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Buscando los ecos del Big Bang

Buscando los ecos del Big Bang

Radiación de Fondo de Microondas

Buscando los ecos del Big Bang

27 de febrero de 2015

Miguel Rodríguez Alarcón. Estudiante de 2º de Bach, IES Tegueste (Tenerife)
Ana Santana León. Estudiante de 2º de Bach, IES Tegueste (Tenerife)
Javier Quesada Funes. Estudiante de 2º de Bach, IES Virgen de Covadonga (Asturias)
Guillermo San Gil Martín. Estudiante de 4º de la ESO, IES Tegueste (Tenerife)
Javier González Serrano. Estudiante de 2º de Bach, IES Tegueste (Tenerife)
Pablo Díaz Acosta. Estudiante de 4º de la ESO, IES Canarias Cabrera Pinto (Tenerife)

 

En un principio, se hizo la luz. Bajo las condiciones intensas de los inicios del universo, la materia ionizada interaccionaba con la radiación, que quedó atrapada como la luz
en una densa niebla de partículas elementales: protones, neutrones, electrones y fotones. Pero a medida que el universo se expandió y enfrió, los electrones y protones se unieron para formar átomos neutros (aproximadamente unos 380.000 años después del Big Bang) y la materia perdió su capacidad de atrapar la luz. Hoy, más de 13 mil millones de años después, los fotones de esta gran liberación de radiación forman el Fondo Cósmico de Microondas (CMB por sus siglas en inglés, Cosmic Microwave Background).

Sintoniza tu televisión, mientras el aparato busca los canales se puede ver la estática, ruido, y el 1 % de este ruido que se ve en la pantalla es la señal más antigua que podemos captar: procede de los orígenes del universo. Es la Radiación de Fondo de Microondas. Cuando los astrónomos exploran el cielo en busca de estas microondas, comprueban que la señal es casi idéntica en todas las direcciones. La ubicuidad y la constancia del CMB es un signo inequívoco de un pasado más simple, anterior a la intrincada estructura de estrellas y galaxias que ahora contemplamos a nuestro alrededor.

“El CMB nos proporciona una herramienta única para conocer cómo era nuestro Universo poco después de su nacimiento. Esa radiación que detectamos hoy se generó cuando el Universo tenía 380.000 años de edad  y hoy, unos 13 mil millones de años después, podemos observarla para entender cuales son las propiedades globales de nuestro Universo

José Alberto Rubiño. Investigador Ramón y Cajal en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).  Miembro del proyecto PLANCK , de la Agencia Espacial Europea (ESA).

Debido a esta simplicidad, podemos predecir las propiedades del CMB con una exquisita precisión. De hecho, en los últimos años, los cosmólogos han podido comparar estas predicciones con observaciones cada vez más precisas de los telescopios de microondas (radiotelescopios) realizadas por satélites y sondas espaciales. Estos estudios nos han acercado más a la respuesta de algunas preguntas clásicas: ¿De qué está hecho el universo? ¿Qué edad tiene? ¿Cómo se formaron los distintos cuerpos del universo?

Si nos asomamos al principio, ¿qué encontramos?

Cuando vamos muy, muy atrás, todo queda comprimido en algo muy pequeño; las condiciones físicas de ese “algo” debieron ser absolutamente extraordinarias. La elevada densidad y temperatura -más caliente que en el centro de nuestro Sol- apuntan condiciones inimaginables: hablamos de aquella gran bola de fuego…

“Nos referimos a  algo que solamente podemos escribir, hoy por hoy, intelectualmente. Cuando ya llegas a esa fase, cuando la energía está confinada en un átomo primordial o en el núcleo de un átomo primordial, estamos hablando de cómo la física cuántica describe un fenómeno de esas características

Rafael Rebolo. Director del Instituto de Astrofísica de Canarias.  Líder del proyecto QUIJOTE ( busca caracterizar la polarización del CMB).

