Podcast CB SyR 505: Biomecánica del golpe de la gamba mantis y resultados cosmológicos de DESI DR2 BAO, DES Y6R, ACT DR6 y KiDS-DR5

Te recomiendo disfrutar del episodio 505 del podcast Coffee Break: Señal y Ruido [iVoox A, iVoox B; ApplePod A, ApplePod B], titulado “Gamba Mantis; Energía Oscura y Cosmología”, 27 mar 2025. «La tertulia semanal en la que repasamos las últimas noticias de la actualidad científica. Cara A: Fin de GAIA y otros varios (6:00). El golpe de la gamba mantis (23:00). Cara B: El golpe de la gamba mantis (continuación) (00:01). Debate sobre energía oscura a la luz de DESI y DES (14:47). Imagen de portada realizada por Juan Carlos Gil. Todos los comentarios vertidos durante la tertulia representan únicamente la opinión de quien los hace… y a veces ni eso».

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Descargar el episodio 505 cara A en iVoox.

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Como muestra el vídeo participan por videoconferencia Héctor Socas Navarro @HSocasNavarro /@hectorsocas.bsky.social / @HSocasNavarro@bird (@pCoffeeBreak / @pCoffeeBreak.bsky), Juan Carlos Gil Montoro @ApuntesCiencia / @ApuntesCiencia.bsky / @ApuntesCiencia@astrodon,  José Alberto Rubiño @JARubinoM (solo cara B), y Francis Villatoro @eMuleNews / @eMuleNews.bsky / @eMuleNews@mathstodon.

Tras la presentación, Héctor nos comenta el fin de la misión de Gaia y nos comenta varias cosas breves. Entre ellas, que el nombre «El café de Ganimedes» fue acuñado por nuestra oyente Vanessa (a la que conocí en persona en una de sus visitas a Málaga), a la que el podcast la premió con 100 €. Además, Héctor aprovecha para recomendar el segundo episodio «El Café de Ganimedes. Ep 002: Lore ganimediano y defensa planetaria (26:40)», iVoox, 15 mar 2025. Y pide perdón por el radio de fondo en la primera parte (lore), debido a que se grabó con María (Ribes) en una cafetería con mucho ruido de fondo. También comenta que las observaciones de su búsqueda del Planeta 9 en el Observatorio Astrofísico de Javalambre (OAJ) ya se han liberado (pueden ser descargadas por toda persona que tenga interés en analizarlas en busca de algo, pues Héctor y Nacho se han centrado en el Planeta 9). Quizás se pueda usar para descubrir un nuevo objeto transneptuniano (que requerirá nuevas observaciones con otro instrumento).

Juan Carlos nos habla de la biomecánica del golpe de la gamba mantis pavo real (Odontodactylus scyllarus). La ballena azul es el animal con el golpe más fuerte, 100 mil newtons de fuerza; en tierra, es el elefante con unos 9 mil newtons, seguido por el caballo, que llega hasta los 8 mil newtons. Pero los golpes de estos animales son lentos. En términos de potencia les superan golpes muy rápidos de animales como el camaleón, que alcanza los 14 mil vatios por kilo (en biomecánica es habitual normalizar por la masa muscular activa), saltamontes y pulgas que llegan hasta 30 mil, incluso hasta 100 mil vatios por kilo. Pero el campeón absoluto es un estomatópodo, las gambas mantis pavo real, que desarrollan 500 mil vatios por kilo, con una fuerza absoluta de 1500 newtons, una aceleración de 10 mil g (aceleración de la gravedad en la superficie terrestre), equivalente a un rifle largo de calibre 22 (aunque la velocidad alcanzada por el golpe es de unos 80 km/h, cuando la bala supera las 1200 km/h). Por cierto, la garra se desplaza del orden de un centímetro y medio, pegando un golpe muy seco.

