La Radiación Cósmica de Fondo

La Radiación Cósmica de Fondo
Sergio Torres Arzayús
Internacional Center for Relativistic Astrophysics, Roma, Italia
En el recinto donde el lector se encuentra en este momento, o en cualquier rincón del universo, hay 415
fotones por centímetro cúbico. Los teóricos desarrollaron una teoría cosmológica de penoso pedigrí,
rotulada con el incomodo vocablo “big bang” (gran explosión) que explica de manera admirable y con
exquisito acierto la presencia y las características de esos fotones. Empero, el big bang no es la única
posible explicación de este fondo de radiación, existen otras: excremento de paloma y radiación de
pelitos flotando en la galaxia. Explicaremos aquí las razones por las cuales la comunidad científica acepta
la interpretación cosmológica y presentamos los resultados más recientes de experimentos que están
midiendo las características de la radiación de fondo.
¿Qué es la radiación cósmica de fondo y cuál es su importancia para la cosmología?
En medios de divulgación científica es común presentar el tema apelando a la analogía de una explosión
que deja un fondo de energía residual. La explosión sería el big bang que dio origen al universo y la
energía residual sería la radiación cósmica de fondo. La analogía puede que facilite la visualización del
fenómeno pero desde el punto de vista pedagógico presenta serios errores. El big bang no tiene nada
que ver con una explosión, el término big bang viene del inglés para “gran explosión” pero fue acuñado
por el físico Fred Hoyle para burlarse de una teoría que a él le parecía ridícula. La anécdota puede
explicar el origen de la confusión. La teoría del big bang explica las observaciones del universo a gran
escala con la idea de que el universo está en expansión y que en el pasado era caliente y denso. En esas
condiciones todo el espacio debe estar impregnado de radiación electromagnética (luz) que se enfría a
medida que el espacio se expande y debe aparecer hoy como un fondo de microondas. Decimos
entonces que la radiación de fondo es la radiación electromagnética remanente de las primeras etapas
del universo cuando este era un plasma de protones, electrones y fotones. En la literatura científica (en
inglés) se usa “cosmic background radiation” o CBR para referirse al fondo de radiación proveniente del
big bang. En español se usan varias traducciones, entre ellas “fondo cósmico de microondas” o
“radiación cósmica de fondo (RCF)” las más comunes. Usaremos la segunda.
La importancia de la RCF a la cosmología es incalculable. Podríamos decir que sin la RCF no se hubiera
podido desarrollar el modelo estándar de la cosmología. Desde su descubrimiento en 1965 la RCF ha
contribuido en gran medida a que el modelo cosmológico del big bang haya sido aceptado por gran
parte de la comunidad científica. Como suele suceder con teorías científicas de gran trascendencia, en
cosmología el big bang también generó disidencia que permanece al sol de hoy. Un importante capítulo
en la historia de la cosmología fue la estridente controversia que se dio durante los años 1930 – 1960
entre el grupo anti big bang liderado por Fred Hoyle y los arquitectos del modelo del big bang. Hoyle fue
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un gran físico de Cambridge quien ejerció mucha influencia en todo lo relacionado con cosmología. En
su posición como director del Instituto de Astronomía Teórica de Cambridge y luego como director del
comité de astronomía del Science Research Council Hoyle podía influenciar las decisiones sobre qué
proyectos de investigación recibirían apoyo. Con las desdichas del big bang suscitadas por la estrepitosa
inconsistencia de predecir que la edad del universo era menor que la edad de la Tierra, el fracaso en
explicar la abundancia de elementos (más allá del helio) y la incómoda asociación con ideologías
percibidas como adjetivas a la ciencia positiva (Lemaitre, uno de los proponentes del big bang, era un
teólogo) durante la década de 1950 el ambiente no era favorable para el big bang. Todo esto cambió
con el descubrimiento de la radiación de fondo. Los físicos y los astrónomos consideraban el big bang
como un mero ejercicio matemático, pero a partir del descubrimiento de la RCF comenzaron a tomarse
en serio la teoría sobre el origen del universo propuesta por Lemaitre e impulsada por el físico nuclear
ruso George Gamow.
