Todos sabemos que el universo tuvo un comienzo,
cuando cobró vida, hace 13.800 millones de años,
creando el vasto cosmos que vemos hoy en día.
Ahora que hemos descubierto su origen,
nos enfrentamos a otra pregunta fundamental.
Si el universo tuvo un comienzo, un nacimiento,
¿significa eso que tendrá un final
o que seguirá existiendo para toda la eternidad?
Para nosotros, los mortales humanos,
el destino del universo
es una pregunta que llevamos impresa en nuestra psiquis.
Intentar contestarla ha impulsado una revolución increíble
de nuestro entendimiento del cosmos.
Pero en los últimos años, se ha revelado un universo
más extraño de lo que podríamos haber imaginado...
...y hemos comenzado a vivir un momento increíble para la ciencia.
Es el último giro en una trama que se remonta a más de 100 años.
Los experimentos y descubrimientos clave de esa época...
Aquí está.
Exactamente donde lo predijo Hoyle.
...nos han acercado más de lo que cualquiera creyera posible
al descubrimiento del destino final del universo.
2. EL FIN
El inmenso tamaño del universo es realmente impactante.
¿Cómo puede predecirse el futuro de algo tan vasto,
tan complejo
e inmensamente más grande que nosotros?
Desde que comenzamos a hacernos esta pregunta,
la respuesta ha rondado una idea muy simple.
Si pudiéramos trazar, observar y entender los cambios en el universo,
su evolución hasta el presente, desde sus ancestrales comienzos,
podríamos extrapolar esa información hacia el futuro
y predecir su evolución final.
Desafortunadamente, hay una falla en el plan.
Y es que el universo opera en escalas de tiempo
de millones y miles de millones de años.
Nosotros, no.
Para entender la mecánica del universo,
necesitamos ver más allá de la esperanza de vida humana.
Y en este caso, parece
que la inmensa escala del universo puede utilizarse como una ventaja.
El universo es tan vasto,
que la luz que vemos en los objetos del cielo nocturno
ha tardado miles de millones de años en llegar a la tierra.
Cuando miramos hacia arriba, vemos hacia atrás en el tiempo,
como si fuera un registro de la historia del universo.
El problema es que no es más que una fotografía.
Una sola compleja y confusa fotografía de toda su historia.
Es como tomar todas las palabras de un libro,
desordenarlas y ubicarlas todas juntas en una sola página.
La clave es reordenar la historia.
Aprender a leerla. Reconocer lo que realmente sucede.
Los astrónomos descubrieron que las estrellas podrían ayudarlos.
Si los científicos pudieran discernir los cambios en las estrellas
y su evolución en el tiempo,
podrían comenzar a entender la historia
de los cambios en el universo,
las primeras pistas de lo que el futuro podría depararnos.
Pero tendríamos que esperar hasta mediados del siglo XX para saber la respuesta.
Descubrir los secretos de las estrellas
requeriría de un momento de genialidad de este hombre: Fred Hoyle.
Hoyle era un matemático y físico brillante,
uno de los más grandes de su época.
Era creativo y con teorías arriesgadas.
Y más allá de todo, amaba los problemas,
las complicaciones que le permitieran dejar su marca al resolverlos.
Y en los años 40 encontró uno de los problemas más grandes.
Hoyle quería saber de dónde venían los elementos.
El universo, al principio, no era más que hidrógeno y helio,
los elementos más simples y livianos.
Pero sabemos que eso cambió.
Miren a su alrededor. No vivimos en un mundo simple.
Estamos rodeados de complejidad,
creada de los elementos pesados, como el oxígeno que respiramos
y el hierro en nuestra sangre
y, por supuesto, el carbón en los árboles y en cada célula de mi cuerpo.
Nadie podía unir ambas partes.
Cómo el universo pasó de ser tan simple al principio
a ser todo esto.
Este fue el problema que Hoyle quiso resolver.
Hoyle entendía que la fusión nuclear contenía la respuesta.
En la fusión nuclear,
los elementos más livianos se fusionan para crear otros más complejos.
Ya se sabía que eso sucedía en el núcleo de las estrellas,
donde el hidrógeno se fusionaba para crear el más complejo helio.
Hoyle se preguntó cómo podría ir más lejos.
Cómo el núcleo del helio podría fusionarse en elementos más pesados.
Es una idea muy simple.
Este es el núcleo del helio.
Si pudieran unificar dos núcleos,
obtendrían berilio,
que contiene un núcleo más complejo y pesado.
Entonces, si agregamos un tercer núcleo de helio, obtendremos carbono.
Pueden seguir sumando y aumentando para lograr elementos más pesados.
Parece la solución perfecta,
pero hay una buena razón para que la formación del carbono
y de los demás elementos siguiera siendo un gran misterio.
El problema era que la física del proceso no funcionaba.
Los cálculos demostraban que tres núcleos de helio no podían unirse.
El núcleo del carbono que formaban era inestable y se degradaba.
Si se separaba como carbono,
no había posibilidad de crear elementos más pesados.
Era un camino sin salida.
Con mucha testarudez,
Hoyle resolvió el problema prediciendo un nuevo estado del carbono.
Hoyle dio un salto de fe.
Decidió que si tres núcleos de helio podían unirse dentro de una estrella,
crearían el átomo de carbono con más energía que la usual.
