz de frecuencia fundamentalmente infrarroja que no
vemos, solo sentimos su calor. Por supuesto también emite un poquito de luz
roja, naranja y amarilla, que es la que la vemos. De hecho, las cantidades de
esas frecuencias que emitirán esas fuentes las describe la ley de Planck, pero
no toca hablar de él en este momento, aunque sirve como buen anticipo.
Retornemos a la idea
principal. Toda la energía que transportan los fotones o partículas de luz que
escapan de la hoguera (o de la estrella a la que representa) se va repartiendo
a cada instante en la superficie de una esfera más y más grande, la esfera que
forman todos los fotones que han sido emitidos en un mismo instante y que cada
vez se encuentran más lejos de la fuente original. Es decir, en la esfera que
hace de avanzadilla, por así decirlo, tenemos el mismo número de partículas que
las que comenzaron el viaje, pero mucho más repartidas (al ir creciendo el
tamaño de dicha esfera) y eso es básicamente el motivo por el cual al alejarnos
sentimos menos el calorcito, a cada centímetro de nuestra piel llegan menos
fotones. Quizá en este momento el lector considere conveniente retirarse un
momento a tomar un vaso de agua, porque los procesos cerebrales también
necesitan hidratación.
La analogía de la
fuente de calor que nos conforta menos cuanto más lejos nos encontremos de ella
plantea en términos muy simplistas la manera en que más o menos se mide la
distancia a la que está un objeto astronómico luminoso. Siguiendo con el símil,
si tomamos dos lámparas del mismo modelo y las colocamos a diferentes
distancias y medimos cuanto nos calientan, podremos comparar cuan alejados
estamos de ellas. Pero en astronomía no tenemos lámparas, sino estrellas, y su
luz es muchísimo más energética, es fundamentalmente visible.
Confío en que los
lectores sigan con el interés intacto en este punto, y que sobre todo no hayan
caído en el desánimo; en caso contrario apelo a contactar al resto de
colaboradoras para que discretamente les faciliten referencias quizá más claras
y contundentes que este texto mío tan irreverente. Y aprovecho la ocasión para
agradecer al coordinador hacerme sentir que yo soy Dumbo y que él simplemente
me ha dado la plumita.
Seguramente ya habrá
surgido la pregunta de qué tiene que ver la expansión del universo con la
distancia a objetos que nos envían su energía. Y, si no es el caso, sepa el
estimado coordinador que estoy poniendo todo mi esfuerzo de guiar el relato
para llegar a ese punto.
Le pido ahora que
imagine un panettone, de esos que de un tiempo a esta parte están ocupando en
épocas navideñas publicaciones de todos los bloggers, instagramers, twitterers,
influencers, y whateverers que nos podamos imaginar. La masa
inicialmente cruda contiene pasas con cierta separación entre sí (al menos en
la receta original). Pero al hornearla para que nos dé el sabroso bollo final,
la masa en la que están colocadas las pasas crece, haciendo que se separen unas
de otras y todas de todas, si bien las pasas no cambian de tamaño.
Si ahora piensa mi
coordinador que las pasas son las galaxias y la masa es el espacio-tiempo verá
que las posiciones con respecto a su posición inicial en la masa no han
cambiado, las que han mutado han sido las distancias relativas entre unas pasas
y otras. Y si con la paciencia que le caracteriza mi acompañante va midiendo la
distancia entre las pasas durante el proceso de horneado podrá ver como se
expande su pannetoneverso (o universo representado por un pannetone).
Es en este momento
cuando me asalta el temor de que un colaborador de mi coordinador y mío propio
me acuse de ser mala repostera por haber instado a abrir el horno antes del fin
del proceso. Y la reprimenda sería justificada, así que como el resultado no va
a depender mucho de ello, autorizo a que se realice la medida solo al final,
para que no sufran los lectores más preocupados de que salga bien el pannetone
que de aprender física. El proceso de medida entonces nos arrojaría el dato de
cuanto se han separado las pasas/galaxias, y en cuanto tiempo de
horneado/expansión ha tenido lugar esa separación.