La RCF es un pilar importantísimo de la cosmología porque ha generado datos experimentales que han
servido para verificar predicciones de la teoría en un vasto rango de situaciones físicas. Las
características de la RCF (temperatura, espectro, polarización y anisotropías angulares) contienen
información acerca de los varios procesos físicos que sucedieron durante las diferentes etapas
evolutivas del universo. Hasta el momento las mediciones de esas características son consistentes con
las predicciones teóricas y presentan una robusta coherencia interna. En lo que sigue trataremos de
hacer un resumen de los resultados experimentales más recientes y de lo que esto significa para la
cosmología. El artículo se enfoca en la radiación cósmica de fondo, para una introducción al modelo
estándar de la cosmología moderna véase la referencia [1].
Historia
La RCF fue predicha por Ralph Alpher, un estudiante de George Gamow, y por su colega Robert
Herman [2]. Alpher y Herman se ocupaban de hacer un cálculo de la producción de los núcleos atómicos
durante las primeras etapas del universo en expansión cuando se dieron cuenta que los fotones (luz)
producidos en esas reacciones deben permanecer en el espacio en expansión. El modelo físico que se
usa para estudiar el comportamiento de la luz a altas energías es el de un gas de partículas, los fotones
chocan y se dispersan con los electrones como si fueran partículas. Otra consideración importante del
gas de partículas es que la expansión del universo es relativamente lenta comparada con el tiempo que
necesita el gas para alcanzar equilibrio termodinámico, de tal manera que en cualquier momento el gas
se encuentra en equilibrio termodinámico y su temperatura disminuye a medida que el espacio se
expande. Alpher y Herman se dieron cuenta que ese gas de fotones permea el espacio y debe existir aun
hoy en día. Las propiedades de un gas de fotones en equilibrio térmico eran bien conocidas, en
particular la relación entre la densidad del gas y la temperatura (llamada ley de Stefan-Boltzmann). La
idea de Gamow de considerar el universo primigenio como un reactor nuclear donde los núcleos podían
absorber neutrones y así transformarse en elementos más pesados, permite calcular la densidad y la
temperatura del gas de fotones durante la época cuando ocurrió la núcleo síntesis. El paso lógico dado
por este par de investigadores fue el de calcular la densidad que el gas de fotones debería tener hoy,
después de la expansión. Una vez conocida esa densidad, la temperatura del fondo de fotones al día de
hoy podría ser conocida. Con base en estos racionamientos, en un artículo publicado en 1948 Alpher y
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Herman predijeron que debe existir un fondo de radiación electromagnética que llena todo el espacio y
que debe tener las características de la radiación de un emisor en equilibrio térmico a 5 grados
kelvin [3]. Un fondo de radiación electromagnética de esta temperatura debe aparecer como ondas de
radio en la parte del espectro correspondiente a microondas. Para el comienzo de la década de 1950 ya
se tenía la tecnología con la cual se hubiera podido observar la RCF predicha por Alpher y Herman, pero
nadie se interesó. Con un receptor de radio sintonizado a la banda de frecuencias adecuada, la RCF
debería aparecer como un exceso de ruido de fondo, como el “granizo” en la pantalla del televisor que
se observa cuando éste no está sintonizado a una estación que transmite programación. No obstante el
hecho que el descubrimiento de la RCF estaba al alcance, nadie se tomó en serio esa posibilidad, el
artículo fue olvidado, Alpher y Herman abandonaron la academia, Gamow se desinteresó por la
cosmología y comenzó a trabajar en genética con James Watson el descubridor del ADN. En resumen, el
modelo del big bang sobre el origen del universo no era bien visto por la comunidad científica. Un
análisis de los factores sociológicos que rodearon los primeros pasos de la cosmología del big bang se
encuentran en la referencia [4].
