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I. Un siglo de Cosmología. Eduard Salvador Solé y Alberto Manrique Oliva – Universitat de Barcelona La historia de la cosmología moderna arranca a principios del siglo XX. Por aquella época se debatía sobre la posibilidad de que nuestra Galaxia, la Vía Láctea , contuviera todas las estrellas presentes en el Universo y que, fuera de ella, tan sólo hubiera un gran vacío cósmico (el Gran Debate ). Hacia los años 30, el astrónomo americano Edwin Hubble (1899-1953) sentó las bases empíricas de la cosmología actual al descubrir que algunas nebulosas, como Andrómeda, no eran nubes de gas situadas entre las estrellas, sino otros sistemas estelares parecidos a la Vía Láctea, externos a la misma. Al intentar determinar la distancia a esos objetos, que pasaron a llamarse galaxias , Hubble realizó al poco tiempo otro notable descubrimiento: el espectro de la luz procedente de las galaxias estaba tanto más corrido hacia el rojo cuanto menor era su luminosidad aparente (Ley de Hubble ). Interpretando dicho corrimiento al rojo como debido al efecto Doppler , eso indicaba que las galaxias se alejaban de la Vía Láctea a una velocidad proporcional a su distancia. Con esos dos descubrimientos nuestra concepción del Universo sufría una revolución semejante a la producida en el siglo XVI con Copérnico. El Universo pasaba a estar lleno de galaxias distribuidas uniformemente hasta los confines del espacio y alejándose las unas de las otras como si el Universo estuviera expandiéndose a idéntico ritmo en todas partes. Evidentemente las galaxias no dejaban de atraerse las unas a las otras por efecto de la gravedad, por lo que dicha expansión debía ir frenándose lentamente con el paso del tiempo (ver apartado II). Para determinar la posible evolución del Universo se requería pues una teoría gravitatoria. Por desgracia la teoría de la Gravitación Universal de Newton era insuficiente, pero pocos años antes Albert Einstein (1879-1955) había desarrollado una nueva teoría, la Relatividad General (RG) que sí permitía ese estudio (ver apdo. II). El primer modelo cosmológico desarrollado por Einstein antes de que Hubble descubriera las galaxias y su movimiento de recesión, suponía que el Universo era estático. Para que esto fuera posible Einstein había tenido que incluir la

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I. Un siglo de Cosmologa.

Eduard Salvador Sol y Alberto Manrique Oliva Universitat de Barcelona

La historia de la cosmologa moderna arranca a principios del siglo XX. Por aquella poca se debata sobre la posibilidad de que nuestra Galaxia, laVa Lctea, contuviera todas las estrellas presentes en el Universo y que, fuera de ella, tan slo hubiera un gran vaco csmico (elGran Debate). Hacia los aos 30, el astrnomo americanoEdwin Hubble(1899-1953) sent las bases empricas de la cosmologa actual al descubrir que algunas nebulosas, como Andrmeda, no eran nubes de gas situadas entre las estrellas, sino otros sistemas estelares parecidos a la Va Lctea, externos a la misma. Al intentar determinar la distancia a esos objetos, que pasaron a llamarsegalaxias, Hubble realiz al poco tiempo otro notable descubrimiento: el espectro de la luz procedente de las galaxias estaba tanto ms corrido hacia el rojo cuanto menor era su luminosidad aparente (Ley de Hubble). Interpretando dicho corrimiento al rojo como debido alefecto Doppler, eso indicaba que las galaxias se alejaban de la Va Lctea a una velocidad proporcional a su distancia.

Con esos dos descubrimientos nuestra concepcin del Universo sufra una revolucin semejante a la producida en el siglo XVI con Coprnico. El Universo pasaba a estar lleno de galaxias distribuidas uniformemente hasta los confines del espacio y alejndose las unas de las otras como si el Universo estuviera expandindose a idntico ritmo en todas partes. Evidentemente las galaxias no dejaban de atraerse las unas a las otras por efecto de la gravedad, por lo que dicha expansin deba ir frenndose lentamente con el paso del tiempo (ver apartado II).

Para determinar la posible evolucin del Universo se requera pues una teora gravitatoria. Por desgracia la teora de la Gravitacin Universal de Newton era insuficiente, pero pocos aos antesAlbert Einstein(1879-1955) haba desarrollado una nueva teora, laRelatividad General(RG) que s permita ese estudio (ver apdo. II).