Es ahora cuando
aprovechando que el cerebro de mi coordinador haya recibido su buen alimento en
forma de azúcar que trataré de volverle un poco (más) tarumba (aún). El motivo
no es otro que ahora conviene aclarar que los astrofísicos en realidad no usan
un cronómetro cósmico, sino una especie de cuentakilómetros. Así que, en honor
a las clases de física general que ojalá tomen esas personas a las que
consigamos inspirar con estos textos, vamos con el típico problema académico.
Si la velocidad de un
coche se mide en km/hora y sabemos que de Bilbao a Andorra hay unos 400 km, y
Google Maps nos dice que tardaremos en recorrerlos unas cuatro horas
(descontando las paradas técnicas), entonces simplemente nada más que
dividiendo la distancia entre tiempo obtendremos una razonable media de 100
km/h, que deberíamos ir viendo en nuestro cuentakilómetros durante el trayecto.
Eso básicamente hacen
los astrónomos, como quien se saca un conejo de la chistera, cosa a la que
estarán seguramente acostumbrados aquellos lectores que hayan tomado alguna que
otra lección de física en su vida. Pero, ¿cómo miden la velocidad a la que se
separa de nosotros una galaxia o una estrella que en ella habite? Pues lo hacen
usando una versión sofisticada del efecto Doppler: igual que el ruido de la
sirena de una ambulancia se hace más grave cuando se aleja, la luz de las
estrellas al alejarse se vuelve un poco más roja (o menos azul). La sorpresa
que llegó hace casi cien años con uso certero de esos datos fue que cuanto más
lejos se encuentra una estrella de nosotros más rápido se alejará, lo cual
conduce a concluir que el universo se encuentra en expansión.
El autor de tamaña
hazaña fue el archifamoso Edwin Hubble, asistido por el hoy reconocido Milton
Humason. Curiosamente, el hecho de que a día de hoy se acredite al colaborador
afroamericano de Hubble y lo chocante que se nos hacen actualmente los
numerosos retratos del famoso astrónomo fumando en pipa nos darían material
para disertar horas y horas sobre importantes cambios en nuestra sociedad sobre
los que toca ahora pasar de soslayo para ir a las preguntas importantes: ¿cuál
es el ritmo de expansión del universo?, ¿qué le ocurre a la velocidad si la
distancia se multiplica por dos o por tres o por cuatro?
La cantidad que
relaciona la velocidad de alejamiento (o recesión) y la distancia lleva el
nombre de constante de Hubble (como quizá no podía ser de otra manera) [1], y
de acuerdo con la ultimísima estimación de su valor por el equipo liderado Adam
Riess (ganador del premio Nobel) se tendría que una estrella que se encuentra a
1 megaparsec de nosotros se está alejando a 73 km/s, y una que esté al doble de
distancia se alejará al 146 km/s [2]. Aprovecho este momento (no cumbre) en mi
relato para apuntar la curiosidad de que un año-luz es a un parsec
aproximadamente lo que un pie es a un metro, por si a alguien le resulta de
utilidad esa regla mnemotécnica.
Por esta regla de
tres, quizá mi versátil e inquieto coordinador adoptando una pose de James Bond
con la mano en la mandíbula me sugiera que ha tenido un instante “ajá” y me
diga que entonces una galaxia que se encuentre a 3 megaparsec se alejará
entonces a 219 km/s. En todo esto habría que hacer un par de sutiles
correcciones, porque en el espacio-tiempo curvo nada es exactamente lo que
parece, maldito Einstein. Pero volviendo al esquema a grandes rasgos, lo
curioso es que … a medida que miras más lejos o más profundo en el
universo se ve que ese ritmo ha ido creciendo con el tiempo, es decir, que el
ritmo no era tan rápido tiempo atrás, y aún menos rápido tiempo y tiempo atrás.
Es decir, el universo se encuentra en expansión acelerada. Más adelante
arrojaré unos numeritos para dar una idea de cuál ha sido el cambio, pero para
ponerlos en contexto hace falta algo más de pedagogía.
Confío, no obstante,
en que las líneas precedentes hayan asentado la idea de que el juego radica en
medir distancias por un lado [3] y velocidades por otro. Ya hemos hecho algún
apunte muy superficial de la manera en que se hace esto, pero, como quien gira
en espiral hacia el ojo de un torbellino, vamos dando vueltas que nos ayudan a
profundizar.