La situación tomó un giro decisivo gracias a un par de radio astrónomos que siguieron su buen instinto
de curiosidad científica y de integridad profesional para investigar la razón por la cual salía un ruido
sospechoso de una antena que alistaban para hacer observaciones astronómicas. ¿Cuál es la
probabilidad de que a alguien le den el premio Nobel de física por haber detectado ruido en un receptor
de radio? Creo que el lector estaría de acuerdo si decimos que esa probabilidad es cero a menos que el
ruido sea muy especial, lo cual fue justamente el caso con la historia de Arno A. Penzias y Robert Wilson.
En un escueto artículo de dos páginas publicado en 1965 el par de radio astrónomos reportaron la
detección de ruido en una antena de radio. El artículo titulado “Medición del exceso de temperatura de
antena a 4080 MHz” [5], que fue ejemplar por su brevedad, precisión y carencia de alardes ostentosos,
puso el big bang sobre tierra firme y fue la base para que el comité Nobel otorgara el máximo galardón a
Penzias y Wilson en 1978. Después de una cuidadosa inspección de su equipo y de la antena estos
investigadores encontraron una posible fuente que podría explicar el ruido observado: unas palomas del
vecindario convirtieron la elegante y cómoda antena en retrete y parte de su rutina diaria era la de
depositar una sustancia dieléctrica blancuzca sobre las paredes de la antena. De prisa Penzias y Wilson
se dieron a la tarea de limpiar el excremento pegado en su antena, sin embargo el ruido no quiso
desaparecer. Un grupo de investigadores de la Universidad de Princeton liderados por Robert Dickey
interpretaron el exceso de ruido detectado por Penzias y Wilson como la radiación de fondo
proveniente del big bang [6]. Cabe anotar que las observaciones que revelaron la RCF por primera vez
no fueron de ninguna manera planeadas para descubrir los rastros del big bang. Lo anterior sirve para
dar un ejemplo que se contrapone a la tesis promulgada por estudios de la ciencia según la cual los
experimentos científicos están contaminados por la teoría, como si Penzias y Wilson hubieran planeado
su experimento para “probar el big bang”. Lejos de serlo, el par de radio astrónomos no tenía interés en
inmiscuirse en el turbio ambiente de los cosmólogos y si los experimentos son esclavos de la teoría,
Wilson estaría más interesado en obtener resultados que favorecen al modelo estacionario puesto que
él prefería esa teoría desde que conoció a Hoyle cuando estuvo de visita en el Instituto Tecnológico de
California donde Wilson estudiaba. Quizá la más estrepitosa muestra de desinterés por el big bang se
manifestó con el hecho de que cuando Alpher y Herman hicieron la predicción de la radiación de fondo,
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¡ésta ya había sido observada en varias ocasiones! empero en ese entonces no se reconoció como tal y
los astrónomos no se interesaron por buscarla. En 1935-1939 Adams y Dunham [7] trabajando en el
análisis espectral de las ondas de radio emitidas por nubes de gas interestelar observaron líneas de
emisión del radical cianuro (CN) que revelaron la existencia de un fondo de radiación de 2,3 grados
kelvin responsable de la excitación de las moléculas de CN. El radio astrónomo ruso T. Shmaonov [8] el
francés P. Le Roux y el americano W. K. Rose [9] cada uno de forma independiente hicieron mediciones
de la radiación de fondo antes que Penzias y Wilson. Parece que los cosmólogos no estaban interesados
por el big bang de lo contrario hubieran reconocido en la predicción de la radiación de fondo la
oportunidad clave para rechazar el modelo alternativo de Hoyle.
