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Actualmente, el campo más activo dentro de la investigación cosmológica es la estructura en gran escala del universo. Los cosmólogos consideran que, hasta ahora, ninguno de los modelos que se han construido resultan satisfactorias como para explicar por qué el universo que observamos es granuloso y poco homogéneo. Sin embargo, se comprueben o no que los modelos actuales son adecuados, por primera vez la teoría y la observación de estructuras en gran escala se han acercado lo suficiente como para confrontarse. Para la mayoría de los científicos, el primer lugar de la lista de los problemas pendientes en cosmología lo ocupa la comprensión, tanto teórica como observacional, de las estructuras en gran escala del universo.
La estructura a gran escala que se observa en el universo contemporáneo muestra una textura con una distribución poco uniforme. La densidad media de las galaxias es al menos un millón de veces más elevada que la de los espacios intergalácticos. A algunos cosmólogos les preocupa que esa inhomogeneidad observada en regiones de varios cientos de millones de años luz pudiera extenderse hacia el resto del universo que aún no vemos, lo que amenazaría las bases del modelo del Big Bang, especialmente el supuesto de una homogeneidad en gran escala.
Sin embargo, estudios que se han realizado sobre mediciones de objetos que emiten ondas de radio muy débiles y de las emisiones cósmicas casi uniformes de rayos X, estarían indicando que la materia del universo se torna uniforme al promediarla sobre varios miles de millones de años luz o más. Aquello podría corresponder a la distancia a la que ya no se logra distinguir cada grano de arena en la playa. La mayoría de los cosmólogos confía en que el universo debe ser homogéneo al observarlo en escalas de 10 mil millones de años luz, puesto que la radiación cósmica de fondo es uniforme y proviene de dichas distancias. Si, en el futuro, encontramos granulosidades cósmicas y vacíos en proporciones de unos cuantos miles de millones de años luz -varias veces más grandes que los observados hasta hoy-, entonces se presentaría una contradicción directa con la uniformidad de la materia que la radiación cósmica de fondo infiere. El modelo del Big Bang podría hacer crisis. En la actualidad, muchos cosmólogos piensan que las inhomogeneidades observadas en la distribución de las galaxias sin duda tienen implicaciones en la formación y aglomeración de galaxias, pero aún no entran en conflicto con el modelo del Big Bang y su correspondiente supuesto de homogeneidad a escalas muy grandes. En cualquier caso, hay que considerar las estructuras en gran escala.
Por otra parte, cuando se observa y estudia la estructura cósmica aparece en el tapete la velocidad «peculiar» de las galaxias, esto es, velocidades que se desvían de la velocidad de alejamiento esperada en un universo en expansión uniforme e invariable. Cuando el material del universo es irregular, la velocidad centrífuga de una galaxia deja de ser estrictamente proporcional a su distancia. Los movimientos de las galaxias se ven alterados por la irregularidad de la gravedad que sienten. De este modo, las velocidades propias de las galaxias constituyen un signo indirecto de inhomogeneidades en la distribución de masa cósmica. Para medir la velocidad propia de una galaxia, un científico debe conocer su distancia y su desplazamiento al rojo. Este desplazamiento al rojo de la galaxia sólo informa de su velocidad total. Para saber qué proporción de esta velocidad es «normal» y cuánta es «peculiar», debe conocerse la velocidad normal a esa distancia (es decir, la distancia multiplicada por la velocidad de expansión del universo: la constante de Hubble). Suponiendo que ya se conoce la constante de Hubble, ahora hay que saber la distancia a la galaxia. Las medidas de distancia son entonces fundamentales en todos los estudios de velocidades peculiares. No se puede suponer que la distancia es proporcional al desplazamiento al rojo, puesto que este supuesto es equivalente al de la homogeneidad, que es justamente lo que se está poniendo a prueba.
Una de las evidencias más estudiadas sobre el movimiento peculiar galáctico, se encuentra en una aglomeración de galaxias que se halla a una distancias aproximada de 200 millones de años luz de nosotros, y que se han desviado considerablemente de sus rutas, como si fuesen atraídas por alguna gran masa. La velocidad de este movimiento propio corresponde a cerca del 10% de la velocidad de expansión a esa distancia, y el gran cúmulo de masa que se considera responsable de la desviación ha sido denominado el «Gran Atractor». Este, que es claramente una importante inhomogeneidad en la distribución de masa cósmica, parece ser una concentración de masa que se extiende sobre varios cientos de millones de años luz.
