La expansión acelerada del universo se cree que está causada por un nuevo fenómeno, la energía oscura, o tal vez requiera de una modificación de la teoría de la gravedad tal y como la conocemos. Sabemos poco sobre la naturaleza fundamental de la energía oscura: ¿es constante o cambia en el tiempo? DES observará miles de supernovas y cientos de millones de galaxias para medir o constreñir el valor de los cambios que ha sufrido la energía oscura a lo largo del tiempo.
El Universo se aleja
Durante más de 13 mil millones de años, el universo ha estado en expansión. La primera evidencia de la misma provino de la obra de Edwin Hubble, Vesto Slipher y otros en la década de 1920, cuando estudiaron las distancias y los movimientos de las galaxias a unos pocos millones de años-luz de distancia. Encontraron que cuanto más lejanas estaban las galaxias, más rápido se alejaban de nosotros, con la velocidad de alejamiento proporcional a la distancia. Esta relación, conocida como la ley de Hubble de la recesión, es universal: todas las galaxias a lo largo y ancho del universo se están distanciando unas de otras con una velocidad proporcional a la distancia entre ellas, es decir, el universo se está expandiendo.
La expansión puede ser visualizada imaginando una lámina de caucho con una rejilla cuadrada impresa en ella, con galaxias ocupando puntos en la cuadrícula. A medida que la hoja se extiende con la expansión, el tamaño de los cuadrados de esta rejilla crece. Como resultado, dos puntos cualesquiera fijos en la lámina se alejarán entre sí con una velocidad relativa que es proporcional a la distancia entre ellos. Con el tiempo, hay más y más espacio entre las galaxias.
Otra visualización se presenta en la Figura 1, que muestra toda la historia del universo, desde el momento del Big Bang (izquierda) hasta la actualidad (a la derecha). Cuando observamos las profundidades el universo, estamos rebuscando en su pasado. El tamaño vertical del cono proporciona una escala del tamaño relativo del universo observable desde nuestro punto de vista situado a la derecha de la figura.
Figura 1: Línea temporal del Universo. Imagen: equipo científico de NASA/WMAP.
Mientras que la expansión cósmica aumenta las distancias entre las galaxias, éstas aún sienten la atracción gravitatoria: tiran unas hacia las otras, mientras que la expansión sigue teniendo lugar. Por lo tanto, las galaxias y grupos de galaxias pueden permanecer como objetos gravitacionalmente ligados pese a la expansión global. La Figura 1 muestra también cómo las estrellas, gas, polvo y materia oscura finalmente se aglomeran en las galaxias y las galaxias en estructuras aún más grandes de la red cósmica (véase la Figura 4).
Figura 2: El tejido del espacio-tiempo queda deformado por cualquier objeto con masa. Cuanto mayor es ésta, mayor es la curvatura del espacio-tiempo.
A principios del siglo XX, Albert Einstein sentó las bases para la cosmología moderna mediante la formulación de su teoría de la gravedad, la relatividad general: la curvatura del espacio-tiempo le dicta a la masa y a la energía (incluyendo la luz y las partículas de la materia) cómo moverse, mientras que la masa y la energía dicen al espacio-tiempo cómo curvarse. Esto significa que cualquier cosa que tenga masa (o energía) deforma el espacio-tiempo, aunque sólo ligeramente y a su vez, el espacio-tiempo deformado va a cambiar las trayectorias de las partículas que viajan a través de él.
Aplicada al universo como un todo, la teoría de Einstein relaciona la tasa de expansión cósmica con el contenido de masa-energía de toda la materia en el universo. Dado que las galaxias sienten el tirón gravitatorio de sus vecinos, cabría esperar de ellos que con el paso del tiempo fueran frenando la expansión. Si no hubiera suficiente materia en el universo, la curvatura del espacio-tiempo sería lo suficientemente fuerte como para revertir finalmente la expansión, lo que lleva a un gran colapso en el que todo se derrumba a un punto infinitamente denso. A lo largo del siglo XX, los cosmólogos intentaron medir la densidad de la materia en el universo y la tasa de desaceleración de la expansión, con el fin de responder a la pregunta de si el universo se expandiría para siempre o colapsaría.