Espectro
La forma teórica del espectro de radiación de un sistema en equilibrio termodinámico depende
únicamente de la temperatura, fue desarrollada por Max Plank en 1900 y constituyó el comienzo de la
mecánica cuántica. La detección de un fondo de microondas que llena todo intersticio del espacio
astronómico no fue suficiente para que los teóricos le apostaran a la teoría del big bang. Mientras que
Penzias y Wilson reportaron una medición a solo una frecuencia, para poder atribuir el fondo de
microondas a una fuente cosmológica era necesario extender las mediciones a un amplio rango de
frecuencias y así verificar que su espectro sigue la predicha distribución plankiana. Le tomó a los físicos
experimentales 10 años para hacer mediciones suficientes que mostraran sin lugar a ambigüedades que
el fondo de microondas es consistente con radiación de cuerpo negro de aproximadamente 3 grados
kelvin. Para 1975, con la ayuda de mediciones realizadas desde globos atmosféricos, quedó claro que el
fondo de microondas observado por Penzias y Wilson sí era la radiación cósmica de fondo predicha por
Gamow, Alpher y Herman. El instrumento FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer) a bordo del
satélite COBE (del cual hablaremos en detalle más adelante) midió la temperatura de la RCF con una
precisión sin precedentes. Los resultados de FIRAS presentados en 1990 declaran que la RCF posee una
distribución espectral plankiana, con desviaciones no mayores que el 1%, y con una temperatura de
2,726 ± 0.010 grados kelvin [10]. Un trabajo reciente por parte de uno de los miembros del equipo COBE
en el cual se hace una recalibración de los datos del FIRAS y se combina con otras 15 mediciones
independientes obtiene aun mayor precisión para la temperatura de la RCF: 2,72548 grados kelvin con
un error de apenas 0.6 milésimas de grado kelvin [11]. Hemos entrado a la era de la cosmología de
precisión, ¿qué pensaría Galileo?
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Figure 1. Curva teórica de cuerpo negro superpuesta a los datos obtenidos por FIRAS (fuente: [10])
Una prueba que refuerza el origen cosmológico de la radiación de fondo de microondas es que se
comprobó que su temperatura era mayor en el pasado. En el paradigma del big bang el universo tiene
una historia con un pasado caliente y denso seguido por la expansión del espacio y el subsiguiente
enfriamiento. Este marco teórico implica que la temperatura de la RCF debió ser más alta en el pasado y
por lo tanto mediciones de la temperatura de la RCF a grandes profundidades deben reportar valores
superiores (por la velocidad finita de propagación de la luz las observaciones astronómicas de objetos
lejanos están revelando el pasado). Mediciones de espectros de la luz proveniente de nubes de gas
intergaláctico de monóxido de carbono (CO) revelan una temperatura de la RCF creciente con la
distancia. Srianand y otros [12] midieron la temperatura de la RCF cuando el universo tenía una edad de
2760 millones de años (corrimiento hacia el rojo z = 2,418). La temperatura se pudo determinar
analizando el espectro de líneas de absorción en dichas nubes. El resultado de esta medición es de una
temperatura de 9.15 ± 0.7 grados kelvin, la cual es consistente con el valor de 9,315 kelvin que predice
la teoría del big bang para esa época (esta observación no es consistente con el modelo cosmológico
estacionario).
Anisotropías
Una de las características más salientes de la radiación de fondo es que su temperatura en promedio es
casi perfectamente uniforme en todo el cielo, sin embargo, exhibe pequeñísimas desviaciones hacia
arriba o hacia abajo del promedio. Cuando el fondo de radiación fue descubierto la propiedad de ser
uniforme ayudó a identificarla como la energía remanente del big bang. Los estudios teóricos
posteriores que examinaron la interacción del fondo de radiación con los campos gravitacionales y con
las partículas del plasma primordial indicaron que la temperatura de la radiación de fondo no puede ser
perfectamente uniforme. Las interacciones mencionadas deben dejar una huella en el fondo de
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radiación que se manifiesta como pequeñas variaciones (anisotropías) en la temperatura dependiendo
de la región del cielo que se observa. Debido a las variaciones en la temperatura de la RCF, si hacemos
un mapa del cielo asignando a cada punto (o pixel) un color de acuerdo a la temperatura de la RCF en
cada dirección del cielo los mapas exhiben unos parches aleatorios (o “manchas”). El tamaño de las
manchas, que sería un tamaño angular porque las mediciones están asociadas con observaciones a
diferentes direcciones, depende del mecanismo físico que las originó. Para entender esos mecanismos
conviene separarlos en dos grupos de acuerdo a la escala angular de las anisotropías. A escalas
angulares menores que un grado se observan los efectos producidos por la interacción de los fotones
con el plasma de electrones y protones al momento en el pasado cuando los fotones de la RCF estaban
atrapados dentro de ese plasma primordial. En contraste, las manchas de tamaños angulares superiores
a un grado se deben al cambio en la frecuencia de los fotones inducido por el potencial gravitacional
presente cuando los fotones se liberaron. Es preciso dar una breve explicación.