Ahora, podemos reconstruir los primeros minutos de la vida de nuestro Universo, remontarnos, incluso, hasta cuando este sólo tenía un segundo de edad. Si rebobinamos la cinta de la evolución del universo, hay dos etapas características que dejan una huella aún hoy observable que permite comprobar la teoría del Big Bang. La primera de ella ocurre cuando el universo tenía sólo 380.000 años de edad, momento en el que se dan las condiciones físicas necesarias como para que puedan formarse átomos neutros de hidrógeno. Es una etapa muy relevante porque, si seguimos hacia atrás, nos encontraríamos hidrógeno esencialmente en forma de plasma (el plasma no deja propagar la luz).

Este es un fenómeno muy importante porque, a partir de ese momento, la luz que había allí —una luz de unos 3000 grados, luz amarilla— empieza a viajar por el resto de la historia del universo con muy poca interacción con la materia. A partir de ese instante, la radiación que hay en el universo queda, de alguna manera, congelada en muchas de sus propiedades. Esa radiación sigue transformándose y enfriándose y cuando se detecta, en el año 1964, es una radiación de microondas: inunda todo el universo.

 

De excrementos de paloma a los ecos del Big Bang…

En 1964, Robert Woodrow Wilson (1936, EEUU) y Arno Allan Penzias (1933, Alemania), descubrieron la Radiación de Fondo de Microondas (CMB). Ocurrió por casualidad. Contratados por los laboratorios Bell Telephone, en Nueva Jersey, para eliminar un extraño ruido detectado en las antenas de radio de las telecomunicaciones por satélite, se les ocurrió buscar el origen en los abundantes excrementos depositados por las palomas que se arremolinaban en torno a su gran antena. Pero la limpieza minuciosa de la antena no cambió la situación.

Wilson y Penzias captaron, en la primavera de 1964, una cantidad apreciable de ruido de microondas a 7,35 cm, que era independiente de la dirección. También se dieron cuenta de que este ruido parásito no variaba con la hora del día ni con la estación, a medida que avanzaba el año. No parecía que pudiera provenir de nuestra galaxia, pues si así fuera, entonces la gran galaxia de Andrómeda, que en la mayoría de los aspectos es similar a la nuestra, presumiblemente también tendría una fuerte radiación en 7,35 centímetros y este ruido de microondas ya hubiera sido observado. Sobre todo, la ausencia de toda variación en el ruido de microondas observado con respecto a la dirección, indicaba con claridad que esas ondas de radio, si eran reales, no provenían de la Vía Láctea, sino de un volumen mucho mayor, del Universo.

Los dos astrónomos hallaron que la temperatura equivalente del ruido que recibían era de unos 3,5º C por encima del cero absoluto (Las temperaturas medidas en la escala centígrada pero referidas al cero absoluto, y no al punto de fusión del hielo, son los «grados Kelvin», así, el ruido de radio observado por Penzias y Wilson podría describirse con una temperatura de 269,5º C bajo cero, equivalente a 3,5° K). Esto era mucho más de lo esperado, pero aún se trataba de una temperatura muy baja en términos absolutos, por lo que no cabe sorprenderse de que Penzias y Wilson dieran vueltas un poco a este resultado antes de hacerlo público. Sin duda, no fue inmediatamente obvio que se tratara de uno de los avances cosmológicos más importantes del siglo XX. En 1978, Robert Woodrow Wilson y Arno Penzias recibieron el Premio Nobel de Física.

“Conozco a Bob Wilson desde hace mucho tiempo y él continúa investigando en el campo de la astronomía. Lo he visto ocasionalmente, trabajamos juntos en un comité y siempre ha sido de mi agrado saber lo que piensa. Sin embargo, a Penzias no lo conozco bien, pero claramente fue clave en el descubrimiento. Les admiro a los dos por la determinación que mostraron a la hora de descubrir lo que su instrumento les estaba indicando

John C. Mather. Premio Nobel de Física en 2006 por su participación en los estudios del proyecto COBE y su investigación de las anisotropías de la Radiación de Fondo.

De la misma forma que proyectamos en un mapa de la Tierra la superficie, también podemos hacer el mismo ejercicio y proyectar el cielo sobre un mapa de esta forma. Esta es la imagen que obtuvieron Wilson y Penzias
en el año 1964, una señal que, independientemente de la dirección del cielo que observamos, es exactamente igual y muy homogénea.

