Sabemos que el universo tuvo un inicio,
hace 13 800 millones de años, cuando todo comenzó,
creando el inmenso cosmos que vemos hoy.
Ahora que hemos descubierto su origen,
nos enfrentamos a otra pregunta igual de fundamental.
Si el universo tiene un inicio, un nacimiento,
¿quiere eso decir que algún día morirá,
o seguirá existiendo eternamente, para siempre?
Para nosotros los humanos, meros mortales,
el destino final del universo
es un enigma que está grabado en nuestra psique.
Intentar desvelarlo ha revolucionado de un modo increíble
nuestra comprensión del cosmos.
Y sin embargo, recientemente nos ha mostrado un universo
mucho más extraño de lo que jamás imaginamos...
...y ha dado lugar a uno de los momentos más impactantes de la ciencia.
Es la última sorpresa de un relato que se remonta a 100 años atrás.
En aquella época, experimentos y hallazgos esenciales...
Ahí está.
Justo donde predijo Hoyle.
...nos han acercado más de lo que nadie creía posible
a descubrir el destino final del universo.
EL INICIO Y EL FIN DEL UNIVERSO
2. EL FIN
La propia escala del universo es verdaderamente abrumadora.
¿Cómo se puede predecir el futuro de algo tan inmenso,
tan complejo,
tan grande comparado con nosotros?
Desde que empezamos a enfrentarnos a esta pregunta,
la respuesta ha dependido de un concepto sencillo.
Si podemos cartografiar, observar y entender cómo ha cambiado el universo,
su evolución hasta el momento actual desde sus remotos orígenes,
deberíamos ser capaces de extrapolar lo que ocurrirá
y predecir cómo evolucionará en el futuro.
Por desgracia, el pequeño fallo de ese plan
es que el universo funciona en escalas temporales
de millones y miles de millones de años.
Pero nosotros no.
Para entender el funcionamiento del universo,
debemos ver más allá de nuestra breve esperanza de vida.
Y en este caso, resulta
que podemos sacar provecho de la mismísima escala del universo.
El universo es tan inmenso
que la luz de algunos de los objetos que vemos en el cielo nocturno
ha tardado millones o miles de millones de años en llegar.
Cuando alzamos la vista, contemplamos el pasado,
vemos un registro de la historia antigua del universo.
El problema es que solo tenemos una instantánea,
una sola imagen, compleja y confusa, de toda esta historia.
Es como coger todas las palabras de una novela,
mezclarlas y plasmarlas en una sola página.
La cuestión es intentar desentrañar la historia,
aprender a leerla y a entender qué ocurre.
Los astrónomos vieron que las estrellas pueden ayudarnos a desvelar esa historia.
Si los científicos pudieran averiguar cómo cambian las estrellas,
cómo evolucionan en el tiempo,
podrían empezar a descubrir la historia general
de los cambios del universo,
las primeras pistas de lo que podría deparar el futuro.
Pero la respuesta no llegaría hasta la mitad del siglo XX.
Desvelar los secretos de las estrellas
requeriría un momento de genialidad por parte de este hombre, Hoyle.
Hoyle era un matemático y físico brillante,
uno de los más grandes de su época.
Era creativo y siempre ideaba teorías novedosas.
Amaba los problemas por encima de todo,
resolver algún enigma complicado y dejar así su marca personal.
Y a finales de la década de 1940, se topó con uno de los mayores.
Hoyle quería saber de dónde procedían los elementos.
El universo joven era sobre todo un mar de hidrógeno y helio,
los elementos más sencillos y ligeros.
Pero sabemos que eso cambió.
Mirad a vuestro alrededor, este no es un mundo sencillo.
Nos rodea una complejidad
creada a base de elementos pesados como el oxígeno que respiramos,
el hierro de nuestra sangre
y, por supuesto, el carbono de los árboles y de todas las células del cuerpo.
Nadie sabía cómo reconciliar estas ideas,
cómo el universo pasó de un comienzo tan sencillo
a todo esto.
Este era el problema que Hoyle hizo suyo.
Hoyle sabía que la fusión nuclear tendría la respuesta.
En la fusión nuclear,
elementos ligeros se fusionan para crear otros más complejos.
Ya se sabía que se daba en los núcleos de las estrellas,
donde el hidrógeno se fusionaba para crear helio, más complejo.
Hoyle se preguntaba cómo ir más allá,
cómo se fusionarían los núcleos de helio para crear elementos más pesados.
Es una idea sorprendentemente sencilla.
Este es nuestro núcleo de helio.
Si pudiéramos juntar dos núcleos de helio,
tendríamos berilio,
un núcleo más pesado y complejo.
Y si añadimos un tercer núcleo de helio, tenemos carbono.
A parir de aquí, podríamos seguir creando elementos cada vez más pesados.
Parece la solución perfecta,
pero había una razón muy buena por la que la formación de carbono,
y por tanto la de los demás elementos, seguía siendo un gran misterio.
El problema era que la física de este proceso no funcionaba.
Los cálculos indicaban que tres núcleos de helio no quedarían unidos.
El núcleo de carbono que formaban era inestable y se desintegraba.
Si se acababa en el carbono,
no había posibilidades de crear elementos aún más pesados.
Era como toparse constantemente con un obstáculo.
Con su típico estilo audaz y optimista,
Hoyle eludió el problema prediciendo un nuevo estado del carbono.
Hoyle apostó por su intuición.
