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Tribuna:

El universo se salvará de un colapso final

Los astrofísicos miden la geometría del cosmos para conocer su destino

El universo es poco denso, menos denso de lo que muchos esperaban. Esta constatación viene documentada por observaciones que engloban una considerable porción del cosmos y tiene un significado particular dentro de la cosmología moderna. Observaciones de esta índole están siendo realizadas por el Supernova Cosmology Project, colaboración científica internacional cuyo objetivo es determinar el tipo de universo en que estamos y que ha presentado sus resultados en el último número de la revista Nature.Conocida la densidad de materia del universo conocemos su geometría global y su evolución futura en el tiempo. Tal relación profunda entre masa, geometría y evolución dinámica del cosmos se asienta sobre los fundamentos establecidos por Einstein en su teoría de la relatividad general. Esta teoría, base de la cosmología moderna, muestra que la masa-energía no es una realidad ajena a la geometría del espacio-tiempo en que se encuentra, sino que la determina. Al igual que la geometría del espacio-tiempo se curva en presencia de un objeto estelar muy denso, tal como un agujero negro, la geometría del cosmos tratado como un todo queda definida por su contenido en materia.

De esa forma, se habla de un universo abierto si la densidad de materia del mismo es menor que una cierta densidad crítica, y si la densidad de materia es superior a la crítica se habla de un universo cerrado. A menudo se describe este término por el valor del cociente entre la densidad del universo y la densidad crítica, el llamado parámetro de densidad omega: un universo es abierto si omega es menor que uno y cerrado si omega es mayor que uno. Mientras que un universo abierto es hiperbólico e infinito, un universo cerrado tiene una geometría esférica y finita. El caso de omega exactamente igual a uno se conoce cómo universo plano y es también infinito.

Poco denso

El comportamiento dinámico de un universo abierto -poco denso-, o de uno cerrado -más denso que el valor crítico-, es diferente, al igual que lo es, por poner una comparación, el comportamiento de un objeto lanzado al espacio en un campo gravitatorio débil o fuerte (la Luna frente a la Tierra, por ejemplo). Si la gravedad es débil, un proyectil lanzado al espacio puede escapar más fácilmente del campo de gravedad. Si no lo es, sino que es fuerte, el proyectil caerá atraído hacia la superficie.De manera similar, un universo poco provisto de masa-energía se expandirá para siempre, ya que el contenido de materia del mismo no es capaz de detener su expansión (también se expandirá para siempre en el caso del universo plano, aunque su expansión se irá frenando y será cada vez menos perceptible'). Por el contrario, si el universo supera la densidad crítica, el contenido de materia es capaz de acabar deteniendo la expansión. En el primer caso, la escala de dimensiones crece hacia valores cada vez mayores; en el segundo caso la expansión se frena hasta cesar e invertirse, y el universo emprendería después un camino de contracción hacia dimensiones menores acabando en un colapso final (big crunch), es decir, regresaría a un momento de densidad infinita y tamaño infinitésimo, como el que hubo al inicio, al comenzar su expansión en la gran explosión (big bang).

La averiguación final de en qué tipo de universo estamos ha tardado en llegar, ya que para realizarla se necesita disponer de algún medio muy preciso capaz de proporcionar información a muy grandes distancias. Lo primero que se utilizó para medir la geometría del universo -y por tanto su densidad de materia fueron algunas propiedades de las galaxias que se suponían generales de todas ellas (en esto se basaron los primeros intentos, del astrónomo Edwin Hubble). Recientemente se ha visto que este tipo de indicadores de la geometría del cosmos no funciona: sus propiedades dependen de efectos evolutivos.

Existe, sin embargo, un tipo de objetos tan luminosos como las galaxias pero con la ventaja de ser intrínsecamente iguales hace miles de millones de años y en la actualidad. Estos objetos son las supernovas termonucleares, denominadas de tipo I. El espectro de la radiación emitida por una de estas explosiones estelares que tuvo lugar hace miles de millones de años (cuya luz nos llega ahora a nosotros) es idéntico a los de las supernovas del universo más cercano, a tan sólo decenas de millones de años luz. Esto es así debido a que se trata de la explosión de una especie de fósil de la evolución estelar conocido como enana blanca: un núcleo estelar muy denso de carbono y oxígeno, resultado de la evolución de la inmensa mayoría de las estrellas.

Las enanas blancas constituyen una familia universal definida sólo por su masa, y las supernovas termonucleares son explosiones de esos residuos estelares cuyas propiedades no dependen ni del momento evolutivo, ni del lugar del universo en que se formaron esos objetos. Esas explosiones alcanzan un brillo similar al de una galaxia y pueden ser observadas a distancias de miles de millones de años luz, transportándonos a un tiempo en que el universo tenía sólo la mitad de la edad actual.

Para descubrir estos objetos se toman imágenes del cielo que contienen miles de millones de galaxias. De forma informatizada se comparan imágenes y se descubren candidatos. Los candidatos se confirman a través del espectro de emisión, que resulta ser una especie de marca de identidad. Una vez descubiertos se sigue su evolución en luminosidad y así se puede comparar la muestra lejana con la de los objetos más cercanos. La labor de inferir a través de este tipo de trabajos los valores que definen la geometría del universo en que estamos, es el propósito. del Supernova Cosmology Project.

Esta colaboración utiliza los observatorios más importantes del mundo. El observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, trabaja en este proyecto junto con observatorios como el de Mauna Kea, en Hawai, el telescopio espacial Hubble, el Observatorio Europeo Austral (ESO), el observatorio interamericano de Cerro Tololo y el de Kitt Peak, en Arizona.

Constante cosmologica

Los resultados de este proyecto ya no se dejan esperar: el parámetro de densidad de materia es bajo, tan sólo el 20% del valor necesario para cerrar el universo (hasta el 60% si mencionamos las incertidumbres estadísticas y damos la cota máxima al valor). Ello apuntaría a un universo abierto e infinito.La colaboración no concluye aquí su labor. Einstein había introducido tentativamente una posible constante cosmológica en sus ecuaciones. Esta constante, cuyo valor puede muy bien ser nulo, jugaría un papel importante en establecer la geometría del universo. El efecto de esta constante, si su valor fuera no nulo, sería el de favorecer una aceleración de la expansión. En este proyecto se han puesto cotas al valor de esta constante, y en los próximos años, además de precisar más el valor de densidad de la materia aumentando el número de datos recabados, se intentará delimitar ese valor.

De las mediciones que se están realizando podemos empezar a descartar un universo que en miles de millones de años empiece a retroceder sobre sí mismo frenando .su expansión bajo el peso de su materia. Todo apunta a que no habrá un colapso final, ni universos que se reinventen en sucesivos momentos de explosión y colapso. La expansión no se detendrá ni volveremos al punto de partida. Nuestro final más parece asemejarse al de un universo extendiéndose infinitamente en el tiempo, cada vez más diluido en materia y más frío. Un universo que acabará desprovisto de brillo en el cielo ya que las estrellas se forman a un ritmo cada vez menor y las que existen tienen una vida limitada.

Pilar Ruiz-Lapuenté, astrofísica y profesora de la Universidad de Barcelona, es investigadora principal de Supernova Cosmology Project en La Palma.

* Este artículo apareció en la edición impresa del Miércoles, 7 de enero de 1998