El primer modelo cosmolgico desarrollado por Einstein antes de que Hubble descubriera las galaxias y su movimiento de recesin, supona que el Universo era esttico. Para que esto fuera posible Einstein haba tenido que incluir la llamadaconstante cosmolgicaen sus ecuaciones de la RG a fin de que hubiera una fuerza repulsiva de origen geomtrico capaz de compensar la atraccin debida al contenido en masa y energa del Universo. Cuando ms tarde qued claro que el universo no era esttico, Einstein se apresur a borrar la famosa constante cosmolgica de todas sus ecuaciones sin sospechar que con el tiempo volvera a ser necesaria (ver apdos. II y IV).

Los primeros modelos de un Universo homogneo en evolucin utilizando la RG sin constante cosmolgica se deben al matemtico y meteorlogo rusoAlexander Friedman(1888-1925) quien desgraciadamente muri al poco tiempo de proponerlos. Estos modelos fueron retomados tras unos aos por el clrigo belgaGeorge Lematre(1894-1966) quien se interes en las posibles consecuencias de una fase temprana en la historia del Universo en la que la densidad csmica habra sido comparable a la de los ncleos atmicos (modelo del tomo primitivo). Segn este modelo el Universo tendra una edad finita y habra estado expandindose desde un instante inicial de densidad infinita. Precisamente la idea de que el Universo tuviera un inicio en el tiempo no gustaba a la mayora de los cientficos coetneos a Lematre que preferan la idea de un Universo eterno e inmutable, sin lugar para una posible Creacin. Por este motivo, el modelo cosmolgico preferido por aquel tiempo era otro, el llamadomodelo estacionariopropuesto por el astrnomo britnicoFred Hoyle(1915-2003) y colaboradores, segn el cual el universo se expanda conforme a la Ley de Hubble pero nada cambiaba debido a que la disminucin en la densidad csmica debida a dicha expansin era compensada por una creacin continua de materia.

Pero no todos los cientficos ignoraban el modelo de Friedman-Lematre, conocido con el irnico nombre de modelo del Big Bang (la Gran Explosin) debido a Hoyle. As, el fsico nuclear ruso-americanoGeorge Gamow(1904-1968) lo utiliz, all por los aos 50, para explorar la idea de que los distintos istopos presentes hoy da en el Universo se hubieran formado en la fase de alta densidad que, segn ese modelo, habra tenido lugar en los albores del Universo. Segn los clculos de Gamow y colaboradores, tan slo los istopos ms ligeros podan haberse formado de esa guisa (ver apdo. III).De esos clculos tambin se desprenda que, de ser se el origen de los elementos ligeros, hoy da debera existir unaradiacin csmica de fondo, reliquia del Universo primitivo, a unos pocos grados Kelvin que llenara todo el universo por igual (ver apdo. III). Dificultades tcnicas del momento impedan comprobar esa prediccin. Por otro lado, esa teora no resolva el problema de fondo por cuanto no daba cuenta de los istopos ms pesados. Por todo ello la teora de Gamow pas inicialmente inadvertida. Sin embargo, los avances en astrofsica nuclear fueron mostrando poco a poco que los istopos ms pesados se formaban en el interior de las estrellas mientras que, para los ligeros, no haba otra explicacin que la propuesta por Gamow.

A principios de los aos 60, un grupo de fsicos tericos y astrofsicos de la Universidad de Princeton, viendo que ya era factible detectar la radiacin de fondo predicha por Gamow, se pusieron manos a la obra. Pero justo cuando se aprestaban a hacerlo, dos ingenieros de Bell Laboratory,Arno Penzias y Robert Wilson, intentando poner a punto una radioantena con fines de comunicacin, dieron por casualidad con ella. Era el ao 1965. Este notable descubrimiento dio el espaldarazo definitivo al modelo del Big Bang.

II. El modelo del Big Bang

Alberto Manrique Oliva y Eduard Salvador Sol Universitat de Barcelona

El Universo muestra propiedades muy parecidas en todas las direcciones (isotropa). Dado que no hay ninguna razn para que estemos situados justo en su centro, esoindica que el Universo es parecido en todas partes (homogeneidad). El modelo del Big Bang se basa en ese supuesto (Principio Cosmolgico) as como en que el Universo est expandindose como muestra la ley emprica de Hubble (ver apdo. I).