Decidió que si tres núcleos de helio se juntaban dentro de una estrella,
podrían formar carbono con algo más de energía de lo normal.
En este estado especial,
podría seguir intacto el tiempo suficiente para llegar a ser estable.
Así, las estrellas producirían carbono y se acabaría con el obstáculo.
Si Hoyle tenía razón, había resuelto el misterio.
Los elementos se forjaban en el corazón de las estrellas.
Pero había aún más en juego.
Hoyle vio que su teoría podría desvelar cómo evolucionaban las estrellas.
Y como el universo que vemos está formado por estrellas,
supondría una potente herramienta para predecir el futuro del universo.
Aquí...
Los astrónomos ya clasificaban las estrellas
por su tamaño, color y luminosidad,
y las incluían en una gráfica
conocida como diagrama de Hertzsprung-Russell.
Aquí tenemos el diagrama que crearon.
Aquí se indica el tamaño y la luminosidad,
desde estrellas muy grandes y luminosas hasta otras más pequeñas y oscuras.
Y en esta dirección están el color y la temperatura,
desde estrellas azules muy calientes hasta estrellas rojas, más frías.
La mayoría de estrellas de tamaño normal
se encontraban en una larga diagonal en el centro del diagrama
con estrellas gigantes y brillantes encima y estrellas enanas por debajo.
Los astrónomos podían ver los patrones,
pero no supieron desentrañar su significado
hasta que Hoyle y su teoría
ofrecieron una forma revolucionaria de interpretar el diagrama,
una que mostraría el ciclo de la vida de una estrella.
Pongamos por ejemplo nuestro sol.
Por ahora se encuentra aquí, en el centro del diagrama,
quemando hidrógeno tan tranquilo y convirtiéndolo en helio.
Pero si Hoyle tenía razón, cuando se quede sin hidrógeno
empezará a fusionar helio para formar elementos más pesados.
En ese momento ocurre una transformación dramática
porque, en lugar de descender por el diagrama en esta dirección,
aumenta enormemente de tamaño
y salta aquí, para vivir entre las gigantes rojas.
En esta fase, comienza a quemar helio para crear elementos mucho más pesados
hasta que empieza a producir carbono.
En ese momento, agotado todo su combustible nuclear,
sufre su transformación final.
Expulsa la mayor parte de su capa exterior
y deja únicamente una pequeña ascua blanca que vive aquí, entre las enanas blancas.
Todas las estrellas siguen su camino por el diagrama.
La teoría de Hoyle aportó la comprensión para seguir la evolución de cada estrella,
impulsada por la ignición repentina de una nueva fase de fusión de elementos.
Esta era la respuesta al misterio de los elementos más pesados,
la clave del ciclo vital de las estrellas
y una ventana para asomarse al futuro del universo,
todo gracias al nuevo estado del carbono de Hoyle.
Solo había un pequeño problema.
Nadie había visto o detectado el tipo especial de carbono de Hoyle,
ni en los reveladores espectros estelares, ni en ningún lugar de la Tierra,
ni siquiera en un experimento de laboratorio.
Por lo que se sabía, no existía,
y sin esta forma especial de carbono, toda la teoría se vendría abajo.
Lo que ocurrió a continuación es una muestra de la genialidad de Hoyle
y de su seguridad casi enfermiza.
En la década de 1950,
Hoyle se incorporó a Caltech, el Instituto de Tecnología de California,
que poseía uno de los pocos aceleradores de partículas
que existían en la época, parecido a este.
Hoyle quería usar el acelerador para crear su carbono de alta energía.
CICLOTRÓN MC40 - BIRMINGHAM
A ellos no les atraía tanto la idea.
Tenían a un inglés desconocido que quería acaparar su nueva máquina
para buscar algo que verdaderamente se había inventado.
Igual que Hoyle, soy un teórico.
La física experimental es un mundo muy distinto,
otra área de especialización.
Pero Hoyle tenía la seguridad, la audacia
de entrar al laboratorio y, como contaba el director del lugar,
sin pedir siquiera permiso, exigir
que dejaran la investigación que estaban realizando
para en su lugar realizar un experimento complicado
para buscar algo que nadie creía siquiera que existiera.
Estoy convencido de que yo no tendría su atrevimiento.
Hoyle les insistió,
explicándoles que sería un descubrimiento crucial y famoso.
Al final cedieron. La búsqueda había comenzado.
Hoy voy a recrear aquel experimento.
El plan era bombardear un elemento diana con un haz de partículas
para ver si podían crear aquel estado del carbono.
Cuento con mis propios colegas de experimento,
Tzany y Robin, que me ayudarán.
Nuestra diana estará en el centro de esta cámara de reacción.
Lo que buscaban entonces era una señal muy concreta
que aparecería en sus detectores.
Si existía aquel estado del carbono,
Hoyle predijo que se mostraría como un pico de energía
en los 7,7 millones de electronvoltios,
la huella característica de este estado especial del carbono.
Nosotros buscaremos el mismo pico de energía.
Sellamos la cámara,
cerramos las puertas antirradiación
y veamos con nuestros ojos qué ocurrió.
Muy bien, este es el panel de control y me han dejado a mí, un teórico,
que lo ponga todo en marcha.
Lo primero que hago es disparar el haz.
Después, apunto el haz a la diana.
Ahora hay partículas cargadas golpeando la diana.
Allá por la década de 1950, este fue el momento de la verdad para Hoyle.
Ahora empezarán a llegar los datos.
Esta es la pantalla que tenemos que mirar.