Estos estomatópodos tienen  10 patas, como las gambas, siendo la galera (Squilla mantis) el más conocido en España. La gamba mantis tiene dos patas frontales llamadas garras raptoriales, adaptadas para la depredación mediante potentes golpes, lo que además le da una pose similar a la de una mantis religiosa. Sus ojos son extraordinarios, pues tienen hasta 16 tipos de pigmentos fotorreceptores, frente a los 3 que tenemos los humanos. De ellos, 12 están especializados en la detección del color (incluyendo longitudes de onda en el ultravioleta) y los 4 restantes están dedicados a detectar la polarización de la luz; de hecho, hay dos especies en las que son capaces de detectar luz polarizada circular, los cuatro parámetros de Stokes (I, Q, U y V), algo único en el reino animal. Como dice Héctor, ven un universo inimaginable. Los ojos están en sendos pedúnculos; cada ojo es trinocular, con tres zonas que suministran una imagen independiente.

Hay dos tipos de garras raptoriales de estos estomatópodos, las perforadoras, que son afiladas y sirven para arponear a las presas, y las golpeadoras (como O. escilarus), que tienen forma de maza y sirven para golpear y romper los caparazones de sus presas. La biomecánica del golpe fue estudiada en un artículo publicado en Nature en 2004 (S. N. Patek, W. L. Korff, R. L. Caldwell, “Deadly strike mechanism of a mantis shrimp,” Nature 428: 819-820 (22 Apr 2004), doi: https://doi.org/10.1038/428819a). La garra raptorial tiene varios segmentos que forman un mecanismo elástico de resorte y palanca. El segmento más próximo al cuerpo tiene una zona endurecida en forma de silla de montar (saddle) que se comporta como un muelle gracias a los músculos que tiene debajo. Esta zona es capaz de acumular energía elástica mediante su contracción durante unos cientos de milisegundos; esta energía se mantiene bloqueada mediante una pestillo (latch), que el animal puede desbloquear provocando la liberación explosiva de la energía acumulada en apenas unos milisegundos. Este mecanismo se llama elástico desacoplado, porque desacopla el mecanismo que acumula la energía del que la libera, un principio clásico del diseño biomecánico. Su gran ventaja es que no desplaza el músculo y que la parte móvil tiene una masa menor que el conjunto total, lo que reduce la inercia y mejora la eficacia (algo parecido se usa en los mecanismos que lanzan pelotas de tenis o bolas de béisbol para entrenamiento).

Lo más curioso es que el rápido golpe provoca una caída brusca de la presión del agua desplazada, hasta por debajo de la presión de vapor del líquido, lo que hace que se formen burbujas, que son inestables y colapsan muy rápido. Esta cavitación puede generar sonido, como con el crujido de los dedos debido a la cavitación en el líquido sinovial; también puede generar temperaturas de miles de grados y luminescencia, visible con el ojo humano (sonoluminiscencia). En 2004 se sugirió que el colapso de estas burbujas de cavitación en el golpe de la gamba mantis podría desarrollar una segunda ola de daño a la presa. La idea del doble golpe fue confirmada en un artículo de 2005 del mismo grupo (S. N. Patek, R. L. Caldwell, “Extreme impact and cavitation forces of a biological hammer: strike forces of the peacock mantis shrimp Odontodactylus scyllarus,” Journal of Experimental Biology 208: 3655-3664 (2005), doi: https://doi.org/10.1242/jeb.01831). En el doble impacto, se midieron los picos de fuerza, tanto el impacto directo como el de la cavitación, el segundo retrasado por unos 200 microsegundos, con una fuerza similar a la mitad del primero (por ello, Juan Carlos dice que se desarrolla un golpe y medio).

El mismo grupo de investigación construyó en 2014 un modelo físico biomecánico detallado (S. M. Cox, D. Schmidt, …, S. N. Patek, “A physical model of the extreme mantis shrimp strike: kinematics and cavitation of Ninjabot,” Bioinspiration & Biomimetics 9: 016014 (2014), doi: https://doi.org/10.1088/1748-3182/9/1/016014). Nos destaca Juan Carlos que le sorprende que el modelo muestra que la garra no genera cavitación mientras avanza hacia el objetivo a unos 80 km/h, pues no sería eficaz contra la presa y además podría dañar a la propia gamba mantis. La evolución ha logrado que la cavitación se produzca tras el impacto. Gracias a la ingeniería biomimética este biomecanismo puede ser imitado para generar dispositivos de potencial interés aplicado.