Debido a esa expansin, si retrocediramos en el tiempo, veramos cmo la materia se va comprimiendo ms y ms hasta alcanzar densidades inimaginablemente grandes. Antes de llegar al instante cero, definido como el tiempo en el que la densidad se hace infinita, la fsica actual deja de ser vlida. Se hace necesario aplicar unateora cuntica de la gravedadhoy por hoy desconocida. Por lo tanto, no podemos asegurar ni siquiera que haya existido ese instante cero. Lo que si podemos es acercarnos mucho a l (hasta tan slo 10-43segundos de l). A partir de ese instante, el modelo del Big Bang empieza a ser una buena descripcin de la historia del Universo, y proporciona una descripcin muy fiabledesde unos 10-30segundos del tiempo cero.

Si el Universo se hubiera estado expandiendo siempre al ritmo actual, dado por la Ley de Hubble, su edad sera de unos 15.000 millones de aos. Sin embargo, el ritmo de expansin ha ido variando con el tiempo por dos razones: 1) debido a la atraccin de la materia-energa que la ha ido frenando y a los efectos de una posible constante cosmolgica que la habra podido acelerar y 2) debido al estado de la materia en cada instante, el cual determina, para una densidad dada, lapresin que sta ejerce a su alrededor relacionada con la energa tpica de sus partculas. No hay que olvidar que en relatividad, la energa y la masa son intercambiables (mediante un factor de conversinigual a la velocidad de la luz al cuadrado, se puede pasar de la una a la otra), lo que hace que tanto la masa como la energa generen gravedad. Clculos detallados mediante lasecuaciones de Friedmanteniendo en cuenta todos esos efectos (y los valores de los parmetros cosmolgicos determinados determinados observacionalmente, ver apdos. III y IV) muestran que la edad actual del Universo es de 13.700 millones de aos, lo cual es consistente con la edad de los objetos csmicos ms viejos que pueblan el Universo.

Las ecuaciones de Friedman, desarrolladas en el marco de la RG de Einstein, siguen la evolucin del Universo homogneo y en expansin, lleno de partculas (y campos cunticos, que pueden comportarse como una constante cosmolgica) con ecuaciones de estado que van variando con el tiempo. Si nosrestringimos a tiempos csmicos no demasiado pequeos y a distancias no demasiado grandes, esas ecuaciones pueden deducirse en el marco de la Gravitacin de Newton, lo que permite comprender su significado: se trata simplemente de las ecuaciones de conservacin de la masa y la energa aplicadas al fluido csmico. La versin relativista de esas ecuaciones difiere de la newtoniana en slo dos aspectos: la gravedad viene generada por la energa de las partculas y no slo por su masa (que incluso puede ser nula como en el caso de losfotones) y la velocidad de las partculas no puede superar nunca la velocidad de la luz. La primera diferencia es importante para tiempos csmicos pequeos en los que las partculas eran extremadamente energticas (con la expansin, el Universo se ha ido enfriando), mientras que la segunda lo es a grandes distancias donde la velocidad de alejamiento entre partculas deja de tener sentido. Ese ltimo aspecto se debe a la siguiente diferencia fundamental entre las gravitaciones de Newton y Einstein. Segn Newton las partculas sometidas a un campo de gravedad siguen trayectorias curvadas en un espacio euclidiano, mientras que segn Einstein siguen lneas rectas (geodsicas) como en ausencia de gravedad pero es el espacio-tiempo el que se curva. El hecho de que el espacio-tiempo est curvado hace que no podamos sealar con vectores (flechas) puntos muy alejados y, por lo tanto, tampoco podamos medir como cambian esos vectores con el tiempo. Es decir, la nocin de velocidad relativa entre objetos muy alejados deja de tener sentido. As pues, la Ley de Hubble no puede interpretarse en RG como debida a que las galaxias se alejan de nosotros a una velocidad relativa tanto mayor cuanto mayor es su distancia; tan slo podemos decir que es el resultado de la expansin del espacio desde que las galaxias que vemos emitieron su luz.