Pues bien, si Hoyle tenía razón,
verían su estado excitado del carbón en este nivel de energía.
7,7 MILLONES DE ELECTRONVOLTIOS
Esperarían ver un pico de energía en ese momento.
Y ahí está.
Justo donde predijo Hoyle.
Cuando se realizó este experimento hace unos 60 años,
quedaron atónitos al ver que Hoyle tenía razón.
Es algo increíble, teniendo en cuenta que solo se basó en una intuición teórica,
convenció a sus colegas experimentales de hacer el experimento y acertó.
También acertó en lo de la fama.
El director del laboratorio
recibió el Premio Nobel por el descubrimiento.
Hoyle, sin embargo, no recibió nada.
Publicaron sus conclusiones en una publicación científica
de las más famosas y mencionadas.
En la portada del artículo,
incluyeron una cita muy apropiada de El rey Lear, de Shakespeare.
"Son los astros, los astros en lo alto rigen nuestros designios".
Era la confirmación de este estado excitado del carbono
lo que demostraba que dentro de las estrellas
es donde se forjan los elementos que constituyen nuestro mundo
y a nosotros mismos.
Y con ese descubrimiento
nos asomamos por fin al ciclo vital de las estrellas.
Podíamos empezar a entender cómo evolucionó el universo,
tanto ahora como en el futuro.
Aquí estaba la base para extrapolar hacia al futuro,
y realizó una importante predicción sobre el fin del universo.
Fueron el hidrógeno y el helio los que dieron lugar a las estrellas,
y fueron estos dos elementos, consumidos poco a poco en las estrellas,
los que así dieron lugar a todos los elementos más pesados.
La conclusión lógica era perturbadora.
Tras una cantidad de tiempo inimaginable,
las estrellas consumirían todo el hidrógeno y helio que existe.
No se podrían formar nuevas estrellas,
y las existentes acabarían por quedarse sin combustible y morir.
El universo se apagaría.
Para todo lo que nos importa,
la luz y la vida creada por las estrellas,
el universo llegaría a su fin.
Pero había otra opción, que prometía un destino mu y diferente
y que se desarrollaría mucho antes de que las estrellas se agoten.
Un destino que involucraba a una fuerza fundamental del universo,
la gravedad.
El potencial de la gravedad para decidir el destino final del universo
fue intuido por uno de los héroes ignorados de la ciencia,
Vesto Slipher.
Poco conocido, sus mediciones vanguardistas
transformarían nuestra comprensión del universo.
A principios de la década de 1900, la astronomía entraba en su edad de oro
con telescopios cada vez más potentes escudriñando el firmamento.
Uno de los mayores objetivos de la época eran las nebulosas.
Eran manchas y remolinos de luz que se podían ver entre las estrellas,
pero no se sabía gran cosa sobre estos misteriosos objetos.
Los astrónomos se afanaban por averiguar todo lo posible sobre ellas.
A Slipher le interesaba un aspecto concreto de las nebulosas,
su movimiento.
Y escogió como objetivo la más famosa de todas, Andrómeda.
OBSERVATORIO UCL, LONDRES
Slipher quería ser el primero en medir la rapidez del movimiento de una nebulosa.
El problema era que su telescopio no era el mejor,
por decirlo suavemente.
Pero Slipher sí tenía una gran ventaja sobre sus competidores.
Era un astrónomo extraordinario.
Este telescopio es del mismo tamaño que el de Slipher.
Tiene un espejo de 61 centímetros,
pero a Slipher le habría encantado poder usar algo como esto.
Lo que él necesitaba era registrar el espectro.
Esto implica dividir la luz de la nebulosa
en sus varias longitudes de onda,
los distintos colores que la componen.
Él habría utilizado algo como esto, una rejilla de difracción,
puedo ver cómo refleja esta luz
y me da todos los colores del arcoíris.
A Slipher le preocupaba la necesidad de absorber la mayor cantidad de luz
para disponer de un espectro aprovechable,
pero las nebulosas son increíblemente tenues.
Temía que obtener suficiente luz con su telescopio
fuera algo imposible.
Puede que tenga el mismo tamaño,
pero este telescopio moderno puede captar el espectro de Andrómeda
en cuestión de minutos.
Con su telescopio,
Slipher necesitaba 14 horas para captar un espectro,
dos días de esfuerzo sobrehumano,
siete horas cada noche ajustando constantemente el telescopio
para mantenerlo orientado a Andrómeda.
Slipher quería saber cómo se movía Andrómeda,
y para eso no solo necesitaba el espectro de su luz,
sino las líneas de absorción.
Se trata de huecos individuales en el espectro, como estos.
Estas líneas de absorción siempre deberían estar en el mismo sitio
si la fuente no se mueve.
Si se han desplazado a la derecha, hacia el extremo rojo del espectro,
quiere decir que la fuente se aleja de nosotros.
Si se han desplazado a la izquierda, hacia el extremo azul del espectro,
quiere decir que la fuente se mueve hacia nosotros, un corrimiento al azul.
Tras dos días de observación,
Slipher estaba listo para revelar su fotografía,
aunque no obtuvo nada tan hermoso y limpio como esto,
obtuvo esta imagen.
En realidad está aumentada.
Lo que obtuvo fue una imagen mucho más pequeña que esta,
ni siquiera estas líneas que hay arriba y abajo.
Lo que obtuvo fue este borrón del centro.
Ese era el espectro de Andrómeda.
Uno pensaría que fracasó,
que no se podía sacar nada útil de esto.