Primero tenemos que entender el significado de la escala angular de “un grado” que sirve de
demarcación entre los dos regímenes físicos mencionados. El universo primigenio a partir de las
primeras fracciones de segundo era un plasma caliente y denso compuesto de electrones, protones y
fotones. Aproximadamente 400 000 años después del tiempo cero la temperatura del plasma baja
(debido a la expansión del espacio) a un valor de 3 000 grados kelvin. Antes de este tiempo no se podían
formar átomos neutros de hidrógeno porque los choques de los fotones con los electrones ocurrían a
energías que superaban la energía de ionización del hidrógeno. Sin embargo, cuando baja la
temperatura a 3 000 grados kelvin se pueden formar átomos neutros de hidrogeno y por lo tanto un
gran número de electrones libres quedan ahora atrapados en átomos y así dejan a los fotones
propagarse libremente (de ahí el nombre de “desacople” con el que se refiere a este evento en la
historia del universo). Con las ecuaciones básicas de la relatividad general que describen la expansión
del universo podemos calcular cómo crecen las distancias en el tiempo a medida que el universo se
expande. Con estos cálculos podemos responder a la siguiente pregunta: En la época del desacople,
¿cuál era la distancia cubierta por el radio del universo visible hoy? El radio visible del horizonte hoy es
de 14 000 millones de años-luz porque esa es la distancia que puede viajar la luz desde el tiempo cero (la
edad del universo es de 14 000 millones de años). Los cálculos indican que esa esfera imaginaria de
14 000 millones de años-luz tenía un radio de 14 millones de años-luz (un factor de 1000) cuando ocurre
el desacople. Si el lector ha seguido de cerca los datos que hemos presentado hasta el momento se
debería dar cuenta que la teoría del big bang está en crisis. El lector atento se preguntaría, ¿Cómo es
posible que en los 400 000 años iniciales del universo la temperatura se iguale en todos los puntos de
una esfera de 14 millones de años-luz de radio? En 400 000 años ninguna señal física se va a propagar
más allá de una distancia de 400 000 años-luz, sin embargo las observaciones nos dicen que la RCF
contenida en una esfera de 14 millones de años-luz alcanzó equilibrio térmico y su temperatura en todo
lugar de esa esfera es casi perfectamente homogénea (más o menos las desviaciones de 0,02) lo cual es
una imposibilidad física. Este es efectivamente un problema serio de la teoría del big bang cuya solución
depende del mecanismo “inflacionario” propuesto por el físico ruso Alexei Starovinsky y el
estadounidense Alan Guth, según el cual el universo sufrió una expansión acelerada durante la primera
billonésima de billonésima de billonésima de segundo del universo y pasó a ser del tamaño de una
partícula fundamental a un tamaño espectacularmente grande donde cabe el universo visible una
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cantidad inimaginable de veces. Con la receta de Starovinsky y Guth desaparece el problema del
“horizonte” ya que en el universo pre-inflación todas las regiones del universo estaban en contacto
causal. Volviendo a la época del desacople nos damos cuenta que en esa época las regiones del espacio
separadas por más de 400 000 años-luz no están en contacto causal. Podemos expresar el radio físico
causal en términos de una escala angular porque estamos hablando de una esfera de radio 14 millones
de años-luz y el ángulo que subtiende un arco de 400 000 años-luz visto desde el centro de esfera es de
400000/14000000 = 0,0286 radianes = 1,6 grados lo cual corresponde aproximadamente a la escala de
un grado con la que comenzamos este párrafo.
