Aun siendo la fuerza más débil de la naturaleza, la gravedad ha sido la gran artífice de la construcción del universo. Apenas unos cientos de miles de años después del Big Bang (una millonésima parte del tiempo actual), la gravedad ya comenzaba a levantar sus castillos, agrupando enormes cantidades de materia. De esa manera, y con el paso de miles de millones de años, el universo fue adoptando una estructura filamentosa, con lugares donde había más materia de lo normal (aglomeraciones) y zonas donde había poca o ninguna.
Cuando el universo se hubo enfriado lo suficiente, estas grandes agrupaciones de materia comenzaron a formar estructuras más pequeñas. Aparecie-ron así las galaxias, los cúmulos y las primeras generaciones de estrellas. De modo que los grandes cúmulos de galaxias que observamos en el universo nos sirven para conocer no solo cuánta materia hay sino también cómo se distribuye.
El proyecto CLASH survey (en el que el IAA participa) se diseñó para medir, con precisión única, la cantidad de materia oscura del universo. Se seleccionaron veinticinco de los cúmulos más masivos conocidos y se observaron durante unas ochocientas horas con el telescopio espacial Hubble (HST) usando, simultáneamente, las tres cámaras que posee. Y, ¿por qué un telescopio en el espacio y tanta información electromagnética?
Observar con tanto detalle los cúmulos de las galaxias nos permite obtener una gran cantidad de información y generar mapas 3D de los cúmulos. Por otra parte, observar desde el espacio nos permite apreciar detalles morfológicos que serían muy difíciles de observar desde tierra, y que resultan claves para la identificación de la materia oscura. Me explico.
Los cúmulos de galaxias, además de contener grandes cantidades de materia ordinaria (como la que nos constituye), también contienen enormes cantidades de materia oscura que no podemos ver, pero que sí podemos inferir por el efecto que ocasiona en su entorno. Al concentrar tanta materia en una “pequeña” región del universo  (como ocurre en los cúmulos), el efecto de la gravedad se vuelve tan intenso que el propio tejido del cosmos se distorsiona, produciendo lo que se conoce como efecto de lente gravitatoria*. Este efecto hace que los rayos de luz de una galaxia lejana se desvíen al atravesar dicha región. Depen-diendo de la posición relativa entre la galaxia lejana, el cúmulo y nosotros, podremos ver anillos o arcos de luz en el cielo. Si somos capaces de conocer con exactitud la posición de las galaxias del cúmulo, así como identificar galaxias lejanas que se han visto distorsionadas al pasar a través, resultará posible conocer cuánta materia contiene el cúmulo y cómo está repartida. Si a esta cantidad total de materia le quitamos la parte correspondiente a las galaxias que sí vemos, nos quedaremos con la que no vemos. Es decir, con la cantidad de materia oscura.
Cuando comenzaron las observaciones del proyecto CLASH en el año 2011, yo me encontraba en la universidad Johns Hopkins (Baltimore, USA) ayudando a preparar las herramientas informáticas para analizar las imágenes. Se esperaba obtener una precisión excelente en el cálculo de las distancias a las galaxias. Sin embargo, cuando las primeras imágenes del HST estuvieron disponibles y empezamos a ejecutar nuestros algoritmos, encontramos que los resultados obtenidos para el cálculo de la distancia a las galaxias eran mucho peores de lo esperado.
Durante meses revisamos todos los posibles fallos, pero ninguna de las hipótesis podía explicar unos resultados tan malos. Los días se sucedían, nuevas imágenes seguían llegando y, lógicamente, la tensión dentro del proyecto aumentaba. Como mi cometido (junto con Txitxo Benítez) era precisamente proporcionar medidas precisas para las distancias, intensificamos el esfuerzo y resolvimos el enigma. Irónicamente, resultó ser que “los árboles no nos estaban dejando ver el bosque”: al observar con tanto detalle los cúmulos, la luz intracumular (ICL), compuesta por miles de millones de estrellas flotando entre las galaxias del cúmulo, se volvió tan intensa que contaminaba los colores originales de las galaxias hasta el punto de arruinar las medidas de sus distancias. Para colmo, esta fuente “contaminante” era no solo diferente para cada cúmulo (pues dependía del número de galaxias, de sus posiciones y de sus luminosidades), sino que además variaba a lo largo de las imágenes y de imagen a imagen. Vamos, un problema multidimensional.
El siguiente paso era identificar la manera más adecuada de substraer la luz ICL para recuperar las propiedades de las galaxias. Decidimos utilizar las imágenes del campo ultraprofundo del HST (UDF) que representan, a día de hoy, las imágenes de mayor calidad de galaxias lejanas del universo. Sobre estas galaxias, primero medimos de forma precisa sus colores naturales. Posteriormente, introdujimos dichas galaxias dentro de las imágenes de CLASH y volvimos a recalcular sus colores. Comparándolos antes y después, fuimos capaces de cuantificar el grado de deterioro/contaminación típica al que estaban sometidas las galaxias de los cúmulos. Efectivamente, era tremendo.
Finalmente, mediante la utilización de algoritmos matemáticos, pudimos encontrar el modelo idóneo de ICL para cada cúmulo, recuperando con precisión los colores originales de las galaxias y, afortunadamente, consiguiendo unos resultados para el proyecto CLASH a la altura de sus expectativas.