Esta situación cambió en 1998, con el descubrimiento hecho por dos equipos de astrónomos que estudiaban supernovas en galaxias distantes. Determinaron que la expansión del universo en lugar de estar desacelerando, ¡se aceleraba! Un tipo particular de supernova, llamada de tipo Ia, alcanza su máximo brillo (comparable con el brillo de una galaxia entera) de dos a tres semanas después de la explosión y luego se desvanece en unos pocos meses. Las supernovas de tipo Ia tienen la notable propiedad de que, después de considerar las diferencias en sus colores y las tasas a las que se desvanecen, todos ellos tienen casi el mismo brillo máximo intrínseco. Para este tipo de “candelas estándar” la medición de lo brillantes que aparecen ante nosotros nos dice lo lejos que están y por lo tanto más o menos el tiempo que le ha llevado a su luz en llegar hasta nosotros. Los dos equipos de astrónomos encontraron que las supernovas que explotaron cuando el universo tenía aproximadamente dos tercios de su tamaño actual apareció alrededor del 25% más débil que lo que se esperaría si la expansión se desacelera (ver Fig. 4). Este descubrimiento de la aceleración cósmica fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 2011.
Figure 3: El diagrama de supernovas de Hubble muestra los brillos de las supernovas (eje vertical) frente al tamaño del Universo (eje horizontal). La región azul muestra modelos para universos en los que la expansión se está frenando. Las supernovas medidas a finales de los ‘90 son más débiles (y por tanto, se hallan más lejos) de lo esperado para un universo que se encuentra en deceleración, es decir, sin energía oscura.
Dado que la materia ordinaria provocaría la reducción de la velocidad de expansión, la aceleración cósmica nos obliga a plantear una nueva forma invisible de energía en el universo – ahora llamada energía oscura – que tendría la extraña propiedad de dar lugar a una repulsión gravitatoria en lugar de una atracción. Nuestra imagen actual de cómo han sucedido las cosas es que, durante gran parte de la historia cósmica, la materia ha predominado sobre la energía oscura y la expansión de hecho se estaba frenando, lo que ha permitido la formación de galaxias y estructuras a gran escala como se ha indicado anteriormente en la Fig. 1. Sin embargo, hace varios millones de años, la densidad de materia se diluyó lo suficiente para que la energía oscura se convirtiera en el componente dominante del universo, y la expansión pisó el pedal del acelerador.
Figura 4: Mapa bidimensional de la distribución a gran escala observada por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La Vía Láctea (nuestra galaxia) se halla en el centro de este diagrama. Las regiones con un color más rojizo contienen una densidad de galaxias mayor; las regiones con un color más verdoso menor densidad y las regiones más oscuras no tienen galaxias. La estructura filamentosa que se evidencia con este mapa se conoce como la “telaraña cósmica”. Imagen: Sloan Digital Sky Survey
A la vuelta del milenio, esta imagen se vio reforzada por los mapas de la distribución espacial a gran escala de las galaxias, como se muestra en la Fig. 4 , y observaciones de la radiación cósmica del fondo de microondas (CMB). Las medidas del CMB mostraron que la geometría espacial del universo es plana o euclidiana: dos rayos de luz emitidos en paralelo permanecen para siempre en paralelo, lo cual no es el caso si la geometría fuese curva. Esto determina la densidad de energía total del universo. Por el contrario, los mapas de galaxias indican que la densidad de materia en el universo es sólo alrededor del 30 % del total, por lo que debe haber otro componente invisible que conforma el 70 % restante. Este déficit se ajusta perfectamente a la cantidad de energía oscura debería estar allí de acuerdo con las observaciones de supernovas.