En ese estado especial,
podría quedar intacto el tiempo suficiente para volverse estable.
Así, si las estrellas generan carbón, el problema estaba resuelto.
Si tenía razón, entonces, Hoyle habría resuelto el misterio.
Los elementos se creaban en el centro de las estrellas.
Pero había más en juego que solo eso.
Hoyle se dio cuenta de que su teoría revelaba cómo las estrellas cambiaban.
Y como el universo que vemos está construido por estrellas,
esta sería una herramienta poderosa para predecir el futuro del universo.
Eso es...
Los astrónomos ya agrupaban las estrellas
basándose en su tamaño, color y brillo,
asignándoles su lugar
en lo que se conoció como el diagrama de Hertzsprung-Russell.
Este es el diagrama que crearon.
Aquí están el brillo y tamaño,
desde las más brillantes y grandes, hasta las más pequeñas y oscuras.
Y hacia allí, tenemos el color y la temperatura.
De estrellas calientes y azules, hasta las más frías y rojizas.
La mayoría de las estrellas medianas
siguen la diagonal en el centro del diagrama,
con unas gigantes luminosas arriba y otras enanas pequeñas más abajo.
Los astrónomos veían el patrón,
pero no pudieron descubrir su significado
hasta que Hoyle y su teoría
cambiaron de manera radical la forma de estudiar el diagrama,
una manera que revelaría el ciclo de vida de las estrellas.
Usemos nuestro sol como ejemplo.
Por ahora, está dispuesto en el medio del diagrama,
quemando, felizmente, hidrógeno para convertirlo en helio.
Pero si Hoyle tenía razón, cuando su hidrógeno se acabara,
comenzaría a fusionar el helio para crear elementos más pesados.
En ese momento, una transformación dramática tiene lugar,
porque en lugar de moverse por el diagrama en esta dirección,
aumenta varias veces su tamaño
y se desplaza hasta el sector de las gigantes rojas.
En esa fase, comienza a quemar helio para crear elementos más pesados
hasta que comienza a producir carbono.
En ese momento, cuando se acaba su combustible nuclear,
pasa por su última transformación.
La mayor parte de su capa externa se desprende
y deja atrás un cilindro blanco pequeño que vive aquí, con las enanas blancas.
Todas las estrellas siguen su propia ruta a través del diagrama.
La teoría de Hoyle permitió entender la evolución de cada estrella,
guiada por la combustión de una nueva fase en la formación de elementos.
Esa era la respuesta al misterio de los elementos pesados,
la clave para entender el ciclo de vida de las estrellas
y una ventana al futuro del universo.
Todo gracias al nuevo estado del carbono de Hoyle.
Solo había un pequeño problema.
Nadie había visto ni detectado nunca la forma especial del carbono de Hoyle.
Ni en el delator espectro de las estrellas ni en la misma Tierra.
Ni siquiera en un experimento de laboratorio.
Hasta dónde sabíamos, no existía.
Y sin esa forma especial del carbono, toda la teoría se venía abajo.
Lo que sucedió luego es el testimonio de la genialidad de Hoyle
y de su obstinación y autoconfianza.
En los años 50,
Hoyle se unió al Instituto Tecnológico de Califonia, Caltech,
que tenía uno de los pocos aceleradores de partículas
en ese entonces, muy parecido a este.
Hoyle quería usar el acelerador para crear su carbono de alta energía.
ACELERADOR CICLOTRÓNICO MC40: BIRMINGHAM
Ellos no tenían demasiadas ganas.
Era un británico desconocido que intentaría usar su máquina nueva
para buscar algo que él mismo había inventado.
Al igual que Hoyle, soy un teórico.
La física experimental es un mundo distinto
y un área de estudio totalmente diferente.
Pero Hoyle tenía la confianza y el coraje
para entrar al laboratorio y decirle al director de las instalaciones,
sin siquiera pedirle permiso,
que abandonaran sus estudios actuales
en favor de llevar a cabo un difícil experimento
para buscar algo que nadie creía que existiera.
Estoy seguro de que yo no habría sido tan valiente.
Hoyle siguió insistiendo,
argumentando que sería un descubrimiento importante y famoso.
Al final, aceptaron. La búsqueda había comenzado.
Hoy recrearé ese experimento.
El plan era bombardear un elemento con un rayo de partículas
para intentar recrear ese estado del carbono.
Hoy tengo conmigo a mis propios colegas de laboratorio,
Tzany y Robin, para que me asistan.
El objetivo se ubicará en el centro de la cámara de reacción.
Ellos buscaban una señal específica
que aparecería en los detectores.
Si ese estado del carbono existía realmente,
entonces, Hoyle predijo que aparecería como un alza de energía
de 7,7 millones de electronvoltios.
Es la huella digital de este estado especial del carbono.
Buscaremos la misma alza de energía.
Es hora de sellar la cámara,
cerrar las compuertas de radiación
y ver por nuestra cuenta lo que sucedió.
Bien, este es el panel de control y me han dejado a mí, un teórico,
como encargado.
Lo primero será encender el rayo...
Luego, apuntarlo al objetivo.
Partículas con carga golpean al objetivo.
En los 50, fue el momento de la verdad para Hoyle.
La información comenzará a llegar
y este es el monitor que tendremos que mirar.
Si Hoyle estaba en lo cierto,
verían el estado excitado del carbono a esta medida de energía.