No solo pudo conseguir una medición útil,
sino que averiguó que Andrómeda mostraba un clarísimo corrimiento al azul,
que se movía hacia nosotros.
Además, calculó que se movía hacia nosotros
a una velocidad de 300 kilómetros por segundo,
lo que coincide con las estimaciones actuales.
Slipher lo había logrado,
la primera medición de la velocidad de una nebulosa,
superando las limitaciones del telescopio con su habilidad y su tenacidad.
Cuando Slipher presentó sus hallazgos ante una reunión de astrónomos en 1914,
recibió una ovación con el público en pie.
Con frecuencia es fácil olvidar lo esencial que es la gente como Slipher,
y que los grandes avances científicos
no siempre vienen de grandes ideas o hermosas teorías.
Muchas veces dependen de personas
con grandes habilidades para observar y medir el medio natural.
Ahora sabemos que la nebulosa de Andrómeda es en realidad una galaxia
como la nuestra, la Vía Láctea.
Y es el movimiento de Andrómeda
lo que muestra cómo la gravedad puede determinar el destino del universo.
Desde su nacimiento en el Big Bang, el universo se ha estado expandiendo.
Debido a esto, la mayoría de galaxias se alejan las unas de las otras.
Al estar recién formadas,
lo mismo habría ocurrido con Andrómeda y la Vía Láctea,
hasta que la gravedad empezó a actuar y se impuso a esa expansión.
Es la gravedad lo que hace que Andrómeda y nuestra galaxia, la Vía Láctea,
estén cada vez más próximas.
La cuestión es,
si puede conseguir algo así en nuestro rincón del cosmos,
¿puede hacer lo mismo en toda la inmensidad del universo?
Si la gravedad se impone a la expansión, antes de que las estrellas se apaguen,
nuestro enorme universo no podría sino colapsarse sobre sí mismo.
El universo acabaría en un "Big Crunch".
Si la gravedad no lo consiguiera, el universo seguiría expandiéndose
mucho después del momento en que muera la última estrella.
Todo dependía de un factor
predicho por la teoría general de la relatividad de Einstein.
El uso de la relatividad general reveló
que había dos futuros muy distintos para el universo.
No solo eso, sino que se pudo calcular una cifra concreta
que definía el límite entre estos dos escenarios distintos.
Se le llamó densidad crítica.
La densidad crítica era realmente un umbral,
basado en la cantidad de materia y energía,
en el contenido total de todo el universo.
Si ese total está por encima de la densidad crítica,
entonces la gravedad volvería a atraer todo el universo sobre sí mismo
y causaría el Big Crunch.
Si el total está por debajo de la densidad crítica,
la expansión del universo continuaría para siempre.
El destino del universo entero dependía de una sencilla pregunta.
¿En qué universo vivimos,
en uno que supera la densidad crítica, o en uno que no la alcanza?
Una forma de saberlo era estudiar la expansión del universo.
Si el universo estaba por encima de la densidad crítica
y se dirigía al colapso,
entonces la velocidad de expansión ya estaría disminuyendo.
De este modo, los astrónomos empezaron a buscar un modo
de medir cambios en la expansión del universo.
Se sentían confiados
hasta que una precoz estudiante de doctorado llamada Beatrice Tinsley
detectó un fallo fundamental en el plan.
Tinsley, a quien familiares y amigos llamaban Little Beetle,
era una música de gran talento. Podía haberse dedicado a ello.
Pero prefirió centrarse en su otra gran pasión,
la astrofísica.
También destacó en este campo.
Pero siendo mujer, no era fácil emprender una carrera académica en los 60,
y su centro educativo, la Universidad de Texas,
parecía decidido a ignorar a su brillante científica.
A pesar de esto, obtuvo su doctorado
en menos de la mitad del tiempo que normalmente costaba.
Y ese doctorado anunciaba problemas para la medición del ritmo de expansión.
El plan era medir como se movían las galaxias
a diferentes distancias de la Tierra,
y por tanto en distintos momentos del pasado.
Los cambios en su movimiento
revelarían los cambios en la expansión del universo.
Medir el movimiento era relativamente sencillo.
El problema era medir la distancia.
En nuestro mundo cotidiano, nos rodean indicios visuales
que ofrecen una buena impresión de la escala, y por tanto de la distancia.
Pero en la inmensidad del universo, esto es mucho más difícil.
Tuvieron que recurrir a algo que podría parecer inusual, la propia luz.
La luz quizá no parezca un sistema de medida obvio,
pero en este caso parecía ser ideal.
Esto se basa en un principio muy sencillo.
La intensidad de la luz que percibo depende de mi proximidad a ella.
Cuando estoy muy cerca,
mucha luz me entra en los ojos y lo percibo como brillante.
Pero al alejarme,
la luz tiene más tiempo de dispersarse
y menor cantidad me entra en los ojos, por lo que parece más tenue.
Lo importante es que este cambio del nivel de luminosidad
sigue una relación matemática muy precisa.
Puedo usarla para calcular distancias.
Si mido la diferencia de luminosidad entre una luz próxima...
Dos con veinte.
...y otra más lejana...
Alrededor de 1,5.
No sé si podréis ver eso, está muy oscuro.
...Puedo calcular a qué distancia está la luz.
Ahora tengo que dividir estos números,
lo que da aproximadamente 150.
Ahora hay que hacer la raíz cuadrada.
La raíz cuadrada de 150
es más o menos 12. Un poco más de 12.