El mencionado Edwin
Hubble, a quienes algunos se refieren como el marinero de las nebulosas realizó
(junto con su compaña) un formidable trabajo en esta línea. Consistió en primer
lugar en identificar dos docenas (de cierto tipo) de estrellas variables [4], y en
segundo lugar en estimar su distancia y velocidad de recesión. Al representar esas
dos magnitudes físicas encontró esa relación lineal a la que me he referido
antes, que dice que la distancia y la velocidad crecen en la misma proporción.
Para medir la
velocidad de recesión, Hubble se subió a los hombros del gigante Newton, y se
valió de la poderosa técnica llamada espectroscopía, que es básicamente una
lectura detallada de los sofisticados arco iris [5] que producen las galaxias,
las estrellas, las nubes que él llamaba nebulosas porque eran galaxias que él
veía borrosas, etc, etc, etc. Pero claro, la poesía da lo que da, y las
palabras bonitas sin contenido no enseñan física.
Entrando en honduras,
cuando un haz de luz blanca entra en contacto con la materia se producen fenómenos
de absorción y emisión de las distintas longitudes de onda que componen dicha
luz. Exactamente a la manera en que le sucede al prisma que usaba Newton. Los
distintos astros (estrellas, galaxias) producen patrones característicos y
propios, a la manera de huellas dactilares, que sirven para hacer
clasificaciones. Básicamente tendremos una sucesión de franjas de distintos
colores y anchuras. Si comparamos dos espectros y vemos que el patrón de
anchuras se repite, pero los colores aparecen un poco alterados, por ejemplo,
con los amarillos tornándose naranjas y los naranjas tornándose rojos, habremos
detectado un corrimiento al rojo [6], es decir, un aumento de la longitud y una
disminución de la frecuencia, y el objeto con más poderío del rojo se estará alejando
a mayor velocidad.
Pero no conviene
olvidar que el trabajo de Hubble tenía una segunda componente, que consistía en
adivinar la distancia a la que se encontraban esas estrellas variables, de tipo
cefeida protagonistas de ese pasado que nos suena remoto y del mucho más
cercano, en relación con la tensión de la que hablaba en el arranque.
La tortuosa cuestión
de las medidas en astronomía se basa en una cruda realidad, y es que es
prácticamente imposible hacer medidas directas. Medir la distancia a una estrella
no es como medir la longitud de un lado de tu mesa de comedor cuando quieres
comprar un mantel cuqui para taparla. En astrofísica y cosmología casi
(casi) siempre hay que recurrir a modelos físicos. Más en concreto, los usamos
para construir la escalera cósmica de distancias, una concatenación de métodos
que nos permite calcular distancias a objetos lejanos basándonos en las de
objetos intermedios, que a su vez se apoyan en las de objetos cercanos.
En la base de la
escalera se sitúa el paralaje, que es esa técnica trivial a la que podemos dar
un primer mordisco de una manera muy simple. Bastaría con situar un dedo frente
a nuestra nariz y un poco alejado, guiñar sucesivamente el ojo izquierdo y el
derecho, y observar cómo cambia la posición relativa del dedo respecto al
fondo. Perfeccionamientos al nivel de los más sofisticados recursos del
conocimiento humano ponen esa herramienta tan elemental al servicio de la
astronomía, usando recursos más valiosos como el Sol, cúmulos de galaxias, la
propia espectroscopía, etc…. (conviene recurrir con frecuencia al etc.
para ocultar la ignorancia propia). Y es una manera muy potente de medir
distancias porque no tiene en cuenta en absoluto la física que caracteriza al
astro en cuestión.
Pues bien, a pesar de
lo anterior, precisamente el poder recurrir a modelos físicos fue lo que
permitió a los pioneros de la cosmología escalar peldaños en esa escalera
cósmica de las distancias. Y, en concreto, en los niveles más bajos se
encontrarían las estrellas variables a las que recurrió Hubble. Para esbozar la
manera en que se usan podemos volver a recordar que la luz que nos llega de dos
objetos luminosos físicamente idénticos depende de su posición. La cuestión es
cómo concluir esa equivalencia o en su defecto poder cuantificar su diferencia
(en un planteamiento de punto gordo, lógicamente). Es decir, queremos (o más
bien nos conviene) estimar la luminosidad intrínseca de un tipo de estrellas,
en este caso las llamadas cefeidas. Y cuando decimos intrínseca nos referimos a
la esencial, a la que no depende de los pormenores.