Efectivamente, como consecuencia de la velocidad finita de la luz, los fotones que hoy nos llegan de galaxias muy lejanas pueden haber tardado centenares o miles de millones de aos en recorrer la distancia que nos separa de ellas (la velocidad de la luz se mide localmente, no es una velocidad relativa entre objetos distantes). As pues, las imgenes astronmicas de galaxias no nos muestran cmo son esos objetos en la actualidad sino cmo eran cuando emitieron los fotones que ahora recibimos. Eso tiene grandes ventajas y grandes inconvenientes para los estudios cosmolgicos. Uno de los inconvenientes es que nos impide comprobar la homogeneidad del Universo a base de ver como es a grandes distancias de nosotros. A esas distancias el Universo es muy diferente de cmo se presenta a nuestro alrededor, pero esto no significa que el Universo no sea homogneo sino simplemente que cambia con el tiempo. Por el contrario, una gran ventaja es que permite ver como era el Universo a distintas pocas a lo largo de su historia. As podemos estudiar cmo fluctuaba la densidad de materia-energa cuando se gener la radiacin de fondo, lo cual nos informa sobre las propiedades del fluido csmico en aquella poca y del Universo en general. O podemos estudiar cmo ha sido el proceso de formacin y evolucin de las galaxias (ver apdo. IV).

Lo ms lejos (en espacio y tiempo) que podemos ver es precisamente el momento en que se gener la radiacin csmica de fondo. Eso sucedi cuando el Universo tena tan slo 380.000 aos.Antes de ese instante el Universo era opaco. Por este motivo no podemos contemplar el proceso de formacin de los elementos ligeros (nucleosntesis primordial), a los pocos minutos despus del instante cero,ni mucho menos el de la formacin de las partculas subatmicas, que tuvo lugar tras un perodo de rpida expansin (inflacin) del universo cuando ste tan slo tena 10-35segundos (apdos. III i IV respectivamente). De todas formas, aun suponiendo que el Universo primitivo no fuera opaco, nuestra visin estara limitada por lo que llamamos elhorizonte, situado a aquella distancia de nosotros desde la cual ningn vehculo de informacin, viajando a la velocidad insuperable de la luz desde el instante cero, habra tenido tiempo de alcanzarnos.

Dado que en RG, el contenido en materia-energa del Universo determina la curvatura del espacio-tiempo,a partir de las propiedades que muestra el Universo dentro del horizonte y suponiendo que se mantienen fuera de l (lo cual por razones obvias no puede comprobarse) podemos estimar su extensin espacial y temporal. Dentro del horizonte el Universo presenta una densidad de masa-energa mayor de lo que corresponde al recuento de estrellas y cualquier otro tipo de cuerpos celestes convencionales. Existe pues gran cantidad demateria oscurade composicin desconocida. Esto conduce a un Universo espacialmente infinito, aunque sin lmites aparentes, y en expansin indefinida. Concretamente, nuestro Universo se situara justo

a la frontera entre losmodelos abiertos(con curvatura espacial negativa y una expansin indefinida con exceso de energa al infinito) y losmodelos cerrados(con curvatura espacial positiva y expansin finita seguida de una fase de contraccin hasta la implosin final). Dado que al expandirse el Universo se enfra, eso nos llevara inexorablemente a una triste muerte trmica (de fro y soledad). Pero eso no es todo. Como se desprende de distintas observaciones, especialmente las de explosiones deSupernovaen galaxias muy distantes, el Universo parece haber iniciado recientemente una fase de expansin acelerada, es decir, su evolucin estara dominada por una constante cosmolgica o algo parecido, tambin llamadaenerga oscura, semejante, aunque sin relacin alguna, con la que habra dado lugar a la fase de inflacin del universo primitivo. Esta expansin acelerada del Universo debiera terminar por desgarrar todos los objetos y partculas presentes en el Universo, lo que conducira a una muerte mucho ms dramtica que la trmica aunque igual de triste. Las ltimas estimaciones del contenido de nuestro Universo indican que la materia ordinaria tan slo representa el 4 % del total; casi un 23 % corresponde a materia oscura no convencional, mientras que el 73 % restante lo constituye la energa oscura.