Más o menos 12,2 metros.
Eso es.
Ahora comprobemos mis cálculos.
Este principio es el que usaban los astrónomos
para medir la distancia a las galaxias.
Esto me indica 11,5 metros.
Es algo menos de los 12 metros que calculé, pero se acerca bastante.
No está nada mal.
Pero esto solo funciona si se conoce la luminosidad del objeto distante,
con lo que se puede medir cuánto ha cambiado esa luminosidad,
y esto acabaría convirtiéndose en el talón de Aquiles de los astrónomos.
Medían galaxias a diferentes distancias,
esto es, en distintos momentos de la historia del universo.
Esto quiere decir que la edad de las galaxias variaba
en millones o miles de millones de años.
Pero para que las mediciones de distancia funcionasen,
debían suponer que todas estas galaxias de distintas edades
brillaban con la misma luminosidad.
Dicho de otro modo, la luminosidad de una galaxia no cambia con el tiempo.
Pero para Beatrice Tinsley
había un error fundamental en esta suposición.
A Tinsley le fascinaba el ciclo vital de las estrellas
y los cambios que sufrían a lo largo de sus vidas.
Su doctorado analizaba el efecto que esto tendría
sobre la luminosidad de las galaxias.
Para Tinsley estaba claro que, si las estrellas tienen un ciclo vital,
durante el que su aspecto y su luminosidad cambian,
entonces las galaxias, que están formadas por estrellas,
también cambiarían su luminosidad con el tiempo.
Las conclusiones de Tinsley causaron conmoción en el mundillo.
"Un palpable ambiente de pánico",
como lo describió un astrónomo de la época.
Fueron cuestionadas de inmediato.
Se había invertido muchísimo tiempo, esfuerzo y dinero
en estas mediciones de la expansión,
y llegó esta estudiante de doctorado, joven y desconocida,
además mujer, que lo cuestionaba todo.
Y sin embargo no se podía discutir la lógica del trabajo de Tinsley,
que, tras cuatro años, acabó por ser aceptado.
Esto implicaba volver a plantearlo todo.
Hacía falta una nueva forma de calcular la densidad crítica del universo
para saber si colapsaría o seguiría expandiéndose.
Había otra opción, una estrategia más directa.
Una manera obvia de averiguar la densidad crítica del universo
es simplemente contar cuántas cosas hay en él.
Es una idea sencilla, pero bastante difícil de llevar a cabo.
Al fin y al cabo, en algo tan increíblemente inmenso,
¿cómo se puede contar cada galaxia, estrella y molécula de gas interestelar?
Es casi imposible.
En lugar de eso, los astrónomos redujeron de tamaño el universo.
Cogieron un recuento medio de una parte pequeña
y a partir de ahí lo multiplicaron.
Podían hacer esto
gracias a una característica única del universo.
Hasta donde sabemos, a gran escala, el universo
es igual en cualquier dirección.
Así, si un astrónomo en la Tierra mira al espacio,
verá prácticamente lo mismo
que un astrónomo extraterrestre en un planeta a miles de años luz
que mire en otra dirección completamente distinta.
Por eso, medir cuántas cosas hay en una pequeña porción del universo
nos da una medición bastante precisa del contenido total.
Realizaron sus medias
y calcularon una cantidad total de masa y energía en el universo.
Los resultados sorprendieron a todos.
Todo sugería un universo muy por debajo de la densidad crítica.
De hecho, el mejor cálculo sugería que el universo tenía tan poca masa
que su densidad solo era una minúscula fracción de la crítica.
Obviamente, si esto era cierto,
no había forma de que el universo llegara a colapsarse.
Pero había un problema con este primer cálculo
de la proximidad del universo a la densidad crítica.
Los resultados eran tan bajos que no tenían ningún sentido.
Un café expreso con espuma, por favor.
El nuestro es un universo de materia, masa y energía.
Dominan nuestro mundo. Son nuestro mundo.
Estos descubrimientos nos mostraban un universo
tan ajeno a nuestra experiencia cotidiana
que podría llegar a entenderse
que este concepto fuera tan difícil de aceptar.
Además, los cálculos parecían contradecir al propio universo.
La escala del error quedó expuesta
cuando cartografió el universo a una escala sin precedentes
Margaret Geller, de la Universidad de Harvard.
Lo que Geller y su equipo hicieron fue tomar un fragmento del universo,
de unos 500 millones de años luz por 300 millones de años luz,
pero igualmente una porción minúscula del universo visible.
Observaron todas las galaxias que pudieron
y las trazaron de acuerdo a la distancia.
Cada uno de estos puntos es una galaxia individual.
Hay más de mil.
Lo que cogió a todos por sorpresa es este patrón que notaron,
estas burbujas casi con la estructura de un panal.
Y es que todos supusieron
que las galaxias se repartirían al azar por todo el universo.
Por primera vez, aquí estaba la prueba
de que, lejos de ser aleatorio, el universo poseía estructura.
Y en el corazón de esta estructura recién descubierta,
se hallaba la atracción de la gravedad.
Casi desde el inicio del universo,
la gravedad ha estado atrayendo la materia,
primero formando nubes de gas,
que después se agrupaban para formar galaxias.
Estas galaxias se agrupan en cúmulos de galaxias,
y los cúmulos, en supercúmulos.
Parece una obra de arte.
Estos supercúmulos de galaxias están unidos entre sí
por filamentos de polvo y gas
que actúan bajo la misma atracción irresistible.