“Para un físico ver este tipo de imagen es tremendamente sugerente porque no habla de procesos físicos que tienen que ver con el equilibrio. No se puede entender, en Física, condiciones de tanta homogeneidad si no llegan a tener equilibrio

José Alberto Rubiño

Dicho de forma simplificada: si ésta es una imagen del universo como era hace mucho tiempo, lo describe homogéneo y evidentemente muy diferente a cómo lo vemos hoy. Ahora, lo observamos en cualquier dirección y, además, de nuestra galaxia, otras galaxias, estrellas… El universo ha cambiado mucho.

COBE y la sopa turbia.

Al mismo tiempo que se medía con precisión y uniformidad, se calculaban las propiedades espectrales, es decir, cómo se distribuye la energía de esta radiación con la frecuencia. Y se obtuvo algo muy especial: tiene la distribución de un cuerpo negro, que equivale, en Física a un fenómeno en equilibrio ¡El término perfecto!

“Un cuerpo negro es un objeto teórico (ideal) que absorbe toda la energía radiante (luz) que incide sobre él. En Física lo usamos mucho para estudiar y describir los procesos de emisión electromagnética. Se llama radiación de cuerpo negro a la luz que emite dicho objeto

José Alberto Rubiño.

La razón de su importancia, en Física, está conectada con el hecho de que este tipo de radiación de cuerpo negro se origina siempre que tenemos un sistema físico en condiciones de equilibrio térmico. En otras palabras, si observamos que un sistema emite como un cuerpo negro, quiere decir que ese sistema va a cumplir unas condiciones muy especiales de equilibrio, va a estar muy cerca del equilibrio. El Fondo de Microondas presenta un espectro de cuerpo negro y sabemos que este se originó hace mucho tiempo, cuando el universo tenía apenas 380.000 años de edad. Por tanto, podemos afirmar que las condiciones físicas en esa época eran tales que permitían que existiese un equilibrio entre la materia y la radiación.

Y esa es una de las características fundamentales de ese átomo primordial. Las propiedades de homogeneidad y de equilibrio de la radiación con el resto de los ingredientes del universo – que como mínimo fuesen los componentes de los átomos de hidrógeno- es algo muy importante que configura parte de esa emisión del modelo del Big Bang que se iba consolidando en el tiempo. No obstante ¿cómo se puede combinar este hecho con la existencia de miles de millones de galaxias?

En los años 80, había que encontrar una explicación de cómo un universo tan homogéneo podía combinarse con las semillas de lo que debía ser una creación de galaxias 500 millones de años después de que se disipara esa niebla de partículas elementales. Nosotros somos capaces de ver galaxias bastante lejanas, no a 13.500 millones de años luz de distancia, pero sí a 11.000 millones de años luz. Y, claro, esas galaxias surgen de algún tipo de inhomogeneidad en la distribución de materia. La búsqueda de algo inhomogéneo, también aquí, fue el santo grial de los años 80.

 

Dicho de forma simple: si en el mapa anterior obtenido por Wilson y Penzias disminuimos los errores en la medida, empezamos a ver que el mapa no es completamente uniforme. Hay pequeñas desviaciones. Primero aparecen esas desviaciones en una parte en mil, debidas al movimiento propio de la Tierra y, si se sigue aumentando este contraste, llegamos a este mapa que se midió por primera vez en el año 1992, con el experimento COBE de la NASA. En esa carta se aprecian desviaciones de temperatura de la intensidad de esta radiación de una parte en cien mil.

Nota: En la imagen del centro, la masa roja que se distribuye de forma horizontal corresponde a nuestra galaxia. Lo que viene de fuera de nuestra galaxia (imagen inferior), lo que llamamos perturbaciones, hoy las entendemos como la fotografía de las semillas que con el tiempo y con efecto de la gravedad van a dar lugar a la formación de todas las estructuras que hay en el universo.