Juan Carlos también nos cuenta que en 2012 otros investigadores publicaron en Science el análisis de la composición de la garra, con objeto de indagar su capacidad para evitar daños durante el golpe (James C. Weaver, Garrett W. Milliron, …, David Kisailus, “The Stomatopod Dactyl Club: A Formidable Damage-Tolerant Biological Hammer,” Science 336: 1275-1280 (2012), doi: https://doi.org/10.1126/science.1218764). Descubrieron que la garra tiene una estructura jerárquica en tres capas. La superficie de impacto (primera capa) tiene un recubrimiento de hidroxiapatita de unas decenas de micrómetros; este fosfato de calcio cristalino de origen biológico, que se encuentra en los dientes y en los huesos, es el mineral modelo número 5 en la escala de dureza de Moss (el talco y el yeso son los dos más blandos, y el corindón y el diamante los dos más duros).

La segunda capa tiene casi medio milímetro y está formada por fibras de quitina, fosfato de calcio amorfo (material habitual en exoesqueletos de invertebrados). Lo más curioso es que la estructura de quitina está dispuesta en forma de enlosado de espina de pez. Un patrón en zigzag de capas oblicuas que se usa a veces para hacer los pavimentos de las calles o incluso edificios de ladrillo. Su función es disipar el daño mediante la llamada fisuración difusa, que permite que el material se vaya fisurando de forma ramificada sin que haya un colapso en una dirección que produzca una grieta. La tercera capa se llama región periódica, formada por capas de quitina menos mineralizada apiladas como las páginas de un libro, pero apiladas con cierto ángulo de rotación entre dos y 6 seis grados, cada una respecto de la anterior. Esta estructura llamada de Bouligand (1965), aunque fue propuesta por Reusch (1869), está presente en tejidos animales que necesitan una alta resistencia mecánica sin sacrificar su flexibilidad (la cutícula de insectos, escamas de peces, o incluso caparazones de tortugas).

En 2015 se usaron simulaciones por ordenador para proponer la hipótesis de que esta región periódica helicoidal de Bouligand tenía una función adicional a la resistencia al impacto (Nicolás Guarín-Zapata, Juan Gomez, …, Pablo D. Zavattieri, “Shear wave filtering in naturally-occurring Bouligand structures,” Acta Biomaterialia 23: 11-20 (2015), doi: https://doi.org/10.1016/j.actbio.2015.04.039). . Se propuso la hipótesis del escudo fonónico, que esta estructura podría filtrar las ondas mecánicas de alta frecuencia generadas por el colapso de las burbujas de cavitación durante el golpe. Esta ondas mecánicas se podrían propagar hacia la gamba a través de su maza y su pata hasta dañar los tejidos blandos de su interior. El escudo de la imagen de portada hace alusión a este escudo fonónico.

Como suele ser habitual con Juan Carlos, esta larga presentación nos lleva al artículo del que quería hablarnos, publicado en febrero en Science (N. A. Alderete, S. Sandeep, …, H. D. Espinosa, «Does the mantis shrimp pack a phononic shield?» Science 387: 659-666 (06 Feb 2025), doi: https://doi.org/10.1126/science.adq7100 [PDF]). El artículo pretende confirmar o refutar la hipótesis del escudo fonónico, a pesar de la ley de los titulares de Betteridge, tiene como respuesta un sí. La hipótesis es confirmada, el material de la garra raptorial filtra de forma selectiva el eco de su propio ataque, las ondas de esfuerzo transversales (ondas S) que podrían ser dañinas para el animal. Para confirmar la hipótesis se ha usado una metodología experimental fascinante, la espectroscopía de rejilla transitoria (TGS, por Transient Grating Spectroscopy). Se inciden dos láseres de nanosegundo con determinado ángulo sobre la superficie de la garra, lo que genera ondas superficiales que se comportan como una red de difracción, llamada rejilla térmica transitoria. Con un tercer láser de picosegundos se difracta sobre dicha rejilla transitoria, con lo que se pueden estudiar las ondas S que se propagan en la garra.