Mi universo acaba de colapsar.
Aquí se ve claramente cómo la gravedad hace las veces de arquitecto,
moldeando y cambiando la estructura de todo el universo
a una escala realmente cósmica.
No, creo que me puede salir mejor.
El problema era que los cálculos de materia del universo eran tan bajos...
Y abrirlo.
...que colocaban al universo muy por debajo de la densidad crítica
y eso impedía la formación de estructuras tan inmensas.
Eso no me gusta.
Según los números, el universo que vemos no podía existir.
Este universo es una porquería.
Tenía que faltar algo en los recuentos,
¿pero qué era,
y qué implicaría para la densidad crítica
y el destino del universo?
Uno de los científicos más peculiares y controvertidos del siglo XX
encontró la primera pista.
Fritz Zwicky.
Zwicky era un científico excéntrico, maleducado y brillante,
famoso por referirse a veces al resto de su profesión
como "imbéciles esféricos",
aplicado a cualquiera que sea un imbécil lo mires por donde lo mires.
Pero incluso quienes no lo aguantaban
tenían que admitir que su trabajo podía ser genial.
Zwicky también estudiaba los cúmulos de galaxias,
y estos lo llevarían a descubrir algo extraordinario.
Esta imagen es uno de esos cúmulos de galaxias.
Se llama Abell 1689.
Cada uno de estos puntos amarillos forma parte del cúmulo.
Resulta asombroso pensar
que cada uno de ellos es una galaxia entera.
Casi ofrece una idea de la increíble escala de estos objetos.
A Zwicky le fascinaba lo que mantenía unidos a los cúmulos.
La respuesta, por supuesto, tiene que ser la gravedad.
Imaginad que cada una de estas canicas es una galaxia individual,
moviéndose en una órbita caótica en torno al centro del cúmulo.
Pero ninguna se mueve con suficiente rapidez
para liberarse del cúmulo y escapar de él.
Gracias a esto, Zwicky pudo usar la velocidad de su movimiento
para medir la fuerza de la gravedad que las mantenía unidas.
Y la fuerza de la gravedad le diría cuánta materia,
cuántas cosas contenía el cúmulo.
Aquí es donde la cosa se puso extraña,
porque las galaxias se movían a unas velocidades increíbles.
La fuerza gravitatoria necesaria
para mantener estas galaxias veloces dentro del cúmulo
requería mucha más masa de la que podía observar.
Y no era una pequeña diferencia.
De hecho, hacía falta unas 100 veces más masa
que la que se podía detectar.
Zwicky llamó a esta masa misteriosa "Dunkle Materie". Materia oscura.
Ya había un fuerte candidato para la masa que faltaba en el universo.
Pero para saber si el universo superaba o no la densidad crítica,
debían resolver un importante problema.
Cómo estudiar algo cuando no hay forma de detectarlo.
OBSERVATORIO DE JODRELL BANK, MACCLESFIELD
La respuesta vendría gracias a un descubrimiento hecho aquí
en el Observatorio de Jodrell Bank.
Esta gigantesca parabólica es el radiotelescopio Bernard Lovell.
En 1973, detectó algo que nadie había visto jamás.
En aquel momento realizaba un estudio de objetos muy distantes y muy brillantes
los cuásares.
En pleno estudio, detectaron algo muy inusual.
Hoy he venido aquí para repasar lo que vieron,
pero esta vez no solo con los telescopios que hay en Jodrell,
sino con radiotelescopios de todo el país.
Aquí estamos, en la sala de control de Jodrell Bank,
con una magnífica vista del telescopio Lovell.
En estas pantallas de aquí,
vemos datos que llegan en directo de distintos telescopios.
Uno de ellos, el Mark 2, es un radiotelescopio de Jodrell Bank,
pero el resto están esparcidos por todo el país
y conectados por fibra óptica hasta el ordenador central que hay aquí.
El tema es que, cuanto más tiempo observes un objeto,
mayor calidad tiene la imagen que obtienes,
y tras 50 horas de observación, esto es lo que ven.
Esta es la misma imagen que se vio hace 40 años,
que mostraba estos dos puntos brillantes, dos cuásares.
Esta no era la primera vez que se veían cuásares,
pero sí la primera vez que se encontraban tan juntos,
como si fueran una pareja.
Una pareja era algo novedoso.
Empezaron a obtener toda la información posible sobre ellos,
incluyendo mediciones de sus espectros,
la huella única contenida en su luz.
Estos son los espectros de los dos cuásares.
Incluso a simple vista se nota que se parecen mucho.
De hecho, no solo se parecen mucho.
En la primera medición, vieron que los dos mostraban corrimiento al rojo,
a longitudes de onda más largas, exactamente en la misma cantidad.
Fijaos en estos picos de emisión.
Los dos se sitúan en las mismas longitudes de onda.
De hecho, los espectros eran tan parecidos que creyeron haber cometido un error,
como si hubieran analizado dos veces el mismo objeto...
Pero no era el caso.
Y eso solo dejaba una posibilidad.
Lo que pensaron que eran dos cuásares
en realidad era un único cuásar
que de algún modo se había dividido en dos imágenes,
en una especie de doble visión astronómica.
Había una teoría que podía explicarlo,
un extraño efecto predicho por Albert Einstein,
las lentes gravitatorias.
Si miramos por esta lente,
vemos que lo que tiene detrás se deforma de maneras extrañas.
Este efecto tan raro
ocurre porque la luz pasa por distintos grosores del vidrio
y se curva, produciendo una imagen distorsionada.