El satélite para la Exploración del Fondo Cósmico (COBE por sus siglas en inglés, COsmic Background Explorer) logró medir el espectro de la Radiación de Fondo de Microondas. Eclipsando, sin embargo, este impresionante logro, cabe destacar que el verdadero hito de la investigación fue la detección de fluctuaciones leves (infinitesimales, del orden de una cienmilésima de grado) en la temperatura de dicha radiación (inhomogeneidades o anisotropías) de un lado a otro del cielo.

Pongamos un sencillo ejemplo: si nos acercamos a la Tierra en una nave espacial, lo primero que apreciaríamos sería que nuestro planeta es esférico. A medida que nos vamos aproximando, veríamos la superficie dividirse en continentes, mares y océanos. Sin embargo, tendríamos que estudiar la superficie de la Tierra con mucho cuidado para distinguir las formas de las montañas, ciudades, bosques y desiertos que cubren los propios continentes.

Procediendo de forma análoga, no fue hasta el proyecto COBE cuando los cosmólogos fueron capaces de distinguir estas minúsculas variaciones que nos ocupan, las anisotropías en el Fondo Cósmico de Microondas. Esta evidencia desmentía, por tanto, la creencia original de que la radiación remanente del Big Bang era completamente isótropa. En consecuencia, la fuerza de la gravedad provoca que las inhomogeneidades crezcan. Es decir, cuando tenemos una pequeña distorsión, ésta se va acrecentando en la historia del universo hasta producir una galaxia o un cúmulo de ellas, o una súper estructura de cúmulos de galaxias. Toda esa estructuración tenía que haber dejado una huella en el fondo de microondas, porque la materia interaccionaba mucho con los fotones del universo primitivo. Y la huella finalmente apareció: una parte en cien mil. Ese es el nivel de huella que deja y eso lleva consigo ciertas cosas. En el modelo del que estamos hablando, no se puede entender que esto se produjera así si toda la materia que hay en el universo fuese materia ordinaria, como la que nos forma a nosotros o a las estrellas.

“Automáticamente, al ver ese nivel, se concluyó una de las primeras cosas: tiene que haber una componente de materia adicional que no tiene esa interacción con la luz, como la que tiene la materia”

Rafael Rebolo.

Hablamos, aunque sin mencionarla, de la materia oscura. Medida simultáneamente la radiación y su temperatura en varias direcciones, se ha calculado la relación entre la densidad de la materia visible y la materia oscura, o sea, la no visible o medible directamente, con el objetivo de determinar la materia y energía oscura del universo.

“La radiación es isótropa -su intensidad es igual en todas las direcciones-, por lo que no procede de ningún objeto concreto. Finalmente, descubrimos que no es perfectamente isótropa, pues su intensidad es ligeramente diferente en distintas direcciones. Esto encaja a la perfección con la cantidad necesaria para explicar la estructura del universo, con galaxias y cúmulos de éstas, si estuviesen formados por la acción de la gravedad en el momento primordial (mayor que la media de las regiones del espacio)”

John C. Mather.

La materia, de este modo, se habría concentrado en estas localidades específicas en el Universo, más bien que haberse extendido como un lodo uniforme. Una vez que este proceso ha empezado, la gravedad se ocupará del resto; sin embargo, sin un mecanismo de partida, ni la Vía Láctea ni el Sol o la Tierra existirían. 

Se esclarece la sopa: del WMAP al Planck.

Los observadores habían buscado, diligentemente, estas variaciones durante más de dos décadas porque contienen la clave para la comprensión del origen de la estructura del universo: cómo el plasma primigenio evolucionó en galaxias, estrellas y planetas. Desde entonces, los científicos han empleado instrumentos cada vez más sofisticados para trazar un mapa de las variaciones de temperaturas del CMB. La culminación de estos esfuerzos fue el lanzamiento, en 2001, de la WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), sonda que viaja alrededor del Sol en una órbita de 1,5 millones de kilómetros más allá de la órbita de la Tierra, lejos de las interferencias locales que se encuentran en nuestro ambiente inmediato y fuera de la atmósfera, donde las microondas viajan libremente sin ser absorbidas. El WMAP, observa la Radiación de Fondo de Microondas con una nitidez que le permite percibir diferencias de temperatura de una millonésima de grado kelvin. Esta tecnología era similar a la de COBE pero de mayor sensibilidad y capaz de medir la polarización de las ondas.