Anisotropías a escalas angulares superiores a un grado
Las anisotropías de la RCF quedaron impresas al momento del desacople cuando el horizonte causal era
de 400 000 años-luz (~un grado en escala angular). Las anisotropías de la RCF de tamaño mayor a un
grado se deben a procesos (no mecánicos) que pueden mantener coherencia más allá del horizonte
causal. Un mecanismo capaz de producir anisotropías a escalas mayores que el horizonte causal fue
propuesto en 1967 por Sachs y Wolfe (el efecto Sachs-Wolfe [13]) y consiste en fluctuaciones aleatorias
del campo gravitacional. La teoría de inflación predice la existencia de fluctuaciones en el potencial
gravitacional originadas por fluctuaciones quánticas del campo que generó la inflación. Esas anisotropías
fueron descubiertas por el experimento soviético Relikt-1 a cargo del investigador Igor Strukov del
Instituto de Investigaciones Espaciales en Moscú. El Relikt-1 consistió de un radiómetro configurado con
dos antenas cónicas de microondas que observan simultáneamente dos direcciones del cielo. Fue
lanzado al espacio en 1983 a bordo del satélite Prognoz-9, los resultados preliminares fueron
anunciados por el equipo en un simposio internacional en 1989 y los resultados definitivos donde se
demostró la detección de las anisotropías fueron presentados en Moscú en enero de 1992. Ese mismo
año, el 23 de abril George Smoot del Laboratorio Lawrence de la Universidad de California en Berkeley
presentó ante la audiencia que asistía al simposio de la American Physical Society en Washington los
datos de anisotropías observados por el experimento COBE de la NASA que él lideró. El premio Nobel en
física del 2006 fue otorgado a George F. Smoot y John C. Mather por “su descubrimiento de la
anisotropía y la forma de cuerpo negro del fondo cósmico de microondas”. Mather fue el investigador
principal del experimento FIRAS que midió el espectro de la RCF. Igor Strukov no fue considerado por el
comité Nobel.
El satélite COBE (del inglés para explorador del fondo cósmico, o Cosmic Background Explorer) incluyó
tres instrumentos: el Differential Microwave Radiometer (DMR) para hacer un mapa de las variaciones
de temperatura de la RCF, el Far Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS) encargado de medir la
distribución espectral de la RCF y el Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) dedicado al estudio
del fondo de radiación en el infrarrojo. El satélite COBE fue lanzado al espacio el día 18 de noviembre de
1989 a las 14:34 UT y tomó datos por dos años.
El instrumento DMR es un radiómetro diferencial. Este aparato es conceptualmente muy sencillo, su
única tarea es medir la potencia entregada por las ondas electromagnéticas interceptadas por su
antena. El radiómetro tiene una antena que capta las ondas y las suma con una señal generada
localmente para formar una tercera señal intermedia. La señal así formada se amplifica y se le entrega a
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un detector que la convierte en un voltaje proporcional a la potencia de las ondas recibidas por la
antena. La combinación de la antena y los otros componentes hacen que el radiómetro sea sensible
únicamente dentro de un cierto rango de frecuencias. En el caso del COBE-DMR se instalaron tres pares
de radiómetros de ancho de banda angosto a las frecuencias de 31,5, 53 y 90 GHz. La razón para la
selección de éstas frecuencias obedece a que nuestra galaxia también emite radiación pero la zona del
espectro comprendida entre 30 y 90 GHz es de menor intensidad. Teniendo tres distintas frecuencias
también ayuda a separar la contribución de la galaxia con respecto a la emisión de fondo cósmico que se
quiere medir. Debido a que la cantidad de radiación electromagnética que desprende un objeto
depende de su temperatura, el voltaje que sale de un radiómetro cuya antena está dirigida hacia ese
objeto es consecuentemente proporcional a su temperatura. Se podría decir que un radiómetro es un
termómetro, solo que con un radiómetro no necesitamos estar en contacto con el cuerpo que se quiere
medir y es muy útil para medir la temperatura de cuerpos lejanos como el sol o como el universo
cuando era joven. Basta con medir el voltaje que sale del radiómetro cuando éste se enfoca en la
dirección de un objeto con temperatura conocida, para poder relacionar los voltios de salida con la