Einstein dijo que la materia también deforma el espacio,
cambiando la propia forma, el tejido del universo.
De este modo, cuando la luz atraviesa zonas del espacio
con grandes concentraciones de materia,
se curvará, al igual que cuando atraviesa el vidrio de esta lente,
y producirá efectos visuales parecidos.
La curvatura de la luz
depende de la deformación del espacio,
lo que depende de cuánta masa haya.
Entre el cuásar y los telescopios debía haber una masa descomunal,
que curvaba tanto la luz como para dividir las imágenes,
haciendo que donde había un cuásar pareciera haber dos.
Este es nuestro culpable, o al menos parte de él.
Esta mancha de aquí es una única galaxia dentro de un cúmulo de galaxias
situadas entre nosotros y el lejano cuásar.
Así que no es solo una pequeña masa,
sino cientos de galaxias, cada una con miles de millones de estrellas.
Combinadas, curvan la luz del cuásar
y producen la imagen doble.
Esta imagen doble fue clave para el estudio de la materia oscura.
Incluso con toda la masa y la materia contenida en este cúmulo galáctico,
no había la suficiente para curvar tanto la luz.
Para eso, hacía falta la invisible y misteriosa materia oscura de Zwicky.
Analizar cuidadosamente la distorsión exacta de la luz
podría desvelar dónde se encontraba la materia oscura.
Esto es lo que se obtiene, un mapa.
En el centro está la materia normal del propio cúmulo galáctico,
pero a su alrededor, extendiéndose mucho más allá,
está la materia oscura, coloreada aquí de rojo.
Mirad hasta qué distancia se extiende.
Supera por completo a la material normal del cúmulo galáctico.
La misteriosa materia oscura de Zwicky, revelada por una ilusión óptica cósmica.
No permitía averiguar qué era la materia oscura,
pero una cartografía como esta, como se sigue haciendo en Jodrell hoy día,
sí que sirvió para tener una idea de la cantidad que podía haber,
y parecía superar con mucho a la materia normal.
Pero, ¿era suficiente para que el universo superara la densidad crítica?
Aunque parece haber mucha más materia oscura que normal,
el universo parecía seguir muy por debajo de la densidad crítica.
Pero esto distaba de ser el final de la historia.
El descubrimiento de la materia oscura
había cogido totalmente por sorpresa a la comunidad científica.
El intento de averiguar si el universo estaba cerca de la densidad crítica
arrojaba más misterios que respuesta.
OBSERVATORIO DE LA PALMA
Un impactante nuevo descubrimiento
que al principio prometió desvelar el destino del universo,
en su lugar causó una crisis en la física.
En la década de 1990, estos telescopios eran parte de un proyecto internacional
que intentaba adivinar por fin el destino del universo.
Utilizaban una nueva técnica para, una vez más,
analizar cambios en la expansión del universo a lo largo del tiempo.
He venido para usar este telescopio, el GTC,
para observar el objeto en el que se centraban aquellos estudios.
Este enorme telescopio, podéis ver el descomunal espejo detrás,
va a mirar de cerca una supernova,
la muerte explosiva de una estrella.
La luz que nos llega de estos espectaculares eventos lejanos
sería esencial para conocer cómo se expandió el universo en el pasado
y, a su vez, para saber qué le ocurriría en el futuro.
Para medir la expansión,
los investigadores se interesaron en un tipo concreto de supernova.
Nuestro objetivo de hoy son supernovas de ese mismo tipo,
llamado tipo 1a.
Lo que hacía que las supernovas de Tipo 1a fueran tan útiles
es que, al explotar,
creaban un pico de luz increíblemente brillante.
Por un momento, la estrella brillaba más que toda su galaxia.
No solo eso, sino que siempre producían
casi exactamente el mismo nivel de luminosidad.
Esto quería decir que no solo podían verse
a grandes distancias en galaxias lejanas,
sino que también podían calcular su distancia con exactitud.
Entonces, si encontraban las suficientes,
podrían medir las condiciones del universo
en una gran variedad de distancias y fechas.
Esta noche, el astrónomo David Álvarez
ha estado siguiendo una supernova de tipo 1a descubierta recientemente.
Vale, David, esto es muy emocionante. ¿Tienes ya la supernova?
Esta es la imagen de la supernova.
- ¿Esto de aquí? - Sí, eso mismo.
¿Puedes ampliarlo un poco?
Sí, podemos ampliarlo y podrás ver el punto brillante.
¿Y el resto es la galaxia?
El resto de la luz que vez ahí es la galaxia que alberga la supernova.
Guau, o sea, es increíble que...
Es decir, tenemos una galaxia con miles de millones de estrellas,
pero esta estrella que explota, esta supernova, brilla con más fuerza
que toda la galaxia junta.
¿Y sabes a qué distancia está la supernova?
¿Has medido la distancia?
Sí, la supernova está a unos ocho mil millones de años luz.
Guau.
Al igual que la distancia,
el espectro de la supernova es también esencial.
Los astrónomos necesitaban el espectro de la luz
porque les proporcionaba el corrimiento al rojo.
Mientras la luz viaja desde la supernova lejana a la Tierra,
el universo se está expandiendo.
El espacio que recorre la luz se está estirando,
y la propia luz se estira igualmente.
Su longitud de onda se ensancha.
Si sale de la supernova con determinada longitud de onda,
un color concreto,
cuando llega a nuestros telescopios
su longitud de onda es mayor.