La historieta que
sigue está muy alineada con la moda de la economía de KM0, porque tiene como
actores secundarios a dos galaxias enanas, muy cerquita de la nuestra (la Vía
Láctea), y que son comparativamente más ricas en gas, lo cual sugiere que
hacemos bien en llamarlas nubes. Ellas son la Pequeña y la Gran Nube de
Magallanes, y llevan el nombre de quien primero las divisó (en su famoso
viaje), aunque fuera el inmenso John Herschel el pionero que se puso en serio a
estudiarlas. En ese exótico lugar del universo se encuentran las casi 50
estrellas de tipo cefeida que identificó la icónica astrónoma Henrietta Leavitt
[7]. Avezadamente ella concluyó que dichas estrellas se encontrarían
prácticamente a la misma distancia de nosotros y, por tanto, los cambios en
luminosidad aparente serían causados por luminosidad intrínseca. Este sería
pues el primer paso para poder comparar la situación física de las distintas
cefeidas que ella observaba. A grandes rasgos cuanto más luminosa es una
cefeida más lentas son sus pulsaciones, es decir crecerá el intervalo de tiempo
que transcurre entre los instantes en los que la luminosidad alcanza el máximo y el mínimo. Conviene apuntar que esta matemática relación no es lineal, sino
que viene mediada por esa función llamada logaritmo que generalmente
causa sudores con su sola mención.
La otra pieza clave
llegó cuando Ejnar Hertszprung (el astrónomo de apellido bien conocido para los
estudiantes de astrofísica) estimó por paralaje la distancia a esas cefeidas,
casi cerrando el círculo, es decir, proporcionando los elementos para que
después llegara Hubble y diera el golpe maestro confrontando distancias y
velocidades de recesión. Pero digo que casi se cerró el círculo porque el
diablo está en los detalles, y pequeños errores pueden ser causantes de una
gran incertidumbre en la medida. Como por ejemplo el hecho de que la
clasificación hubo de afinarse muy temprano (históricamente) teniendo en cuenta
que hay dos tipos de cefeidas, nuevas y viejas. A partir de ahí fue un no parar
de incorporar más y más parámetros físicos a la relación entre periodo y
luminosidad para aumentar lo más posible la precisión en la estimación de la
luminosidad y consecuentemente la velocidad de recesión de dichas estrellas.
Y dando un salto
temporal lo suficientemente grande como para cubrir varias décadas nos
encontramos con el mítico telescopio Hubble y sus hallazgos, un portentoso
instrumento que lo mismo vale para un roto que para un descosido. Y es que,
aparte de proporcionarnos datos sin parangón para calcular la constante que
lleva su nombre, también ha realizado visitas anuales a los planetas gigantes
del sistema solar con el objetivo de explorar sus atmósferas.
Volviendo a la
cuestión de la escalera, el equipo de Adam Riess [8] ha conseguido con apenas
tres peldaños determinar que el valor de la constante de Hubble (H0) es de 73
km/s/Mpc con una incertidumbre de tan solo 1/km/s/Mpc. Esto quiere decir que
hay menos de 1 posibilidad entre 1 millón de que una fluctuación aleatoria
dentro del ruido de fondo nos dé un valor de 67 km/s/Mpc. ¿Y por qué nos preocupa ese valor
concreto y no otro? Pues simple y llanamente porque es la estimación que arroja
el otro gran contendiente, el satélite Planck [9]. Este otro actor de la física de
la expansión del universo es un explorador del cosmos más primitivo, lo que es
equivalente a decir que se vale de las señales que nos llegan de los confines
más remotos.
Ese satélite
proporciona datos exquisitos del fondo cósmico de radiación de microondas [10],
en concreto de las pequeñas fluctuaciones de un baño de radiación térmica que
obedece la ley precisamente enunciada por Max Planck y que podemos detectar
orientando una antena en cualquier dirección del espacio, y cuando digo antena,
puedo hacerlo incluso con la de la televisión de casa, aunque vaya a recoger
una imagen cochambrosa que no me sirva para hacer física. Así que volvamos al
portentoso satélite Planck y veamos qué nos cuenta respecto a la constante de
Hubble.