7,7 ENERGÍA (EN MILLONES) ELECTRONVOLTIOS
Esperarían ver un alza de energía en ese punto.
Y allí está.
Exactamente donde lo predijo Hoyle.
Cuando este experimento se realizó, hace unos 60 años,
se quedaron atónitos de ver que Hoyle estaba en lo cierto.
Es increíble pensar que primero realizó la parte teórica
y luego convenció a sus colegas de hacer el experimento y tenía razón.
Y también estuvo en lo cierto acerca de la fama.
El director del laboratorio
recibió el premio Nobel por el descubrimiento.
Hoyle, sin embargo, no recibió nada.
RESEÑA DE LA FÍSICA MODERNA
Publicaron sus descubrimientos en uno de los más famosos
y reconocidos documentos científicos.
En la tapa del documento,
los autores pusieron una cita apropiada de El rey Lear, de Shakespeare:
"Son las estrellas sobre nosotros que gobiernan nuestro estado".
Fue la confirmación de ese estado del carbono
la que probó que es dentro de las estrellas
donde se producen los elementos que crean el mundo a nuestro alrededor,
incluyéndonos a nosotros mismos.
Y con ese descubrimiento
logramos un entendimiento profundo del ciclo de vida de las estrellas.
Pudimos comenzar a entender los cambios en el universo,
presentes y futuros.
Fue el comienzo de la extrapolación hacia el futuro
y lo que generó una predicción muy clara del final de universo.
El hidrógeno y el helio formaron las primeras estrellas,
elementos que son consumidos a medida que las estrellas envejecen,
creando los elementos más pesados durante ese proceso.
La conclusión lógica era perturbadora.
Luego de un período de tiempo inimaginablemente largo,
las estrellas consumirían el hidrógeno y helio existente.
No se formarían más estrellas
y las existentes se quedarían sin combustible y morirían.
El universo quedaría a oscuras.
Llevándose todo lo esencial para mí y para ustedes,
la luz y la vida creada por las estrellas,
el universo llegaría a su fin.
Pero había una alternativa, un destino diferente
y que ocurriría mucho antes de que las estrellas murieran.
Un destino que involucra una fuerza fundamental en el universo:
la gravedad.
El potencial de la gravedad para definir el destino del universo
fue descubierto por uno de los héroes anónimos de la ciencia:
Vesto Slipher.
Sin ser famoso, sus medidas vanguardistas
transformaron la comprensión del universo.
A principios del siglo XX, la astronomía estaba en su apogeo,
con telescopios cada vez más poderosos apuntando al firmamento.
Uno de los objetivos más importantes de la época eran las nebulosas.
Las nebulosas son parches y remolinos de luz, observables entre las estrellas.
No se sabía mucho entonces sobre esos objetos.
Los astrónomos se esforzaban por descubrir todo lo posible sobre ellas.
Slipher estaba obsesionado con un aspecto en particular.
Su movimiento.
Y como objeto de estudio, eligió a la más famosa: Andrómeda.
OBSERVATORIO UCL: LONDRES
Slipher quería ser el primero en medir la velocidad de su movimiento.
El problema era que el suyo no era el mejor telescopio
ni estaba cerca de serlo.
Pero Slipher tenía una ventaja sobre sus oponentes.
Era un astrónomo extraordinario.
Este telescopio es del mismo tamaño que el de Slipher.
Tiene un espejo de 60 cm.
Pero a Slipher le habría encantado tener algo como esto en sus manos.
Verán, él necesitaba conseguir un espectro.
Eso significa dividir la luz de la nebulosa
en diferentes longitudes de onda
para cada color que la forma.
Él habría usado algo como esto, una red de difracción.
Pueden ver cómo refleja esta luz
y me muestra todos los colores del arcoíris.
Lo que preocupaba a Slipher era recolectar la luz suficiente
para darle un espectro útil
y las nebulosas son apenas visibles.
Temía que conseguir suficiente luz con su telescopio
sería una tarea imposible.
Tal vez tengan el mismo tamaño,
pero este telescopio moderno puede capturar el espectro de Andrómeda
en cuestión de minutos.
Con su telescopio,
Slipher necesitó 14 horas para producir un solo espectro,
dos días de esfuerzo descomunal.
Siete horas por noche de ajustar el telescopio constantemente
para mantenerlo apuntando a Andrómeda.
Slipher quería saber cómo se movía Andrómeda,
y para eso, no solo necesitaba el espectro de luz de Andrómeda,
sino también sus líneas de absorción.
Estos son vacíos pequeños en el espectro. Como este.
Estas líneas de absorción deberían permanecer en el mismo lugar
si la fuente no se moviera.
Si se mueven hacia la derecha, hacia el lado rojo del espectro,
significa que la fuente se aleja de nosotros.
Si se movieran hacia la izquierda, hacia el lado azul del espectro,
significaría que la fuente se mueve hacia nosotros. Un corrimiento al azul.
Pues, bien. Luego de observar durante dos días,
Slipher estaba listo para revelar su fotografía.
No obtuvo algo tan claro y hermoso como esto,
obtuvo esto otro.
Está agrandada,
la original era mucho más pequeña.
Y tampoco son estas líneas de arriba ni de abajo.
En realidad, lo que consiguió era esta pequeña mancha del medio.
Ese era el espectro de Andrómeda.