III. Los xitos del modelo del Big Bang

Enrique Martnez Gonzlez y Diego Herranz Muoz Instituto de Fsica de Cantabria

Como se ha visto en los apartados anteriores el paradigma actual en cosmologa, el modelo del Big Bang, se fundament en tres evidencias observacionales: laexpansin del universo, lanucleosntesis primordialy laradiacin csmica de fondo. En particular fue el descubrimiento de esta radiacin, tambin conocida como fondo csmico de microondas debido a que su pico de intensidad se observa en este rango de longitudes de onda, lo que provoc finalmente su aceptacin por la comunidad cientfica frente al modelo competidor del estado estacionario. Esta radiacin proviene de la superficie de ltima dispersin en que, debido al enfriamiento sufrido por la expansin del universo, la radiacin ya no tiene suficiente energa para ionizar los tomos de hidrgeno por lo que todos los electrones acaban formando tomos y la materia se vuelva neutra. Si bien su deteccin tuvo una gran importancia cosmolgica, el estudio posterior de las propiedades tanto de su distribucin espectral como espacial fueron claves para una confirmacin detallada del modelo del Big Bang. Estos resultados junto con otros relacionados con diferentestests cosmolgicos, como la distribucin de las galaxias, laedadde los objetos ms viejos, eltest magnitud-redshiftparasupernovas del tipo Iao elefecto lente gravitatoriade fuentes lejanas, constituyen algunos de los muchos xitos del modelo del Big Bang.

Si la propia deteccin de la radiacin de fondo fue merecedora del premio Nobel, tambin lo fue la determinacin, 25 aos ms tarde, del espectro decuerpo negroa una temperatura de -270 grados centgrados mediante los datos del experimentoFIRASa bordo del satliteCOBE, as como la deteccin de lasanisotropasmediante el experimentoDMRdel mismo satlite. Estas pequeas diferencias de temperatura, de una parte en cien mil, cuando miramos en diferentes direcciones del cielo son el reflejo de las semillas en las fluctuaciones de materia iniciales que dieron lugar a las galaxias y demsestructura a gran escaladel universo tal y como la vemos actualmente.Las pequeas anisotropas de la radiacin de fondo constituyeron durante muchos aos el eslabn perdido entre unas condiciones de gran uniformidad en la distribucin de materia al principio y la complejadistribucinde galaxias que observamosactualmente en forma decmulos de galaxias,supercmulosyfilamentos(ver tambinestructura a gran escala) en lo que se conoce como lared csmica. Este hallazgo confirm por primera vez el escenario deinestabilidad gravitacionalsegn el cual la distribucin de galaxias se form a partir de las pequeas inhomogeneidades existentes al principio (ver seccin IV) que, mediante atraccin gravitatoria, fueron acumulando materia y creciendo paulatinamente en un lento proceso de miles de millones de aos. Las anisotropas tanto en la temperatura como en la polarizacin de la radiacin de fondo constituyen una herramienta nica para la determinacin de losparmetros cosmolgicosque caracterizanel modelo y confirmar el modelo de inflacin (ver seccin IV). As, el satliteWMAPde la NASA, lanzado en 2001, ha medido las anisotropas de dicha radiacin en todo el cielo con una precisin sin precedentes. Estas medidas, combinadas con datos de supernovas y de los grandes cartografiados de galaxias2dFySDSS, han implicado una espectacular mejora en la determinacin de los parmetros cosmolgicos, reduciendo sus incertidumbres a unos pocos por ciento y abrindonos las puertas a una nueva era que se conoce como cosmologa de precisin. Con el recientemente lanzado satlitePlanckde la ESA, se espera una mejorasustancial en la precisin de las medidas de las anisotropas de temperatura y polarizacin, con el consiguiente impacto en la determinacin de dichos parmetros y en nuestro conocimiento del universo en general.