En el universo
primitivo, dominado por materia y radiación, la pugna entre ambas dejaría atrás
un patrón único en la energía de los fotones que se liberaron de participar en
el campeonato de billar que suponía chocar una y otra vez con los átomos, esos
fotones que una vez finalizada su esclavitud llegaron a nosotros apenas sin
obstáculos, tan solo acaso pasar rozando alguna galaxia que otra y desviarse un
poco por la atracción gravitatoria. En ese universo primitivo, la materia
atraería más materia, calentándola por el aumento de densidad y contribuyendo a
más radiación, que con su presión característica actuaría precisamente en el
sentido contrario, diluyendo esa densidad. Explorando coincidencias o discrepancias
en distintos puntos de la esfera celeste a razón de sus distancias (medidas en
ángulos) se puede construir una curva sinuosa que mágicamente nos informa entre
otras cosas del ritmo de expansión del universo actual. No voy a entrar, no
obstante, en las características de esa curva porque corro el peligro de
pillarme los dedos, y pillármelos tan fuerte que me lleven al cuarto de
socorro, y no es plan con lo mal que está ahora la atención primaria.
Esa física de la
radiación de fondo que he explicado de forma tan burda nos informa de la
cantidad de materia (sobre todo en sus formas más abundantes) en el universo
primitivo, y nos proporciona esa información a través de unos fotones que
viajan durante billones de años hasta llegar a nosotros, a través de un
universo que no ha estado quieto, sino expandiéndose. Para atar esos dos cabos,
lo de antes y lo de ahora recurrimos a las ecuaciones de Einstein, que nos
dirían cómo habría sido esa evolución de acuerdo con ese contenido, es decir,
esa fuente de curvatura espacio-temporal. O más bien, estamos haciendo una
extrapolación fortísima, al menos en el plano de las distancias y los tiempos.
Por otro lado, medidas independientes y complementarias nos dicen que la medida
de las proporciones de materia que arrojan esos datos son exquisitas. El
problema es que las medidas de cantidad de materia y de ritmo de expansión
están muy atadas la una a la otra, así como al resto de piezas que necesitamos
para reconstruir el puzzle, un pequeño error en una se propaga en los otros,
como el famoso efecto mariposa. Es por eso que hay que tratar con cautela la
estimación del valor de la expansión que se obtiene de esos datos.
Pero los problemas
que acarrea la incertidumbre no son ajenos a las medidas locales, a las que
hemos dicho que se hacen con las cefeidas. En realidad, es algo inevitable en
cualquier medida física. Para entenderlo con una pequeña analogía podemos
pararnos a pensar en la manera en que mediríamos la alfombra de nuestro
salón-comedor. ¿Usaríamos una cinta métrica o iríamos palmo a palmo? La
experiencia nos dice que justamente es el primer método el más certero, porque
parece obvio que hay que atinar mucho al desplazar la mano para colocarla justo
donde estaba el final de la mano en la medida previa.
Es por eso
fundamental asentarnos muy bien en cada peldaño de la escalera cósmica de
distancias antes de atacar el siguiente, lo que se traduce en que, a ser
posible, es conveniente estimar por varios métodos independientes las
distancias a los objetos astronómicos que conforman cada peldaño. En el primero
tenemos tres solistas y un coro. A saber, el coro serían las cefeidas de la
mismita Vía Láctea, y los solistas la Gran Nube de Magallanes, Andrómeda, y la
galaxia NGC 4258, Distintas técnicas se van combinando para ajustar en la
medida de lo posible y sin contaminaciones cruzadas las distancias a esos
objetos, o más bien las cefeidas que en ellos se hallen. Aparte de usar la
técnica de periodo-luminosidad también se usan paralajes casi al estilo
clásico, medidos con otro bonito telescopio satelital (GAIA) u alternativas
menos usuales, como explotar espectroscópicamente la presencia de un máser [11,
12] (la versión microondas de un láser) en esa galaxia antes referida y que aún
no tiene un nombre bonito. El segundo escalón incluye datos de explosiones de
supernovas, fenómenos raros y transitorios con una luminosidad que asciende y
desciende de forma muy determinada y que fueron claves en mostrar la expansión
acelerada del universo. Precisamente la disminución de la incertidumbre viene
del aumento de objetos en este tramo. El tercer escalón solo incluye
supernovas, que también ejercen su influencia en cierta medida, porque es un
rango suficientemente lejano para que ya los efectos de la teoría de la
relatividad, o de la curvatura del espacio-tiempo vayan notándose.