Juan Carlos nos cuenta que para explorar las ondas mecánicas en la garra se usa una técnica de detección en el dominio del tiempo llamada muestreo óptico asíncrono (ASOPS, por ASynchronous OPtical Sampling). Esta técnica de análisis optoacústico permite obtener diagramas espaciotemporales (en 1D) de la propagación de las ondas elásticas en la garra, las ondas acústicas superficiales (SAW, por Surface Acoustic Wave). Como muestran los diagramas de la figura se observa una relación lineal entre la frecuencia de las ondas (f en MHz) y su número de onda (k en μm⁻¹). Las líneas punteadas en la figura se han obtenido usando un modelo de elementos finitos de la propagación en las ondas en 2D, que ofrecen un excelente ajuste a los resultados experimentales. El espectro fonónico muestra un modo acústico longitudinal (SSL, por Surface Skimming Longitudinal), una onda de Rayleigh (R), y un segundo modo superficial (SAW-2); todos estos modos acústicos son no dispersivos, su relación f(k) es lineal (una recta en la figura). También se observa un modo etiquetado como A que no es relevante en el problema, un artefacto asociado al acoplamiento con el aire circundante. Esta complejo paisaje fonónico, que muestra armónicos de Bloch, es decir, las ondas paralelas en la figura.

El escudo fonónico se asocia a la existencia de bandas fonónicas prohibidas, o bandas de Bragg. Se trata de zonas en las que no hay frecuencias, en las que la propagación se inhibe por alguna forma de interferencia destructiva. El buen acuerdo con las simulaciones de elementos finitos permite entender como la región de impacto de la gamba mantis está optimizada para filtrar (absorber) las vibraciones asociadas a la cavitación que podrían ser peligrosas para las partes blandas del animal, sin impedir el paso de las que transmiten la fuerza del impacto. Este resultado es relevante en ingeniería biomimética, el uso de soluciones inspiradas en la biología. Quizás se puedan desarrollar técnicas para minimizar el efecto de la cavitación en las hélices de los barcos y de los submarinos. Y, por supuesto, en otras aplicaciones que requieran filtrar ciertas vibraciones, como en amortiguadores sísmicos. Más información divulgativa en la nota de prensa de Amanda Morris, «Mantis shrimp clubs filter sound to mitigate damage,» Northwestern NOW, 06 Feb 2025.

Y pasamos a un debate a tres sobre la energía oscura a la luz de los últimos resultados de DESI y DES. Sus nombres son parecidos, pero Héctor nos comenta las diferencias entre estos instrumentos, que mapean las galaxias de la web cósmica (observan dos grandes cuñas de galaxias transversales . DES es el Dark Energy Survey que usa la Dark Energy Camera del telescopio Blanco de 4 metros en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile; gracias a su enorme campo de visión toma imágenes fotométricas en varios filtros de un gran número de galaxias. DESI es el Dark Energy Spectroscopic Instrument del telescopio Mayall de 4 metros en el Observatorio Nacional de Kitt Peak en Arizona, EEUU; usa un espectroscopio basado en un sistema robótico de 5000 fibras ópticas que se colocan en el plano focal en la posición de las galaxias para obtener su espectro detallado.

Tanto DESI como DES están especializados en el estudio de las oscilaciones acústicas de bariones (BAO). La distribución de probabilidad de las distancias entre parejas de galaxias muestra un pico (del orden de un 10 %) a una distancia de unos 150 megapársecs (unos 500 millones de años luz); la idea es que el universo a dicha escala presenta burbujas en la distribución de galaxias, consecuencia de las ondas de presión en el plasma primordial cuyo origen son las sobredensidades bajo el efecto de la gravitación como fuerza restauradora. Durante la formación del fondo cósmico de microondas en la recombinación (formación de los primeros átomos) estas ondas quedan congeladas. Al expandirse el universo estas ondas acaban como sobredensidades la distribución de galaxias. El tamaño de las BAO se llama horizonte acústico y su determinación observacional permite realizar cosmología con las BAO.