Desde mediados del siglo pasado se saba que la creacin de los elementos ms ligeros tuvo que suceder al principio de los tiempos en un estado denso y caliente de la materia en el universo. Sin embargo todava era necesaria una confrontacin precisa entre las predicciones del Big Bang y lasabundanciasobservadas. Estas abundancias vendran dadas por lasreacciones termonuclearesentre los protones y neutrones formados despus de labariognesis, que tuvieron lugar durante un corto periodo de unos pocos minutos determinado por la velocidad de expansin del universo que haca que ste fuera enfrindose a la vez que se volva menos denso. As, mediante una cadena de reacciones termonucleares se sintetizaron el deuterio (un istopo del hidrgeno formado por un protn y un neutrn) y el helio (el elemento ms abundante de la naturaleza despus del hidrgeno). Excepto pequeas trazas de litio, elementos ms pesados que el helio no se pudieron formar en el Big Bang debido al corto periodo de tiempo que permite la expansin del universo para que puedan darse dichas reacciones y al cuello de botella que representa el hecho de que en la naturaleza no existan elementos estables de 5 u 8 masas atmicas. El resto de elementos de latabla peridicatuvo que fabricarse en los ncleos de las estrellas (en stas es posible debido a que se dispone de mucho ms tiempo, producindose carbono a partir de helio mediante el lentoproceso triple-alfa). El inters cosmolgico de las abundancias de los elementos ligeros que se formaron en el Big Bang se basa en que stas dependen de ladensidad barinicadel universo. Medidas muy precisas de dichas abundancias han sido realizadas en nubes de gas ionizado (regiones HII) y en las atmsferas de las estrellas ms viejas de nuestra galaxia y de galaxias vecinas, implicando una densidad barinica de aproximadamente un 4%. Tanto estas medidas como las abundancias de deuterio derivadas de los espectros de alta resolucin decusareslejanos estn de acuerdo con las predicciones del modelo. Adems la densidad barinica necesaria para ajustar a la vez las abundancias de todos los elementos encaja bien con la que se infiere de las medidas de anisotropas de la radiacin de fondo (ver seccin IV).

El problema de medir la expansin del espacio reside en encontrar unos objetos, denominados candelas estndar, visibles a distancias cosmolgicas y cuya luminosidad se pueda conocer con precisin. Aunque Hubble se bas en una muestra de galaxias para su descubrimiento de la expansin sin embargo su luminosidad es difcil de determinar debido a la diversidad de tipos, tamaos y evolucin. Las mejores candelas estndar en la actualidad son lassupernovas de tipo Iapara las que su luminosidad se puede determinar en base a lacurva de luz. Adems debido a su alta luminosidad, comparable a la de una galaxia durante un periodo tpico de varios das, pueden observarse a distancias de miles de millones de aos luz. Mediante muestras de varios cientos de supernovas ha sido posible una buena determinacin tanto delparmetro de Hubbleque cuantifica la expansin, como de la aceleracin del universo cuando se incluyen las supernovas ms lejanas concorrimientos al rojomayores que la unidad. La medida del parmetro de Hubble es de unos 70 km/s por cadaMegaparsecla cual concuerda con la obtenida mediante otras candelas estndar, como las estrellas variablesCefeidasyRR Lyrae, observables a distancias de decenas de millones de aos luz, y mediante la combinacin de medidas de rayos X y delefecto Suyaev-Zeldovichen cmulos de galaxias. Las medidas ms precisas del parmetro de Hubble vienen de la combinacin de las anisotropas de la radiacin de fondo con las observaciones de supernovas y la distribucin de las galaxias, siendo compatibles las medidas obtenidas de cada observacin por separado. Hace alrededor de una dcada, tambin con las supernovas se obtuvo el sorprendente resultado de que el universo no slo se expanda sino que en los ltimos miles de millones de aos lo haca cada vez ms deprisa, lo que supona unaexpansin acelerada. Este comportamiento se puede explicar con la existencia de unaenerga oscuraque domina la dinmica del universo al tiempo actual (ver seccin IV).

Otro de los xitos del modelo de Big Bang reside en que la edad que predice para el universo es mayor que la de cualquier objeto csmico. Mediante lasecuaciones de Friedmannque describen la evolucin del universo y asignando a los parmetros cosmolgicos los valores que se infieren de las observaciones ms recientes (ver seccin IV) se tiene una edad para el universo de 13.700 millones de aos. Esta edad encaja bien tanto con la edad de la tierra (unos 4.500 millones de aos) como con la de las estrellas ms viejas derivada de la aplicacin de los modelos de evolucin estelar a loscmulos globulares. Las primeras medidas del parmetro de Hubble adolecan de muchos efectos sistemticos e implicaban una sobreestimacin de la expansin del universo. Ello llev a estimaciones de la edad del universo en conflicto con incluso la edad de la tierra. Adems de la expansin, la evidencia observacional de que la dinmica del universo est dominada por laenerga oscura(tambin conocida comoconstante cosmolgica, ver seccin I) ha contribuido a aumentar su edad estimada y por tanto a una mayor compatibilidad con la edad de las estrellas ms viejas. Asimismo, hay que tener en cuenta que la estimacin de las edades de estas ltimas viene acompaa de ciertos errores asociados a incertidumbres existentes en la teora de la evolucin estelar.