Se ha movido al extremo rojo del espectro, de ahí el corrimiento al rojo.
Sabiendo el corrimiento al rojo de la luz
sabremos cuánto se ha expandido el espacio en ese tiempo.
En cierto modo, nos da una medición del tamaño que ha adquirido el universo.
Debido a esto, medir corrimientos al rojo a mayores distancias,
esto es, más atrás en el tiempo,
podría darnos una historia somera
de los cambios en la expansión del universo.
Los astrónomos estaban convencidos de que la gravedad
al menos debía haber ralentizado la expansión.
La cuestión era hasta qué punto.
Trazando la distancia
respecto a la expansión según el corrimiento al rojo,
por fin podrían responder a esa pregunta.
Si nos imaginamos que el universo se ha expandido al mismo ritmo,
al ritmo actual, durante toda su historia,
Tendríamos una sencilla línea.
Pero los astrónomos sabían que esto no es correcto
porque, por supuesto, la gravedad pone freno a la expansión.
Por tanto, la expansión del universo debería estar ralentizándose,
y si ahora se expande más lentamente,
debería haberse expandido más rápido en el pasado.
Un mayor estiramiento del espacio implica un mayor corrimiento al rojo.
¿Qué implica esto para nuestra supernova?
Sabemos que estaba a ocho mil millones de años luz...
DISTANCIA
...así que no quedaría justo en esta línea,
que corresponde a un corrimiento al rojo de más o menos 0,49.
Debería estar más o menos por aquí, con un corrimiento al rojo mayor de 0,5.
Eso quiere decir que esta línea en realidad se curvaría de este modo.
Pero por supuesto, la forma exacta de la línea
indicaría hasta qué punto
la gravedad está ralentizando la expansión del universo,
y eso indicaría el destino del universo.
Muy bien, David, ¿ya tienes listo el espectro?
Sí, lo tenemos.
Lo voy a mostrar.
Eso da el valor del corrimiento al rojo.
¿Y qué medición te ha dado?
En este caso nos da 0,47.
¿0,47?
Vale, eso la coloca a este lado de la línea.
Quiere decir que es un corrimiento al rojo inferior.
Es fascinante porque es justo lo que vieron,
los corrimientos al rojo no eran mayores, sino menores.
Esto lo observaron una y otra vez, y solo podía tener una explicación.
Menores corrimientos al rojo significan que el universo debió expandirse
más despacio en el pasado que en la actualidad.
Dicho de otro modo, en lugar de ralentizarse,
la expansión del universo se está acelerando.
A medida que trazaban más supernovas, esto se hizo evidente.
Los primeros miles de millones de años tras el Big Bang,
parece que la expansión se ralentizó, como se esperaba.
Pero entonces la cosa cambió,
y la expansión empezó a acelerar.
Cuesta transmitir el tremendo impacto que esto supuso.
Entonces, todo el mundo sabía
que la expansión del universo debía estar ralentizándose.
Si se ralentizaría lo suficiente para detenerse y colapsar,
eso no estaba claro,
pero debía estar ralentizándose.
Al fin y al cabo, la gravedad tenía que hacer su labor de freno,
pero no era así.
Hace unos seis mil millones de años, la expansión empezó a acelerar.
Obviamente, algo nuevo e inesperado
ocurría en el universo.
Algo para lo que la ciencia no tenía respuesta.
Algo que impulsaba la expansión a una velocidad cada vez mayor.
Se dio en llamar, a falta de otro término, energía oscura.
Los mejores cálculos sugieren
que la energía oscura constituye el 70 % del universo.
Y eso quiere decir que el universo no acabará por colapsar en un Big Crunch.
En lugar de eso, la energía oscura, en lugar de la gravedad,
decidirá el destino final del universo.
La energía oscura hace que el universo se ensanche.
No se expandirá para siempre a un ritmo constante.
La energía oscura obliga al universo a crecer a una velocidad cada vez mayor.
Las galaxias se separarán tanto
que la luz no podrá viajar entre ellas.
Cada una acabará siendo
una isla individual de estrellas, aislada en el cosmos.
Podría incluso llegar a tal extremo
que las propias galaxias se disgreguen,
dejando solas a las estrellas individuales en el vacío oscuro.
También puede que no ocurra esto.
Al fin y al cabo, los efectos de la energía oscura parecieron surgir
hace seis o siete mil millones de años.
¿Quién sabe cómo se comportará en el futuro?
Puede que suene raro,
pero con el descubrimiento de la energía oscura, todo es posible.
Cuesta transmitir lo poco que sabemos sobre la energía oscura.
Tiene nombre, y poco más.
No sabemos de qué está hecha, por qué está separando al universo
y, sobre todo, cómo se comportará en el futuro.
Y eso deja un gran hueco en nuestra comprensión del universo
y su destino final.
La energía oscura podría ser simplemente parte del universo,
parte de su funcionamiento.
O podría indicar un problema fundamental
en las teorías más importantes y fiables que tenemos,
que son parte esencial
de nuestra comprensión del funcionamiento del mundo.
El final del universo comenzó como un gran reto astronómico,
pero su destino ya es mucho más que un mero enigma académico.
El descubrimiento de esta extraña y enigmática energía,
si es que es eso en realidad,
que desafía la comprensión actual,
ha alcanzado el corazón de la física fundamental.
Descubrir cómo será el fin del universo
podría tener profundas implicaciones para nuestra comprensión del mundo.
Traducido por: Ángel Domínguez Jiménez