Podrían pensar que falló,
que nada puede descubrirse de algo así.
En realidad, no solo logró una lectura importante,
sino que demostró que Andrómeda tenía un claro corrimiento hacia el azul,
que se movía hacia nosotros.
De hecho, determinó que se movía
a una velocidad de 300 kilómetros por segundo,
que concuerda con los cálculos actuales.
Slipher había logrado medir,
por primera vez, la velocidad de una nebulosa.
Su habilidad y tenacidad pudieron más que las limitaciones de su telescopio.
Cuando Slipher presentó sus descubrimientos en 1914,
recibió una ovación de pie.
Es fácil olvidar lo importante que la gente como Slipher es
y que los descubrimientos más grandes de la ciencia
no siempre son grandes ideas o teorías hermosas.
Normalmente, son hechos por gente
de muchísima habilidad para observar y medir el mundo natural.
Ahora sabemos que la nebulosa de Andrómeda es, en realidad, una galaxia
como la nuestra, la Vía Láctea.
Y el movimiento de Andrómeda revela
que la gravedad puede moldear el destino del universo.
Desde que nació, con el Big Bang, el universo se ha estado expandiendo.
Como resultado, las galaxias se alejan las unas de las otras.
En su creación,
lo mismo sucedió con Andrómeda y la Vía Láctea,
hasta que la gravedad comenzó a trabajar y derrotó a esa expansión.
Es la gravedad la que hace que Andrómeda y la Vía Láctea
se acerquen, sin remedio, la una a la otra.
La pregunta es:
Si puede realizar semejante truco en nuestro pequeño sector del universo,
¿puede hacer lo mismo a través del vasto espacio del universo?
Si la gravedad contrarresta la expansión, entonces, antes de que las estrellas
consuman su combustible, el universo colapsaría sobre sí mismo.
El universo terminará en una gran colapso.
Si la gravedad fallara, el universo continuaría expandiéndose
mucho después de que la última estrella haya muerto.
Todo depende de un factor
predicho por Einstein en su Teoría General de la Relatividad.
Usando la relatividad general se descubrió
que hay dos futuros posibles y distintos para el universo.
Incluso lograron calcular un número
que marcaría los límites entre esas dos posibilidades.
Se lo llamó la densidad crítica.
La densidad crítica era un límite
basado en la cantidad de materia y energía,
en la cantidad de cosas que hay en el universo.
Si el total superaba la densidad crítica,
entonces, la gravedad arrastraría al universo sobre sí mismo
hacia la gran crisis.
Si el total era menor a la densidad crítica,
la expansión del universo continuaría eternamente.
El destino del universo se redujo a una pregunta muy sencilla.
¿En qué universo vivimos?
¿En uno sobre la densidad crítica o en uno por debajo de ella?
Una forma de descubrirlo era observar la expansión del universo.
Si el universo se encuentra sobre la densidad crítica
y se dirige hacia el colapso,
entonces, la tasa de expansión debería estar disminuyendo.
Así que los astrónomos comenzaron a trabajar en una forma
de medir el cambio en la expansión del universo.
Estaban muy confiados
hasta que una estudiante de doctorado bastante joven, llamada Beatrice Tinsley,
descubrió un error fatal en el plan.
Tinsley, conocida como "escarabajo" entre su familia y amigos,
era una música muy talentosa. Podría haber sido una profesional.
Sin embargo, ella decidió concentrarse en su otra gran pasión,
la astrofísica.
En eso también era excelente.
Pero en los 60, ser mujer y estudiar para una carrera académica era difícil.
Su universidad, la Universidad de Texas,
parecía determinada a ignorar a tal brillante científica.
A pesar de eso, completó su doctorado
en la mitad del tiempo que tomaría normalmente.
Y ese doctorado trajo problemas a las medidas de la tasa de expansión.
El plan era medir cómo se movían las galaxias
a diferentes distancias de la tierra
y por lo tanto, en diferentes momentos del pasado.
Los cambios en sus movimientos
revelarían cómo cambiaba la expansión del universo.
Medir el movimiento era relativamente sencillo.
Pero medir la distancia era donde radicaba el problema.
En nuestro mundo diario, estamos rodeados de pistas visuales
que nos dan una idea de la escala y, a su vez, de la distancia.
Pero en la vastedad del universo, eso es mucho más difícil.
Entonces, los astrónomos se apoyaron en algo inusual: La luz misma.
La luz no es una cinta de medir demasiado obvia,
pero, en este caso, parecía ideal.
Eso se basa en un principio muy simple.
Qué tan brillante luce para mí la luz depende de qué tan cerca estoy.
Si estoy muy cerca,
mucha luz entra en mis ojos y parece brillante.
Pero si me alejo,
la luz ha tenido más tiempo de dispersarse
y menos cantidad entra en mis ojos, por lo que no brillará tanto.
Este cambio en el nivel de brillo
sigue una relación matemática muy precisa.
Y puedo usar esa relación para calcular la distancia.
Si mido la diferencia de brillo entre una luz cercana...
220.
...y una más lejana...
Cerca de 1,5.
No sé si lo ven, está bastante oscuro.
...puedo calcular qué tan lejos está la luz.
Ahora debo dividir estos números
y darán, más o menos, unos 150.
Luego, calcularemos su raíz cuadrada.