Por ltimo existen otros tests cosmolgicos, como por ejemplo los basados en la distribucin espacial de las galaxias, elefecto Suyaev-Zeldovichdebido al gas caliente en las regiones interiores de los cmulos de galaxias, o elefecto lente gravitatoriaque distorsiona las imgenes de fuentes lejanas al pasar la luz de stas cerca del campo gravitatorio de objetos masivos ms cercanos que se encuentran en la trayectoria de la visual, que aunque todava no han producido resultados tan precisos como los mencionados anteriormente s que han contribuido a establecer elmodelo concordante, confirmando los valores de los parmetros cosmolgicos que caracterizan a la teora del Big Bang.

IV. Retos de la cosmologa actual

Enrique Martnez Gonzlez y Diego Herranz Muoz Instituto de Fsica de Cantabria

Desde que se acept como paradigma de la cosmologa en 1965, el modelo del Big Bang ha sido expuesto a numerosas y exigentes pruebas observacionales que ha pasado con xito (ver secciones II y III). Sin embargo existen todava una serie de problemas fundamentales sin resolver que constituyen los retos de la cosmologa actual y que adems transcienden el contexto puramente cosmolgico.

El primer conjunto de problemas se identific en los aos 70 y tiene que ver con que, si vamos hacia atrs en el tiempo, para que el universo aparezca como le vemos hoy en da tiene que haber empezado con unas condiciones iniciales muy especiales. En particular, elproblema de horizontehace referencia a que distintas regiones lejanas del universo poseen propiedades muy similares de densidad, temperatura, etc, a pesar de que, segn el modelo estndar de Big Bang, no han tenido ningn tipo de contacto anteriormente (se dice que no ha habidocontacto causal, ni siquiera la luz ha tenido tiempo de viajar entre ellas). En estas circunstancias resulta muy difcil entender la homogeneidad e isotropa que observamos en la distribucin de galaxias as como la isotropa de la radiacin de fondo si no se imponen como condiciones iniciales del universo. Elproblema de planitud, tambin conocido como elproblema de coincidencias, consiste en explicar por qu la densidad de materia que se observa es tan cercana a ladensidad crticanecesaria para explicar lageometra eucldeadel universo a gran escala. Si vamos hacia atrs en el tiempo lasecuaciones de Friedmannnos dicen que en el pasado la densidad de materia tuvo que ser muchsimo ms cercana a la crtica, lo cul nos lleva de nuevo a unas condiciones iniciales muy especiales al principio. Por ltimo elproblema de los monopolos magnticos, los cules se predicen en grandes cantidades en lasteoras de gran unificacinde las interacciones elementales de la naturalezapero sin embargo no se ha observado ninguno.

Con el fin de dar una respuesta a estos problemas y basndose en conceptos cunticos, al principio de los 80 varios autores propusieron una fase de drstica expansin en los primeros instantes de la evolucin del universo, lo que se conoce comoinflacin csmica. Esta fase de expansin exponencial (modelo de de Sitter) est provocada por el dominio delfalso vacoen que se encuentra el campo cuntico, denominadoinflatn, que domina la dinmica del universo en los primeros instantes de su evolucin y que implica una ecuacin de estado efectiva igual a la de laconstante cosmolgica. Es esta fuerte expansin la que produce un estiramiento del espacio tal que las escalas que estaban previamente dentro del horizonte, y por tanto en contacto causal, pasan a ser mayores que ste. Es este hecho, contrario a lo que ocurre en el modelo clsico del Big Bang en que es el horizonte el que con el tiempo va abarcando escalas cada vez mayores, el que proporciona la clave para dar solucin a los problemas planteados. As, las regiones que en el modelo clsico no podan tener ningn contacto previo entre s, con la inflacin s que lo habran tenido cerca deltiempo de Plancky por tanto se podra entender que ahora fueran tan parecidas. Adems, el fuerte estiramiento del espacio hace que ste se aproxime muchsimo a la geometra eucldea, no siendo por tanto extrao que ahora sea sta la geometra del universo. Por otro lado, la inflacin resuelve otro gran problema existente y para el que no haba sido pensada. Los campos cunticos estn sometidos afluctuaciones cunticaslas cuales se transmiten a la densidad de materia y energa cuando stos decaen en laspartculas elementales. Este simple hecho es clave para poder sembrar las semillas de las inhomegeneidades en la densidad de materia y as poder entender el origen de las galaxias y su distribucin en el universo. La etapa inflacionaria termina con latransicin de fasealverdadero vacoen el que se produce unrecalentamientodel universo a la vez que se producen las partculas elementales (fotones, bariones, etc) y la dinmica del universo empieza a ser regida por la radiacin, como suceda en la teora clsica del Big Bang. Uno de los mayores retos de hoy en da en cosmologa es la confirmacin observacional del modelo inflacionario. Las mayores esperanzas estn puestas en el estudio de lagausianidadde las anisotropas de la radiacin de fondo y, sobre todo, en la deteccin delmodo Bde su polarizacin. Con este fin, actualmente se estn desarrollando variosexperimentos de polarizacinen la banda de las microondas con una sensibilidad sin precedentes. Dicha deteccin supondra una prueba inequvoca de que la inflacin tuvo lugar a la vez que nos proporcionara informacin sobre la escala de energas y tiempos en que aconteci.