Los movimientos peculiares, al margen de dificultar las mediciones de la velocidad de expansión del universo, sus características los hacen difíciles de comprender en sí mismos. Por otra parte, las velocidades peculiares proporcionan una herramienta única para cartografiar las inhomogeneidades de la masa en el universo. Igualmente, su estudio ha permitido desarrollar métodos teóricos, como el Bertschinger-Dekel, para deducir la distribución de la masa cósmica en una región determinada del espacio. Este método supone que la causa de estas velocidades observadas es la gravedad irregular de las inhomogeneidades de la masa. Sería muy interesante saber si la distribución de masa así deducida coincide con la masa que vemos en las mismas galaxias. Las inhomogeneidades observadas de la materia –cúmulos de galaxias, cadenas, murallas y vacíos–, más la gravedad, pueden explicar por lo menos algunas de las velocidades peculiares de las galaxias. Cualquier gran cúmulo de galaxias atraerá gravitacionalmente a otras galaxias a su alrededor, y los movimientos resultantes aparecerán como velocidades peculiares. La pregunta es si las inhomogeneidades observadas de la materia pueden explicar del todo las velocidades peculiares observadas. Si no es así, entonces deben existir algunas inhomogeneidades previas, no observadas, como el Gran Atractor, o bien alguna forma de materia que es invisible, o quizás se trate de otras fuerzas que actúan junto a la gravedad como, por ejemplo, la energía de vacío. Cualquiera de estas posibilidades enviaría a los teóricos de regreso a sus computadores.
Pero al margen de ese trabajo teórico, durante la pasada década también se ejecutaron nuevos estudios observacionales sobre las velocidades peculiares. Tal como las perspectivas de desplazamiento al rojo, estas nuevas investigaciones necesitan cubrir regiones más amplias del cielo y penetrar a mayor distancia. El objetivo para el futuro próximo es cartografiar las velocidades peculiares de unas 15 mil galaxias, hasta una distancia de cerca de 300 millones de años luz. Como ya dijimos, las mediciones independientes de distancias cósmicas son fundamentales para estos estudios, y para todos los estudios de estructuras en gran escala.
Pero como las ciencias que se articulan para desentrañar los secretos del universo no tienen muchos obstáculos, existe uno que dificulta en gran manera la comprensión para conocer la distribución de la masa en el universo y los movimientos de las galaxias: cerca del 90% de la masa detectada en el universo es invisible y silenciosa. No emite ninguna radiación –no hay luz óptica ni ondas de radio, tampoco radiación infrarroja ni ultravioleta ni rayos X–; es verdaderamente invisible. Esta materia detectada, pero oculta, se denomina «materia oscura». Sabemos que existe, pues hemos detectado sus efectos gravitacionales sobre las estrellas y galaxias que observamos; sin embargo, no tenemos idea de qué es.
Se cree en la existencia de esa materia invisible, debido a que se ha logrado precisar la masa de cúmulos de galaxias en que cada una de éstas orbita alrededor de otras, lo que permite calcular la cantidad de gravedad necesaria para mantener unido al grupo. En cada uno de los cúmulos galácticos estudiados, la masa que genera los efectos gravitatorios detectados aparece siendo algo así como veinte veces superior a la masa justificada visible que se observa en los respectivos cúmulos.
Los análisis teóricos de los discos de típicas galaxias en rotación sugieren que la cantidad de materia visible que éstos comportan no es suficiente para evitar que dichas galaxias se separen o cambien drásticamente su forma. La observación de estas galaxias en silenciosa rotación da como para pensar razonablemente de que cada una de ellas debe tener un halo másico oscuro y sin rasgos que se extiende al menos 100.000 al (años luz) más allá del halo marcado por los cúmulos globulares y que gracias a su gravedad las respectivas galaxias mantienen su forma. Lo anterior, da cabida a una extrapolación. La recopilación de observaciones de masa deducida y masa visible de diversos sistemas astronómicos, desde galaxias individuales hasta grandes cúmulos de galaxias, da como para sugerir que un 90 % de la masa del universo es invisible. El soporte para desarrollar esa extrapolación se obtiene cuando se calcula la masa de varias de las más comunes de las galaxias, como las espirales, y se mide la velocidad a la que el gas orbita alrededor del centro de cada una de las galaxias, lo que arroja como resultado la existencia de por lo menos cinco veces más masa en las galaxias espirales que aquella que se explica por las estrellas visibles. Si repetimos el mismo ejercicio a grupos de galaxias que orbitan una alrededor de la otra, nos encontramos diez veces más materia oscura que materia visible.