La raíz cuadrada de 150
es casi 12. Está apenas por encima de 12.
Unos 12,2 metros.
Sí.
Ahora, a revisar mis cálculos.
Este principio es el que usaron los astrónomos
para medir la distancia de las galaxias.
Aquí tengo una distancia de 11,5 metros.
Es algo menor que los 12 metros que calculé, pero está cerca.
Puedo contentarme con eso.
Pero esa técnica solo funciona si saben qué tan brillante debería ser el objeto
para así poder medir cuánto ha cambiado ese brillo.
Y ese fue el talón de Aquiles de los astrónomos.
Medían galaxias a diferentes distancias,
a diferentes tiempos durante la vida del universo.
Eso significa que las galaxias tienen edades que difieren
en miles de millones de años.
Para que se pueda medir la distancia,
deberíamos asumir que todas las galaxias de diferentes edades
brillaban con la misma intensidad.
En otras palabras, que el brillo de una galaxia no cambia con el tiempo.
Pero para Beatrice Tinsley,
había un error fatal en el corazón de tal conjetura.
Tinsley estaba fascinada con el ciclo de vida de las estrellas
y cómo cambiaban a través de sus vidas.
Su tesis de doctorado se centró en el efecto que tendría
en el brillo de las galaxias.
Para Tinsley, estaba claro que si las estrellas tienen un ciclo
en el que su apariencia y brillo cambian,
entonces, como las galaxias están hechas, más que nada, de estrellas,
también su brillo cambiaría con el paso del tiempo.
Los descubrimientos de Tinsley sacudieron los cimientos de todos.
"Un palpable sentido de horror",
fue la descripción de un astrónomo.
Inmediatamente fueron disputados.
Verán, mucho tiempo, esfuerzo y dinero
se había invertido en medir la expansión,
sin embargo, una estudiante de doctorado desconocida, joven
y, encima de todo, mujer, quería ponerlo todo bajo la lupa.
Aún así, la lógica detrás del trabajo de Tinsley fue correcta
y, luego de cuatro años, aceptada.
Y con eso, todo volvió al principio.
Se necesitaba una forma nueva de medir la cercanía a la densidad crítica
para saber si el universo colapsaría o continuaría expandiéndose.
Había una alternativa más directa.
Una manera obvia de saber qué tan cerca estaba el universo de la densidad crítica
era contar las cosas que hay en él.
Es una idea muy simple, pero difícil de realizar.
Después de todo, en algo como el universo, tan inimaginablemente vasto,
¿cómo cuentas las galaxias, estrellas y cada mota de gas interestelar?
Es casi imposible.
En cambio, los astrónomos redujeron el tamaño del universo.
Usaron el promedio de solo una pequeña parte
y comenzaron a multiplicar desde allí.
Pudieron hacer eso
gracias a una característica particular del universo.
Por lo que sabemos, el universo es, a gran escala,
igual sin importar en qué dirección miremos.
Así que un astrónomo sentado en la Tierra, mirando al espacio,
tendrá la misma vista
que un astrónomo extraterrestre a miles de años luz de distancia
mientras mira en una dirección completamente distinta.
Es por eso que medir la cantidad de cosas en una pequeña parte del universo
nos da una medida bastante precisa de cuánto hay en total.
Usando la medida media
calcularon la masa y energía total del universo.
Los resultados fueron una sorpresa para todos.
Todos sugirieron que el universo estaba muy por debajo de la densidad crítica.
De hecho, los mejores cálculos sugieren que tiene tan poca masa
que su densidad es solo una pequeña fracción de la crítica.
Claro, de ser eso cierto,
no había forma de que el universo colapsara.
Pero había un problema con los primeros estimativos
de lo cerca que el universo se encontraba de la densidad crítica.
Los resultados eran tan bajos que no tenían ningún sentido.
¿Podría darme un café, por favor?
El nuestro es claramente un universo de materia, masa y energía.
Ellas dominan nuestro mundo. Son nuestro mundo.
Estos cálculos hablan de un universo
tan ajeno a nuestra experiencia cotidiana
que es comprensible
que sea un concepto difícil de aceptar.
Pero esos cálculos parecían ir en contra del universo mismo.
La escala de la disparidad fue revelada
cuando el universo fue cartografiado a una escala sin precedentes
por Margaret Geller, de la Universidad de Harvard.
Lo que Geller y su equipo hicieron fue tomar un trozo de universo
de unos 500 millones de años luz de largo por 300 millones de años luz de ancho.
Aún así, es una porción angosta del universo visible.
Observaron cuanta galaxia pudieron
y las ordenaron por distancia.
Cada uno de estos puntos es una galaxia.
Hay más de mil.
Lo que tomó por sorpresa a todos fue el patrón que descubrieron,
esas burbujas o estructuras de panales.
Verán, todos habían asumido
que las galaxias estarían dispersas al azar a través del universo.
Aquí, por primera vez, tenemos evidencia
de que no es al azar, sino que el universo posee una estructura.
Detrás de esta recién descubierta estructura
se encuentra la gravedad.
Casi desde el comienzo del universo,
la gravedad ha unido a la materia.
Primero en nubes gaseosas,
que se agrupan para formar galaxias.
Esas galaxias de agrupan en cúmulos de galaxias
y, a su vez, en supercúmulos.
Parece una obra de arte.