Figure 5: Distribución del contenido energético del Universo; Imagen : Wikipedia
La mayor parte de la masa en el universo proviene de la “materia oscura”, que no emite luz ni interactúa directamente ella. La materia oscura interactúa a través de la gravedad y como mucho a través de la llamada interacción nuclear débil con otras partículas. La composición total de la energía cósmica es de alrededor del 25 % de materia oscura, 5 % “bariónica” o materia “ordinaria” que compuesta por átomos, y alrededor del 70 % de energía oscura ( véase la Figura 5 ).
Todavía no sabemos lo que constituye la mayor parte de la energía en el universo . Esto hace que la energía oscura sea uno de los mayores misterios de la cosmología moderna (tal vez de toda la ciencia), y el foco de muchos experimentos y cartografiados cósmicos, posiblemente durante varios años más.
¿Qué podría ser la energía oscura?
Figura 6: La constante cosmológica, “lambda.”
Una explicación es que la energía oscura es la energía intrínseca del vacío. Los científicos a menudo se refieren a esto como la “constante cosmológica” – representada por la letra griega, Λ ( “lambda”), ¡que es la misma constante propuesta por Einstein hace un siglo! En esta teoría, la energía de vacío se comporta como una fuente de presión negativa que acelera la expansión cósmica. La energía del vacío sería constante en todo el espacio y el tiempo.
Sin embargo, ¿qué pasaría si la densidad de energía oscura cambia con el tiempo? Esta es la pregunta que muchos proyectos de cosmología como DES, tratan de responder.
Una posibilidad para un modelo de energía oscura que cambie con el tiempo es un nuevo campo que impregnaría el Universo y que es en esencia un “primo” mucho más ligero del asociado al bosón de Higgs descubierto en 2012 (esta idea a veces se denomina “quintaesencia”). En estos modelos, la densidad de la energía oscura disminuiría lentamente con el tiempo. Una posibilidad más exótica aún sería si la densidad de la energía oscura crece con el tiempo; esto a la larga resultaría en un “Gran Desgarro”, en el que la repulsión gravitatoria de la energía oscura crecería tanto como para destrozar las galaxias, las estrellas e incluso los átomos (ver Figura 7).
Figura 7: Las consecuencias de distintos modelos de energía oscura. De dónde proviene. Imagen: NASA.
¿Cómo puede ayudarnos DES en este misterio?
Figura 8: El telescopio Blanco en el Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), entre las trazas dejadas por las estrellas. Foto: Reidar Hahn, Fermilab
El Dark Energy Survey está utilizando cuatro pruebas o medidas, todas observadas a través de un único instrumento, para estudiar la aceleración cósmica con una exactitud y precisión sin precedentes.
A finales del siglo XX llegó la era de la cosmología de “precisión”, en el que se buscó un mayor número de objetos celestes (estrellas, galaxias, supernovas, etc.) para nuestras mediciones y análisis. El siglo XXI está generando la era de la cosmología ‘exacta’. Es decir, estamos realizando nuestras observaciones y análisis vez con mayor especificidad, reduciendo el efecto de las incertidumbres sistemáticas en nuestras medidas.
Para saber que existe la energía oscura, medimos las estructuras dentro del universo (por ejemplo, las galaxias y cúmulos de galaxias), la geometría del universo (por ejemplo, el fondo cósmico de microondas) y la tasa de expansión del universo (con supernovas). En el
DES utilizará cuatro pruebas de estos fenómenos para medir los efectos de la energía oscura en la historia de la expansión del universo y en el crecimiento de las estructuras. Observaremos miles de supernovas, más que cualquier otro proyecto en la historia: esto revelaría la historia de la expansión del universo. El uso del efecto de lente gravitacional débil y de los cúmulos de galaxias, nos permitirán aprender acerca de la formación de la estructura y la cantidad de materia en el universo. Por último, se mide la distribución de galaxias a través del cosmos a través de la detección de las llamadas oscilaciones acústicas bariónicas: esto es similar a las medidas realizadas de la geometría cósmica con el CMB, pero que en DES utilizará galaxias.