Aquí, cuando estamos hablando de materia oscura, que no hemos podido ver pero que podemos detectar gracias a los estudios gravitacionales, estamos haciendo un distinción de la masa que tampoco se ha visto pero que han planteado como hipótesis los científicos que piensan que W (omega) es igual a 1. A esta última la llamaremos «masa faltante». Para resumir, digamos que la masa visible que emite luz proporciona una densidad de materia que sólo es suficiente para igualar W a 0,01. Si incluimos la masa invisible pero detectada por sus efectos gravitacionales –la materia oscura–, se alcanza un W de aproximadamente 0,I. Para que W sea igual a 1 se requiere diez veces más masa, y ésta no sólo no se ha visto sino que no se ha detectado: la masa faltante. Sabemos que la materia oscura existe. De la existencia de la masa faltante no hay certeza alguna.
Ahora bien, pero ¿cuál podría ser la naturaleza de la materia oscura? Podría haber varias clases. Primero, creo que se debe considerar la existencia de planetas, de estrellas colapsadas –los agujeros negros–, enanas blancas y café o marrones, gas intergaláctico, partículas subatómicas que solamente interactúan con otra materia a través de la gravedad o quizás algún tipo de partícula cuántica que todavía no hemos sido capaces de identificar. La materia oscura, sea lo que sea, se trata de un tema enigmático que podría modificar importantes conceptos teóricos de la física; para comprender a cabalidad el cosmos resulta imprescindible identificarla.
Pero no solamente se desconoce la identidad de la materia oscura; tampoco se conocen su cantidad y su distribución en el espacio, lo que hace difícil de comprender las razones de por qué la masa luminosa está dispuesta del modo como lo está. Un cuidadoso ajuste de las velocidades peculiares de las galaxias con las inhomogeneidades observadas en la materia luminosa debería revelar la presencia de materia oscura, la que interviene en las velocidades peculiares a través de sus efectos gravitacionales. Conclusiones de estudios, sugieren que la materia oscura podría estar distribuida de la misma forma que la materia visible. Mapas detallados de las posiciones y los movimientos de las galaxias, sobre grandes escalas, permitirán confeccionar mejores cartografías sobre la localización de la materia oscura.
Desde que se abrieron las inquietudes sobre la posible existencia de una materia invisible bañando la masiva oscuridad que rodea la mayor parte del universo, se han venido desarrollando distintas maneras de sondear la materia oscura. Una las técnicas más recientes, y posiblemente muy importante, utiliza el fenómeno del «lente gravitacional». Einstein, en su teoría de la relatividad, señaló que la luz debería verse afectada por la gravedad del mismo modo que la materia. Así, la luz de un objeto astronómico distante –como un quásar– que viaje hacia la Tierra debería experimentar desviaciones debidas a cualquier tipo de masa que encuentre en su trayecto. Esta masa interpuesta puede actuar como una lente, distorsionando y dividiendo la imagen del quásar. Aunque la masa interpuesta sea totalmente invisible, sus efectos gravitacionales no lo son. Por medio de un acucioso análisis de las distorsiones de las imágenes del quásar, los astrónomos pueden restituir muchas de las propiedades de la lente gravitacional interpuesta, incluyendo su distribución en el espacio y su masa total. Los lentes gravitacionales se descubrieron el año 1979; desde entonces se han encontrado más de un centenar. Su utilización ha venido permitiendo trazar la distribución de materia oscura en cúmulos de galaxias. Desde que fueron descubiertos, los lentes gravitacionales han llevado a las disciplinas que se focalizan en el estudio del cosmos a una ruta distinta, conducente a determinar los límites exactos del universo, valiéndose de la profundidad de los objetos observados.
Se han desarrollado varias hipótesis sobre la naturaleza de la materia oscura y ya se va siendo necesario contar con elementos como para despejar incógnitas. Esta materia podría ser algo fútil o mundano, como los grandes planetas, y habría que descartar esta posibilidad antes de analizar opciones más exóticas. Existen propugnaciones de que la materia oscura está compuesta de grandes planetas con masas de entre una milésima y una décima de la masa de nuestro Sol. La lenta contracción de estos objetos debería generar un calor suficiente para emitir una radiación infrarroja –la radiación con longitudes de onda mayores que las de la luz visible– de baja intensidad. Es posible que en esta primera década del siglo XXI, uno de los nuevos telescopios infrarrojos de alta sensibilidad pueda detectar estos planetas masivos; son tareas cuyos resultados están por verse.
En las próximas secciones de este capítulo XI, junto con hablar sobre el origen de las galaxias, vamos a volver sobre la desconcertante y enigmática masa oscura que rodea la mayor parte de nuestro universo.
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