Esos supercúmulos de galaxias están unidos
por filamentos de polvo y gas
actuando bajo una fuerza de atracción irresistible.
Mi universo acaba de colapsar.
Podemos ver claramente a la gravedad como arquitecta,
moldeando e influenciando la estructura del universo entero
a una escala verdaderamente cósmica.
No, creo que puedo hacerlo mejor.
El problema era que la materia estimada en el universo era tan poca...
Y abrimos esto.
...y ponía al universo tan por debajo de la densidad crítica
que esas grandiosas estructuras jamás podrían formarse.
No me gusta esa.
De acuerdo a los números, nuestro universo no podría existir.
Este universo es un desastre.
Algo debía faltar en los cálculos,
pero ¿qué era?
¿Y qué significaría para la densidad crítica
y para el destino del universo?
Uno de los científicos más extravagantes y controversiales del siglo XX
encontró la primera pista.
Fritz Zwicky.
Zwicky era un científico excéntrico, desagradable y brillante,
conocido por llamar a sus colegas
"desgraciados esféricos" ocasionalmente,
lo que significa que eran desgraciados sin importar desde dónde los miráramos.
Pero aún aquellos que lo odiaban
debían admitir que era capaz de hacer un trabajo brillante.
Zwicky también observó los supercúmulos de galaxias,
los que lo llevarían a descubrir algo extraordinario.
Esta fotografía es de uno de esos supercúmulos.
Se llama Abell 1689.
Cada uno de esos puntos amarillos es parte del cúmulo.
Es increíble pensar
que cada uno de ellos sea una galaxia.
Nos da una buena impresión de su magnitudinaria escala.
Zwicky estaba fascinado por lo que mantenía a los cúmulos unidos.
La respuesta, claro, era la gravedad.
Imaginen que estas canicas son galaxias individuales,
moviéndose en caóticas órbitas alrededor del centro del cúmulo.
Pero ninguna se mueve lo suficientemente rápido
para salirse y escapar del cúmulo.
Por eso, Zwicky podía usar su velocidad de movimiento
para medir la fuerza gravitatoria que las mantenía en su lugar.
La magnitud de la fuerza gravitatoria demostraría cuánta materia,
cuántas cosas hay dentro de esos cúmulos.
Ahí es dónde todo se vuelve extraño,
porque las galaxias se mueven a velocidades tremendas.
La fuerza de gravedad necesaria
para mantener dentro del cúmulo a las veloces galaxias
requería más masa de la que podía observar.
Y no era una pequeña diferencia.
De hecho, necesitaba cien veces más masa
de la que podía detectar.
Zwicky llamó a esa misteriosa materia: Dunkle Materie. Materia Oscura.
Era un gran candidato para la materia faltante en el universo.
Pero para saber si llevaba al universo por encima de la densidad crítica,
había un problema importante que resolver.
¿Cómo estudiar algo sin manera de detectarlo?
OBSERVATORIO DE JODRELL BANK: MACCLESFIELD
La respuesta vendría gracias a un descubrimiento
propio del Observatorio de Jodrell Bank.
Este disco gigante pertenece al radiotelescopio Bernard Lovell
y en 1973 vio algo que nadie había visto antes.
En ese entonces, realizaba un sondeo de objetos lejanos y brillantes,
los cuásares.
En medio del sondeo, detectó algo muy inusual.
He venido aquí hoy a mirar qué fue lo que vio,
y no usaré solo el telescopio de Jodrell,
sino que usaré otros radiotelescopios de todo el país.
Bien, aquí estamos. El cuarto de control de Jodrell Bank,
con una vista hermosa del telescopio Lovell.
Por aquí, en estas pantallas,
tenemos la información en tiempo real de varios telescopios.
Uno de ellos, el Mark 2, es un radiotelescopio en Jodrell Bank,
pero el resto están dispersos por todo el país.
Todos están unidos por fibra óptica, enviando información a la computadora.
La idea es que cuanto más observemos un objeto,
mejor será la calidad de la imagen.
Y luego de 50 horas de observación, esto es lo que ven.
Esta es la misma imagen que vieron hace cuarenta años,
y muestra dos puntos brillantes, dos cuásares.
Esta no fue la primera vez que habían visto los cuásares,
pero sí fue la primera vez que vieron dos tan juntos,
como si fueran una pareja.
Una pareja era algo nuevo.
Comenzaron a recoger la mayor cantidad de información posible,
incluyendo la medición de sus espectros de luz,
la huella digital única contenida dentro de su luz.
Estos son los espectros de los dos cuásares.
Aún a primera vista, se nota que son similares.
De hecho, son más que similares.
Cuando los midieron por primera vez, vieron tenían un corrimiento al rojo
de la misma magnitud en ambas longitudes de onda.
También observaron las alzas en las tasas de emisiones.
Ambas caían en la misma longitud de onda.
De hecho, los espectros eran tan parecidos que creyeron que había un error
y que habían observado el mismo objeto dos veces...
Pero no era así.
Y eso los dejaba con una sola alternativa.
Lo que creyeron que eran dos cuásares distintos,
eran, en realidad, uno solo
que de alguna forma se había dividido en dos imágenes.
Un caso de diplopía astronómica.
Había una teoría que podía explicarlo.
Un extraño efecto predicho por Albert Einstein:
lente gravitacional.
Si miran a través de esta lente,
verán que todo está deformado de formas extrañas.