El objetivo de los proyectos DESI y DES es estudiar la energía oscura, responsable de la reciente aceleración de la expansión cósmica (para z < 1). En el modelo cosmológico de consenso ΛCDM, que tiene 6 parámetros libres que se ajustan a las observaciones, se incluye la energía oscura como una constante cosmológica (Λ), con ecuación de estado ω = p/ρ = −1 (es decir, la presión es negativa). En dicho modelo, la energía oscura se determina a partir de uno de los parámetros, la densidad de energía de la materia Ω_m, que determina la densidad de energía oscura como Ω_Λ = 1 − Ω_m (donde 1 es la densidad crítica). Todos las observaciones cosmológicas se ajustan bien por el modelo ΛCDM, aunque se han encontrado algunas anomalías.

La energía oscura podría ser un campo cuántico, que sería de tipo quintaesencia si −1 < ω < 0 (que conduce a la muerte térmica del universo), o de tipo campo fantasma si ω < −1 (que conduce a que la energía oscura crezca con el tiempo y el universo acabe en un futuro Big Rip, pero que además tiene problemas físicos, como violaciones de la condición de energía nula y de la causalidad). Para estudiar esta posibilidad, la extensión más sencilla es convertir la energía oscura en un parámetro, el modelo ωCDM con 7 parámetros libres, donde la ecuación de estado de la energía oscura es p/ρ = ω. La siguiente extensión más sencilla es hacer que la energía oscura dependa del tiempo de forma lineal, el modelo ω₀ω_aCDM con 8 parámetros libres, con ecuación de estado p/ρ = ω₀ + ω_a (1−a) , donde a es el factor de escala del universo, es decir, p/ρ = ω₀ + ω_a z/(z+1), donde z es el desplazamiento al rojo cosmológico. Este tipo de modelo es problemático, porque puede conducir a un cambio entre ω < −1, y −1 < ω, el llamado cruce fantasma (phantom crossing), la transición de un campo entre fantasma y quintaesencia.

Estas últimas semanas han salido muchos resultados cosmológicos, los primeros resultados de Euclid, los de DESI BAO DR2 tras tres años, los de DES Y6 tras seis años, los de ACT DR6 tras cinco años (ACT es Atacama Cosmology Telescope) y los de KiDS-DR5 tras cinco años (KiDS es Kilo-Degree Survey). Como destaca Alberto, en conjunto, todos ellos refuerzan el modelo ΛCDM reduciendo muchas de las anomalías previas. Alberto nos presenta primero los resultados de ACT DR6 que observa la polarización del fondo cósmico de microondas (CMB) a tres frecuencias 98, 150 y 220 GHz en 19 000 grados cuadrados de cielo. Se obtienen mapas para la temperatura (T) y su polarización (E), y espectros multipolares TT, EE y TE (en la figura los datos de ACT están en azul y los de Planck en naranja). Más información divulgativa sobre Euclid en «Euclid opens data treasure trove, offers glimpse of deep fields,» ESA, 19 Mar 2025.

Alberto destaca el nuevo resultado para uno de los 6 parámetros del modelo ΛCDM, la amplitud del efecto de lente gravitacional A_L, que mostraba una pequeña tensión en los datos de Planck; en concreto, se predecía un valor A_L > 1 a casi 3 sigmas, en concreto, A_L = 1.180 ± 0.065, cuando los modelos inflacionarios apuntan a A_L = 1. Varios resultados posteriores, como ACT DR4 que estimó 1.01 ± 0.11, apuntan a que el origen es una fluctuación estadística en los datos de Planck. El nuevo resultado de ACT DR6 va en esta línea y elimina la tensión, al obtener A_L = 1.007 ± 0.057 (ACT), y 1.043 ± 0.049 (W-ACT), tras combinar con WMAP. Como indica Alberto, este efecto se observa en un suavizado excesivo de los picos acústicos con respecto a lo esperado para la distribución de materia estimada, como si hubiese demasiado lensado gravitacional. Los datos de ACT DR6 encajan perfectamente con el modelo ΛCDM. En su opinión la tensión se puede dar por eliminada.