“Cuando la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) fue lanzada, los astrofísicos y cosmólogos reflexionaban sobre preguntas similares a las planteadas medio siglo antes: ¿Cuál es la edad, el tamaño, la forma y la composición de nuestro universo? Estas observaciones eran de suficiente resolución, sensibilidad y precisión como para solucionar estos interrogantes así como para aportar un marco que nos llevase a comprender una multitud de otras observaciones astrofísicas”

Edward Wollack. Investigador de la NASA miembro del proyecto WMAP.

Los resultados de WMAP revelan que las variaciones de la temperatura del CMB siguen un modelo distintivo predicho en la teoría cosmológica: las regiones calientes y frías adquieren tamaños característicos. Además, los investigadores han sido capaces de usar estos datos para, con precisión, estimar la edad, la composición y la geometría del universo. El proceso es análogo a determinar la construcción de un instrumento musical escuchando cuidadosamente las notas que emite.

“Considerando la forma detallada de un espectro angular de potencia, las observaciones de WMAP revelan que el universo es plano, que tiene 13 750 millones de años, contiene el 4,6% de materia bariónica, un 24% de materia oscura y un 71,4% de energía oscura. La existencia de energía oscura – que efectivamente ejerce una influencia gravitacional repulsiva- es una cuestión de gran interés científico en la actualidad”

Edward Wollack.

 Después del proyecto americano llegó la hora de la Agencia Espacial Europea (ESA). WMAP había supuesto un avance en cuanto a la precisión para obtener la imagen del universo primitivo, el Fondo Cósmico de Microondas. El satélite Planck de la ESA, lanzado el 14 de mayo de 2009, escaneó durante cuatro años todo el cielo varias veces, a frecuencias de microondas y submilimétricas. Su principal objetivo era tomar la fotografía más detallada jamás obtenida de las pequeñas fluctuaciones presentes en el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), la luz más antigua de nuestro universo, liberada 380.000 años después del Big Bang. Estas diminutas muestras de la anisotropía, pequeñas inhomogeneidades de la temperatura del universo temprano, corresponden a las semillas cósmicas de todas las estructuras de nuestro universo, comenzando por los cúmulos y supercúmulos de galaxias hasta nuestro planeta.

Planck ha permitido estudiar con una precisión sin precedentes esa imagen del universo con 380.000 años de edad. Gracias a Planck:

  • Conocemos ahora con enorme exactitud el contenido energético del Universo (el 69% de la densidad total de energía es energía oscura, y el 26%, materia oscura).
  • Hemos verificado casi todas las predicciones genéricas del paradigma inflacionario como explicación al origen del universo que observamos, incluso hemos descubierto centenares de nuevos cúmulos de galaxias.
  • Disponemos de una descripción sin precedentes de los mecanismos físicos de emisión de nuestra Galaxia, tanto en microondas como en submilimétricas.

“Planck es un satélite mucho más sensible y con mejor resolución espacial que cualquiera de sus dos predecesores (COBE y WMAP). Por ello, los mapas de Planck, nos muestran con mucha mejor nitidez los detalles estructurales de las pequeñas irregularidades que aparecen en los mapas del CMB. Esas irregularidades, denominadas anisotropías, son de enorme importancia ya que son los rasgos “precursores” de todas las estructuras que observamos hoy día en nuestro Universo (galaxias, cúmulos de galaxias, etc)”

Alberto Rubiño.

Llegados a este punto, ¿por dónde irán las próximas investigaciones?

Aunque en los últimos años se ha avanzado significativamente en las comprensión de las propiedades globales del universo, aún quedan muchos interrogantes que el estudio del fondo de microondas puede ayudar a resolver en un futuro inmediato. Una de las cuestiones esenciales es la compresión de los procesos físicos que tienen lugar en los primeros instantes del universo, y en particular durante la primera fracción de segundo tras su nacimiento.