Ese efecto extraño
se produce porque la luz atraviesa los distintos espesores del cristal,
se dobla y muestra una imagen distorsionada.
Einstein dijo que la materia, las cosas, curvan el espacio,
cambiando su forma, cambiando al universo mismo.
Entonces, cuando la luz atraviesa regiones del espacio
con altas concentraciones de materia,
se curva, como lo hace al pasar por el cristal de esta lente,
con los mismos trucos visuales como resultado de ello.
La curvatura de la luz depende
de la curvatura del espacio,
lo que, a su vez, depende de la cantidad de materia en él.
Entre el cuásar y los telescopios debía haber una gran cantidad de masa
que lograra curvar tanto la luz como para que la imagen se dividiera
e hiciera aparecer al cuásar como dos distintos.
La culpa, en parte, es de esto de aquí.
Esta mancha aquí es una galaxia dentro de un cúmulo
entre nosotros y el lejano cuásar.
No es solo un poco de masa,
sino cientos de galaxias con miles de millones de estrellas.
Combinadas, curvan la luz proveniente del cuásar,
causando la imagen doble.
Esa imagen doble fue crucial para el estudio de la materia oscura.
Aún con toda la masa y materia contenida en el cúmulo de galaxias,
no era suficiente para curvar la luz de tal manera.
Para eso, necesitaríamos esa misteriosa e invisible materia oscura de Zwicky
y el análisis cuidadoso de la magnitud de la curvatura de la luz
podría revelar dónde estaba esa materia oscura.
Obtenemos esto: un mapa.
En el centro está la materia normal del cúmulo de galaxias,
pero alrededor, extendiéndose mucho más allá
y de color rojo, encontramos la materia oscura.
Miren lo lejos que se extiende.
Empequeñece por completo la materia normal del cúmulo.
La extraña e invisible materia de Zwicky, revelada por una ilusión óptica cósmica.
No explicaba qué era la materia oscura,
pero mapas como estos, como los que sigue creando Jodrell hoy,
nos dan una idea de su cantidad
y parece ser que es mucho mayor que la materia normal.
¿Suficiente para llevar al universo más allá de la densidad crítica?
Aunque parece haber más materia oscura que materia normal,
sigue dejando al universo por debajo de la densidad crítica.
Pero la historia aún no había terminado.
El descubrimiento de la masa oscura
había tomado a la comunidad científica por sorpresa.
Intentar resolver qué tan cerca estaba el universo de la densidad crítica
había generado más misterios que respuestas
OBSERVATORIO ASTRONÓMICO: LA PALMA
Un nuevo descubrimiento
que prometía revelar al fin el destino del universo
había hecho entrar a la física en crisis.
En los 90, estos telescopios fueron parte de un proyecto internacional
para revelar, de una vez, el destino final del universo.
Usaban una técnica nueva para, nuevamente,
observar el cambio en la expansión del universo a través del tiempo.
He venido a utilizar este telescopio, el GTC,
para observar el objeto que fuera el centro de esos estudios.
Este telescopio enorme, pueden ver su espejo gigante detrás,
mirará mucho más de cerca una supernova,
la explosiva muerte de una estrella.
La luz que nos llega de estos impresionantes eventos
sería la clave para entender la expansión del universo en el pasado
y así revelar qué sucedería en el futuro.
Para medir la expansión,
los investigadores se interesaron en un tipo de supernova en particular.
El objetivo de esta noche es de la misma clase que buscaron,
del tipo Ia.
La supernova de tipo Ia es particularmente útil
porque cuando explota,
crea un increíblemente poderoso rayo de luz.
Por un instante, la estrella brilla más que toda la galaxia entera.
No solo eso, sino que siempre desprenden
casi exactamente el mismo nivel de brillo.
Quiere decir que no solo podrían verla
a través de vastas distancias en remotas galaxias,
sino que también podría calcularse su distancia.
Si pudieran encontrar una cantidad suficiente,
podrían analizar las condiciones del universo
en un gran rango de distancia y tiempo.
Esta noche, el astrónomo David Álvarez
ha intentado capturar una supernova de tipo Ia recientemente descubierta.
David, esto es muy emocionante. ¿Encontraste la supernova?
Esta es la imagen de la supernova.
- ¿Esa cosa de allí? - Esa cosa.
¿Puedes acercarte?
Sí, podemos acercarnos y podrás ver el punto brillante.
¿El resto se trata de la galaxia?
El resto de la luz que puedes ver es la galaxia en la que se encuentra.
Vaya, es increíble que...
Aquí tenemos una galaxia con miles de millones de estrellas,
pero esta que está explotando es la que brilla con mayor intensidad,
más que el resto de la galaxia junta.
¿Sabes a qué distancia se encuentra la supernova?
¿Has medido su distancia?
Sí, la supernova se encuentra a unos 8 mil millones de años luz.
¡Vaya!
Al igual que su distancia,
el espectro de luz de la supernova también es crucial.
Los astrónomos necesitan su espectro de luz
para conocer su corrimiento al rojo.
Verán, la luz viaja desde la distante supernova a la Tierra
en un universo en expansión.
El espacio por el que la luz viaja se estira,
por lo que la luz misma se estira también.
Su longitud de onda se hace más larga.