No sé si tiene mucho interés entrar en los detalles, pero los resultados de ACT DR6 muestran un perfecto acuerdo con los de Planck, por lo que ambos se pueden combinar (P-ACT), y también con los resultados BAO de los cartografiados galácticos, como BOSS, con los que también se pueden combinar (P-ACT-LB). Para el parámetro cosmológico de la densidad de materia se obtiene Ω_m = 0.303 ± 0.005 (P-ACT-LB). Y para los parámetros cosmológicos derivados se obtiene: la constante de Hubble H₀ = 68.22 ± 0.36 km/s/Mpc (P-ACT-LB), para el horizonte acústico r_d = 147.1 ± 0.3 Mpc (P-ACT), para la amplitud de las fluctuaciones de densidad a 8 Mpc/h se obtiene σ₈ = 0.813 ± 0.005 (P-ACT-LB) y para su valor normalizado S₈ = 0.830 ± 0.014 (P-ACT). Más detalles en los artículos «The Atacama Cosmology Telescope DR6 Power Spectra, Likelihoods and ΛCDM Parameters,» arXiv:2503.14452 [astro-ph.CO] (18 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.14452, y «The Atacama Cosmology Telescope: DR6 Constraints on Extended Cosmological Models,» arXiv:2503.14454 [astro-ph.CO] (18 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.14454.

Alberto también destaca la resolución de otra tensión con un parámetro derivado en los datos Planck: la tensión para σ₈ y S₈ entre Planck y otros proyectos, como KiDS y HSC Y3. El resultado final de KiDS (Legacy) elimina esta tensión por completo, el acuerdo con Planck ahora es excelente, a menos de 1 sigma: σ₈ = 0.814 ± 0.012 y S₈ = 0.802 ± 0.022 para KiDS-Legacy, ambos en perfecto acuerdo con los resultados de Planck y los de P-ACT-LB. Para Alberto la desaparición de esta tensión (que ya se viene viendo venir desde hace unos años) es ya definitiva. Más detalles en los artículos de «KiDS-Legacy: Cosmological constraints from cosmic shear with the complete Kilo-Degree Survey,» arXiv:2503.19441 [astro-ph.CO] (25 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.19441, y «KiDS-Legacy: Consistency of cosmic shear measurements and joint cosmological constraints with external probes,» arXiv:2503.19442 [astro-ph.CO] (25 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.19442.

Alberto destaca que los resultados de DESI DR2 BAO, tras tres años de toma de datos, están en buen acuerdo con el modelo ΛCDM (6 parámetros), a tan solo 2.3 sigmas (una tensión requiere más de 3 sigmas). El problema de DESI es que son resultados galácticos, que para hacer cosmología requieren un anclaje cosmológico; la mínima información cosmológica puede ser el horizonte acústico angular (θ_∗), pero también se puede usar la nucleosíntesis primordial (BBN), o incluso catálogos de supernoavas (Pantheon+, Union3, o DES Y5). Lo más destacable es el buen acuerdo entre DESI y Planck, que permite combinar DESI+CMB para obtener en el ΛCDM el parámetro cosmológico Ω_m = 0.3027 ± 0.0036, y el parámetro derivado H₀ = 68.17 ± 0.28 km/s/Mpc (DESI+CMB). Sin a lugar a dudas, DESI DR2 BAO es compatible con el ΛCDM, a pesar de que esta noticia no es tan sensacionalista como le gusta a los medios de masas. Para el modelo ωCDM (7 parámetros) se obtiene ω = −0.916 ± 0.078, a menos de 1.3 sigmas de ω = −1 (ΛCDM), algo que tampoco es sensacionalista. Así que los medios se han centrado en los resultados en mayor desacuerdo, para el modelo empírico ω₀ω_aCDM (8 parámetros), cuando se combinan DESI con supernovas, que conducen a una preferencia de este modelo respecto al ΛCDM entre 2.8 y 4.2 sigmas (según el conjunto de supernovas usado), lo que se interpreta como indicio a favor de dicho modelo (el cherry picking típico del sensacionalismo).