Otro de los mayores retos de la cosmologa es entender el proceso deformacin de las galaxiasa partir de las pequeas fluctuaciones en la densidad de materia presentes en el universo temprano justo despus de la inflacin. Aunque sabemos que el mecanismo bsico es la accin de la gravedad acumulando materia alrededor de las perturbaciones existentes en la densidad y en los ltimos aos se han conseguido avances espectaculares ligados a loscartografiados profundos de galaxias, sin embargo desconocemos hechos fundamentales como el momento en que se formaron las primeras estrellas y galaxias a partir de la condensacin del gas primordial, los procesos fsicos que dan lugar a los distintos tipos (como galaxias espirales, elpticas, barradas, enanas, irregulares), los procesos evolutivos, la influencia del medio, la conexin con elagujero negroque albergan la mayora de las galaxias sino todas, etc. Adems, existe un periodo clave para entender algunas de estas cuestiones comprendido entre la ltima dispersin y el momento en que se forman las primeras estrellas (poblacin III) ycusaresque producen lareionizacinde la materia varios cientos de millones de aos despus del Big Bang, conocido como laedad oscura, del que no se tiene ninguna observacin hasta la fecha. Ello se debe a que la materia se encuentra totalmente neutra en forma de nubes de gas compuestas casi exclusivamente por tomos de hidrgeno y helio que apenas emiten radiacin. Actualmente se est realizando un gran esfuerzo en desarrollargrandes instalaciones de antenas de radiopara poder detectar dichas nubes primigenias mediante lalnea de 21 cmde laestructura hiperfina del hidrgeno.

En las ecuaciones de Friedmann aparecen una serie deparmetros cosmolgicosque determinan la evolucin del universo y que hay que determinar mediante diferentes observaciones cosmolgicas como las anisotropas de la radiacin de fondo, la velocidad con que se alejan unas galaxias de otras, las abundancias primigenias de los elementos ligeros o la distribucin de galaxias. As, sabemos que elparmetro de Hubbleque caracteriza la expansin toma el valor de 70 km por segundo por cadamegaparsec, que la densidad barinica supone aproximadamente un 4% del total de materia y energa,que existe una componente material de naturaleza desconocida denominadamateria oscuraque slo es sensible a la interaccin gravitatoria y que supone el 23% , y lo que es ms sorprendente, que existe unaenerga oscuracon propiedades muy parecidas a la constante cosmolgica, introducida por Einstein con una finalidad muy distinta (ver seccin I), que domina la dinmica actual del universo con un 73% del contenido energtico-material. Tanto el tipo de partculas del que est hecha la materia oscura como el origen y la naturaleza de la energa oscura constituyen otros de los grandes retos de la cosmologa actual. En particular es esta ltima la causante de la aceleracin en las pocas ms tardas de la expansin del universo y que fueobservado primero con la expansin de las supernovas y despus confirmado con la radiacin de fondo y otros experimentos cosmolgicos. Hay que aadir que no slo esta componente siniestra sino todos los parmetros cosmolgicos han sido medidos mediante diferentestests cosmolgicos(ver seccin III), resultando en valores de los mismos en total acuerdo y dando lugar a lo que se conoce comomodelo concordante. Actualmente se est realizando un enorme esfuerzotanto humano como de desarrollo instrumental para desentraar los misterios que se escoden detrs de estas misteriosas componentes del universo que resultan imprescindibles para entender nuestro universo.