Si sale de la supernova con una longitud de onda en particular,
un color en particular,
cuando llega a nuestros telescopios,
es de una longitud mayor.
Se mueve hacia el lado rojo del espectro, por eso lo llamamos corrimiento al rojo.
El corrimiento al rojo de la luz
nos dice qué tanto se ha expandido el espacio en ese tiempo.
Nos da una cierta medida de qué tan grande es el universo.
Por eso, medir los corrimientos al rojo a grandes distancias,
es decir, en el pasado,
crea una burbuja de historia
sobre cómo fue la expansión del universo.
Los astrónomos están convencidos de que la gravedad
debe haber detenido un poco esa expansión.
La pregunta es cuánto.
Comparar la distancia
con la medida de expansión del corrimiento al rojo
podría responder la pregunta.
Si imaginamos al universo con una expansión a una tasa lineal,
la misma tasa de expansión durante toda su historia,
obtendremos una simple línea.
Pero los astrónomos sabían que no era correcto
porque, claro, la gravedad le pone frenos a la expansión.
Entonces, la expansión del universo debería estar desacelerando
y expandiéndose más despacio ahora
y más rápido en el pasado.
Que el espacio se estirara más, indicaría un corrimiento al rojo mayor.
¿Qué significa esto para nuestra supernova?
Sabemos que estaba a 8 mil millones de años luz...
8 mil millones de años luz Distancia
...así que sabemos que no caería exactamente sobre esta línea
que corresponde a un corrimiento al rojo de 0,49.
Debería estar por aquí, en algún lado, tal vez con algo más de 0,5.
Significa que esta línea debería curvarse hacia abajo, así.
Pero la forma exacta de esta línea
nos diría mucho
sobre cómo la gravedad disminuye la velocidad de expansión del universo
lo que confirmaría su destino.
Entonces, David, ¿tienes el espectro de luz listo?
Sí, ya lo tenemos.
Te lo mostraré.
Eso permite calcular el corrimiento al rojo.
¿Qué medida lograste?
En este caso, medimos un 0,47.
¿0,47?
Eso la pone a este lado de la línea.
Significa que el corrimiento al rojo es menor, no mayor.
Es fascinante porque es casi lo mismo que vieron.
Corrimientos al rojo menores, no mayores.
Y vieron lo mismo una y otra vez, lo que puede tener solo una explicación.
Corrimientos al rojo menores indican que el universo se expandía
más despacio en el pasado que ahora.
En otras palabras, en vez de disminuir,
la tasa de expansión del universo está aumentando.
Cuantas más supernovas observamos, más claro es nuestro entendimiento.
Durante los primeros miles de millones de años desde el Big Bang,
la expansión parece haber desacelerado como se esperaba.
Pero luego, todo cambió,
y la expansión comenzó a acelerar.
Es difícil explicar el grado de conmoción que esto causó.
En esa época, todos sabían
que la expansión del universo debía estar disminuyendo.
Ahora, el hecho de que disminuyera tanto como para colapsar
no era algo seguro.
Pero tenía que estar disminuyendo.
Después de todo, la gravedad debía hacer su trabajo como freno,
aunque eso no sucedía.
Unos seis mil millones de años atrás, la expansión comenzó a acelerar.
Claramente, algo inesperado y nuevo
sucedió en el universo.
Algo que la ciencia no podía explicar.
Algo que lo empujaba a expandirse a una tasa mucho mayor.
Se lo conoció, por falta de otro término, como energía oscura.
Las estimaciones más certeras
aseguran que la energía oscura comprende al 70% del universo.
Eso significa que el universo no colapsará en una gran crisis.
En cambio, la energía oscura, no la gravedad,
definirá el destino final del universo.
La energía oscura empuja al universo a separarse.
No seguirá expandiéndose de la misma forma por siempre.
La energía oscura obliga al universo a separarse a una tasa en incremento.
Las galaxias se separarán tanto
que la luz no podrá viajar entre ellas.
Cada una terminará siendo
nada más que islas de estrellas solas en el cosmos.
Podría llegar a tal punto
en que las galaxias mismas sean separadas,
dejando a estrellas individuales solas en el negro vacío.
Aunque, tal vez no suceda.
Después de todo, los efectos de la energía oscura aparecieron,
de repente, hace seis o siete mil millones de años.
¿Quién sabe cómo se comportará en el futuro?
Tal vez suene extraño,
pero con el descubrimiento de la energía oscura, se abre el panorama.
Es difícil dejar en claro lo poco que sabemos de esta energía.
Tiene nombre y eso es todo.
No sabemos de qué está hecha, por qué separa al universo
ni cómo se vaya a comportar en el futuro
y eso nos deja con un vacío de conocimiento sobre el universo
y su destino.
La energía oscura tal vez sea solo una parte del universo,
parte de su funcionamiento mismo.
O podría ser un problema
para las teorías científicas más importantes que poseemos
y que gobiernan
la manera en la que comprendemos al mundo.
El final del universo comenzó como un desafío astronómico,
pero su destino se ha convertido en más que una pregunta académica.
Con el descubrimiento de esta extraña y enigmática energía,
si es lo que creemos que es,
va en contra de nuestra comprensión actual
y se extiende al centro de los fundamentos físicos.
Encontrar la respuesta de cómo terminará el universo
podría traer grandes cambios a nuestra comprensión del mundo.
Traducido por: Lara Cecilia Garau