La energía oscura es un fenómeno reciente (z < 1), por lo que el ajuste al modelo ω₀ω_aCDM debe centrarse en dichos datos. La figura más divulgada en las noticias aparece a la derecha y muestra el ajuste de ω(z) con los datos agregados (binning) con dos puntos para z < 1, uno con ω < −1 para z < 0.5 a entre 3 y 4 sigmas, y el otro con ω > −1 para z ≈ 1. Como es obvio, por dos puntos pasa una línea recta, así que el modelo ω₀ω_aCDM ajusta mejor estos dos puntos que el modelo ΛCDM (la gran ventaja de usar 8 parámetros en lugar de 6 parámetros); se prefiere el modelo ω₀ω_aCDM al ΛCDM con 3.1 sigmas para DESI+CMB, 2.8 sigmas  para DESI+Pantheon+, 3.8 sigmas para DESI+Union3 y 4.2 sigmas para DESI+DES Y5. El indicio (unas 3 sigmas) a favor de ω₀ω_aCDM es demasiado pequeño para que merezca ser una gran noticia. Pero el sensacionalismo de los medios ha convertido ajustar una recta a dos puntos en la gran noticia de DESI DR2 BAO. Más información en el artículo de DESI Collaboration, «DESI DR2 Results II: Measurements of Baryon Acoustic Oscillations and Cosmological Constraints,» arXiv:2503.14738 [astro-ph.CO] (18 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.14738.

Para Héctor esta es la figura más relevante de DESI DR2 BAO pues compara tres agregados (binnings) diferentes de los datos (colores rosa, verde y azul) con barras de error a 1 sigma y a dos sigmas. En la figura de arriba todos los agregados son compatibles con ω(z) = −1, salvo el primero a z ≈ 0.5, que prefiere a menos de 3 sigmas ω(z) < −1. Un solo punto apoya el modelo ω₀ω_aCDM, algo que para Héctor y Alberto, que son optimistas, es un indicio que DESI DR3 podría reforzar; en mi opinión pesimista ocurrirá todo lo contrario. A Héctor lo que le gusta es la figura del cociente de densidad de energía oscura f_DE(z) = ρ_DE(z)/ρ_DE,0, que se muestra en la parte de abajo de la figura, y que parece mostrar dos puntos agregados con f_DE(z) > 1, todos ellos a menos de 3 sigmas. Alberto sugiere que sería un bombazo que DESI DR3 reforzará el modelo ω₀ω_aCDM; pero en mi opinión, incluso en dicho caso, seguiría habiendo muchas dudas al respecto (salvo que se alcancen cinco sigmas sin cherry pecking de supernovas, algo que me parece imposible que ocurra). La idea de revolucionar la cosmología sustituyendo el modelo ΛCDM por el ω₀ω_aCDM no es tan revolucionaria y, además, no permite resolver problemas como el de la constante de Hubble de SH0ES. En mi opinión, sin cosmología de ultraprecisión, que llegará bien entrada la década de los 2030, no se podrá confirmar tal modelo. Más información en el artículo de DESI Collaboration, «Extended Dark Energy analysis using DESI DR2 BAO measurements,» arXiv:2503.14743 [astro-ph.CO] (18 Mar 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2503.14743.

Además del modelo ω₀ω_aCDM se han estudiado otros modelos con 8 parámetros (figura izquierda), aunque no mejoran la preferencia respecto al ΛCDM. Además, se consideran algunos modelos que fijan la relación entre ω_a y ω₀, reduciendo el número de parámetros a 7. El que mejor ajusta los datos es el modelo espejismo (mirage), que fija la distancia a la superficie de última dispersión al velor predicho por el ΛCDM, que resulta en ω_a ≈ −3.66 (1 + ω₀). Se llama espejismo porque garantiza que ⟨ω⟩ ∼ −1. Este modelo es el que más le gusta a Héctor. Por desgracia, no hay explicación física fundamental convincente a este modelo, que sigue en la línea de la familia de los modelos fenomenológicos.