La cosmología moderna predice que durante ese instante inicial, el universo atravesó por un periodo de expansión acelerada, que denominamos inflación. Desde un punto de vista teórico, la inflación proporciona un mecanismo para explicar el origen de las semillas primordiales que dieron lugar a las estructuras que vemos hoy en el universo. De hecho, algunas de las predicciones de dicho mecanismo ya han sido medidas y contrastadas por los experimentos actuales.

Sin embargo, existe otra gran predicción en la mayoría de los modelos de inflación que aún no ha sido comprobada: la existencia de ondas gravitacionales generadas durante los primeros instantes de vida del universo. Las ondas gravitacionales son una predicción de la teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. De haber existido en los primeros instantes de vida del universo, habrían dejado una huella muy específica en la polarización de los mapas del fondo cósmico de microondas. La medida de dicho rasgo abriría un nuevo horizonte en la comprensión del origen de nuestro universo y supondría un avance importante para la Física de muy altas energías.

“El gran reto es medir la polarización modo B, que es una forma de polarización que solo existiría si el universo temprano tuviese ondas gravitacionales. Ya el equipo BICEP2 ha informado de su descubrimiento, pero probablemente era erróneo”

John C. Mather.

Efectivamente, BICEP2 corresponde a la segunda serie de instrumentación instalada en el Polo Sur y cuya misión es realizar numerosos experimentos relacionados con la Radiación de Fondo de Microondas, que intentan medir esta polarización en modo B. En marzo de 2014, el proyecto publicaba los resultados de su estudio, demostrando que habían podido captar estas ondas gravitacionales primordiales. No obstante -casi un año después- se sigue especulando sobre si las conclusiones obtenidas por BICEP2 fueron correctas, pues cabe la posibilidad de que en vez de detectar la huella de la inflación cósmica nos hayamos topado con polvo intergaláctico de nuestra galaxia, que podría producir un efecto similar.

La cuestión, por tanto, sigue abierta. Pero ¿por qué es importante ver las huellas de las ondas gravitacionales? Respuesta: están directamente vinculadas con la energía a la que ocurre la inflación y esto nosotros aún no lo sabemos. Ignoramos a qué energía el universo decide transformarse y crear la materia y la luz a partir de otras formas de energía. Cuando lo sepamos tendremos una pista excepcional de cómo son los campos de energía previos a la materia y la luz. Algo fundamental le ocurre a esa energía y es la primera pista de algo todavía más trascendente que nos queda por descubrir. Sí, es importante.

Agradecimientos.

Para la redacción de este artículo hemos contado con la ayuda de varios expertos a los que agradecemos profundamente su interés por comunicar ciencia y hacerla más accesible para los jóvenes estudiantes. Por ello queremos a agradecer, primero al consejo asesor, que ha supervisado y revisado la publicación de este artículo, Dr. Miquel Serra-Ricart, astrónomo del IAC, e Isabel Paz, periodista científica. En segundo lugar, agradecer la colaboración de los científicos expertos que aceptaron nuestra petición y respondieron a todas las preguntas que les hicimos, a partir de las cuales hemos sido capaces de informarnos y asegurarnos de tener un fuente más que fiable:

  • PhD. John C. Mather. Premio Nobel de Física en 2006 por su participación en los estudios del proyecto COBE y su investigación de las anisotropías de la Radiación de Fondo.
  • PhD. Edward Wollack. Investigador de la NASA y miembro del proyecto WMAP.
  • Dr. José Alberto Rubiño Martín. Investigador Ramón y Cajal en el Instituto de Astrofísica de Canarias y miembro del proyecto PLANCK de la Agencia Espacial Europea.
  • Prof. Rafael Rebolo. Director del Instituto de Astrofísica de Canarias, líder del proyecto QUIJOTE que busca caracterizar la polarización del CMB.

Y por supuesto, darle las gracias a Robert Woodrow Wilson por toda una vida dedicada a la ciencia y por ese ratito que pasamos en el Observatorio del Teide, junto a los telescopios del QUIJOTE.

El hecho de haber podido contactar con todos ellos ha sido muy importante para nosotros, al haber tenido la posibilidad de resolver todas nuestras dudas estableciendo una interconexión entre jóvenes y científicos.

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