A nivel teórico somos
muchos los que nos devanamos los sesos jugueteando con las ecuaciones de esa
teoría a la que me acabo de referir, y que nos pone de nuevo en contacto con la
idea de que para estimar bien el valor de H0 tenemos que conocer la composición
del universo. Si pensamos en la materia y la energía oscuras, sus componentes
dominantes como los nutrientes de ese universo que ha crecido, podemos hacer
una analogía muy básica, que es aquella de la importancia de la alimentación en
el desarrollo de nuestros niños y niñas. Dicen los que saben que la escasez o
la mala calidad de los alimentos tiene un impacto negativo en su crecimiento y
parece por ello entonces obvio que las alteraciones en el suministro de energía
y materia oscuras en el universo han influido en la diferencia entre la
separación entre sus galaxias entre diferentes épocas, o sea, la medida del
cambio de estatura de nuestra criatura a lo largo de su crecimiento.
Resumiendo una vez
más, y entendiendo que “esta gente sabe lo que se trae entre manos”, parecería
que la pugna entre los datos de Planck y los de Hubble es como elegir entre
Lionel Messi y Cristiano Ronaldo, argumentos a favor de uno y de otro. Pero
igual que no faltan candidatos al trono del fútbol mundial, que si los Haaland,
los Mbappé, los Donnaruma, también encontramos en cosmología posibles
reemplazos. En realidad, en este caso tenemos una alternativa conciliadora
[13], por así decirlo, los recientes datos de la puntita de la rama de las
gigantes rojas, es decir, el conjunto de las estrellas más brillantes dentro de
esa caracterización (gigantes y rojas). El dato que sugieren cae entre los dos
extremos, 69.6 ± 2.5 km/s/Mpc, y se puede argumentar que se debe en parte a que
la física de esas estrellas se conoce con más precisión, recordemos la
dependencia del modelo subyacente. Hay quien insiste en errores sistemáticos en
el tratamiento numérico [14], hay quien apela con deliberada ambigüedad a que
haya física inexplorada, y hay quien sufre en silencio viendo el modelo que la
gente de Hubble usa para adentrarse en la zona einsteniana. Hay también quien
usa otro tipo de estudios astrofísicos completamente distintos, por ejemplo las
lentes gravitacionales, para acabar ofreciendo apoyo a un bando u otro.
Claramente, esta
contienda en torno al valor de la expansión del universo no se va a resolver en
dos tardes tontas, aunque espero que robe la denominación de “debate del siglo”
a aquel que aconteció entre Zizek y Peterson. Y anhelo también que uno de los
que más contribuya a disipar el misterio sea el singular telescopio espacial
James Webb, con sus excelentes capacidades infrarrojas, el cual en el momento
de escribir estas líneas no hace más que un telediario de noche que llegó a su
definitivo hogar, el punto de Lagrange L2. Y desde ese punto privilegiado del
universo desde nuestra visión antropocéntrica nos llenará de conocimiento sin
precedentes no solo a través de las incógnitas más traicioneras del universo a
gran escala, sino quizá de otras filosóficamente más relevantes, ¿hay algún
lugar en el Universo susceptible de acoger vidas que se hagan este tipo de
preguntas o quizá otras de otro calibre?
Referencias:
[1] https://www.emis.de/journals/LRG/Articles/lrr-2015-2/articlese4.html
[3] https://kids.frontiersin.org/articles/10.3389/frym.2019.00142
[4] https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/variable-stars-one-key-to-cosmic-distances/
[5] https://hubblesite.org/contents/articles/spectroscopy-reading-the-rainbow
[6] http://astro.wku.edu/astr106/Hubble_intro.html
[7] https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_cepheids.html
[8] https://inspirehep.net/literature/1986964
[9] https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2020/09/aa33910-18/aa33910-18.html
[10] https://briankoberlein.com/blog/three-peaks-big-bang/
[11] https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/Masers
[12] https://einstein.stanford.edu/content/faqs/maser.html
[13] https://arxiv.org/abs/2002.01550
[14] https://francis.naukas.com/2022/01/10/el-problema-de-la-constante-de-hubble-se-refuerza/
Doctora en Física.
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