El trabajo de la Colaboración DESI es muy riguroso y muy completo, pero por desgracia, fuera de toda duda, los datos apoyan al ΛCDM. Siendo el objetivo ir más allá del ΛCDM, solo se han observado indicios que deben ser tomados con mucha cautela. No se debe concluir de dichos datos que la energía oscura no sea la constante cosmológica. Aunque la mayoría de los cosmólogos teóricos y físicos teóricos opinan que la energía oscura debería ser un campo de quintaesencia. Por desgracia, repito, DESI no tiene precisión suficiente para observar dicha posibilidad. Alberto y Héctor destacan que futuros observatorios resolverán la cuestión (Vera C. Rubin, Nancy Grace Roman y Euclid entre otros) y sueñan con que vayan más allá del ΛCDM. Pero solo la cosmología de ultraprecisión lo permitirá (aunque espero equivocarme, como siempre). Como finaliza Héctor, «el futuro dirá».

Y Héctor pasa a Señales de los Oyentes. Thomas Villa pregunta: «He visto el nuevo rendering del EST (Telescopio Solar Europeo) y he flipado. ¿Puedes comentarnos las últimas noticias sobre las innovaciones del EST? ¿Qué es la multiplexación?» Héctor contesta que multiplexar es organizar un conjunto de datos en una forma diferente. En el caso del EST se detectores que en cada píxel de un imagen obtienen un espectro; así si se tiene una imagen de 200 × 200 píxeles, y cada píxel es un espectro de 100 píxeles, se obtendría una imagen tridimensional. Multiplexar es proyectar de forma bidimensional dichos datos (los llamados image slicers); hay varias maneras de hacerlo, que dependen de la información científica que se pretenda recabar. También comenta Héctor que está trabajando en una óptica adaptativa multiconjugada, cuya integración en telescopios solares es todo un reto que hay resolver desde cero.

Keplere Polo pregunta: «Cuando chocan dos agujeros negros, ¿no podemos sacar información de lo que pasa dentro con la detección de las ondas gravitacionales?» Héctor contesta que no, la respuesta es que no. Las ondas gravitacionales se generan por la deformación de todo el espaciotiempo que hay alrededor de los agujeros negros, de hecho, se producen en cualquier sistema binario. Por ello no salen desde el interior del agujero negro.

Misterios pregunta: «Después de pasar el planeta 9, que alteró las órbitas y ejes de rotación o magnéticos, ¿no trataron los cuerpos celestes de recuperar sus originales?» Héctor dice que no, que así no funciona la dinámica orbital. Los sistemas planetarios no tienen órbitas originales que traten de recuperar, ni tienen forma de recuperar nada. Las órbitas de los planetas son coyunturales, como diría Gastón. No hay ninguna razón específica para que un planeta tenga la órbita que tiene. Y si la alteras, se mueve a otro sitio, no hay nada que permita que recupere esa órbita. Quitémonos de la cabeza que los planetas tienen órbitas y que tratan de ir a esas posiciones.

Thomas Villa pregunta: «¿[El modelo] ω₀ω_aCDM podría ser un campo escalar de tipo axión en un estado de falso vacío que lentamente está cayendo a su estado de energía más bajo?» Héctor dice que retrasa la pregunta hasta la semana próxima, cuando haya teóricos en la tertulia.

Cristina Hernández pregunta: «¿Si esta transición de la energía oscura pareciera correcta, sugeriría que estamos en un universo inestable y que nos vamos liberando, que se destruya por los pelos como a veces funciona todo?» Héctor contesta que no, que eso no es lo que sugieren los datos de DESI DR2 BAO. Apuntan a una transición entre un campo fantasma para z > 0.35 y un campo tipo quintaesencia para z < 0.35, con lo que el futuro del universo no sería un Big Rip sino una muerte térmica (análoga a la predicha en el ΛCDM).

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