temperatura. Este proceso se llama calibración. Con esta información ya conocida dirigimos la antena
del radiómetro hacia el cielo y medimos la temperatura de una estrella, la galaxia, etc. Un radiómetro
con una sola antena como el que hemos descrito constituye lo que se llama un radiómetro de potencia
total y el principio de funcionamiento es muy similar a los receptores superheterodinos de AM que
todos hemos usado para escuchar la música o las noticias. La situación se complica un poco cuando la
señal que se desea detectar es muy débil como es el caso de la RCF. Los intentos de medir la anisotropía
de la RCF antes de COBE dejaron muy en claro que ésta señal es muy pequeña (DT/T < 10-4). Por lo tanto,
la tarea se hace muy difícil. Para dar una idea del nivel de sensibilidad requerido, si quisiéramos medir
alturas en vez de temperaturas, sería como detectar variaciones tan pequeñas como el espesor de una
hoja de papel a una distancia de 10 metros. Para llegar a este nivel de sensibilidad en el DMR se utilizó la
técnica de radiometría diferencial. Esta técnica consiste en usar un radiómetro con dos antenas dirigidas
hacia direcciones con una separación angular fija (60° en el caso del DMR). Mientras que en un
radiómetro de potencia total la medición absoluta de la temperatura se dificulta porque los parámetros
de los aparatos pueden sufrir pequeños cambios durante la medición, en un radiómetro diferencial se
toma la diferencia de temperatura instantánea con el mismo aparato (no se le da tiempo al radiómetro
a cambiar y si logra cambiar algo el mismo cambio se aplica a las dos antenas y el efecto se cancela al
tomar la diferencia de temperaturas). El procesador de datos del instrumento DMR almacena las
mediciones a una velocidad de dos por segundo, es decir al final de cada año de observación cada
radiómetro del COBE ha acumulado 6,28x107 mediciones. A medida que el satélite se mueve en su
órbita polar a 900 Km de altura (14 órbitas por día) y a su vez gira como un trompo con una velocidad
angular sobre su eje de 0,8 revoluciones por minuto, las antenas observan diferentes puntos del cielo. La
resolución angular de cada antena es de 3 grados. Después de cada período de 6 meses se logra cubrir
toda la esfera celeste. Debido a la presencia de ruido en los componentes electrónicos del radiómetro,
la sensibilidad efectiva de un radiómetro depende del tiempo total de observación. Es similar al hecho
conocido en fotografía que la resolución depende del tiempo de exposición. Las propiedades
estadísticas del ruido generado por el mismo aparato hacen que cada vez que aumenta el tiempo de
observación por un factor de cuatro se logra un mejoramiento en la sensibilidad de un factor de dos.
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Cuando se analizaron los primeros mapas del COBE-DMR la característica más saliente que saltó a la
vista fue un cambio continuo en la temperatura del mapa entre un valor máximo y uno mínimo
localizados diametralmente opuestos en la esfera celeste, como si existiesen dos “polos”, uno caliente y
otro frio. A este efecto, que se le llama el dipolo, era esperado por el corrimiento Doppler de frecuencias
resultante del movimiento con respecto al sistema de referencia de la RCF. Aumentar las frecuencias
emitidas por un “cuerpo negro” implica aumentar su temperatura, y viceversa. La detección de éste
efecto fue realizada por primera vez en 1969 E. K. Conklin de Stanford, y significa que nosotros (la
Galaxia) nos movemos con respecto a la RCF con una velocidad de 370 Km/seg. La Tierra se mueve
alrededor del Sol a una velocidad de 30 Km/s. El sol a su vez se mueve, llevándose a los planetas con
sigo alrededor de la galaxia a una velocidad de 250 Km/s, y nuestra galaxia se mueve junto con el sol y
todas las otras 100 000 millones de estrellas a una velocidad de 370 Km/s con respecto a la RCF.
Anisotropías a pequeña escala angular
Justo antes del desacople el plasma primordial sostenía vibraciones acústicas como un instrumento
musical (predichas por Sakharov en 1965 [14]). Debido al acoplamiento entre los fotones y la materia
esas vibraciones en la densidad del medio eran compartidas por igual entre la materia y los fotones (de
ahí que son adiabáticas). Las vibraciones acústicas son un mecanismo físico que se tienen que dar a
escalas menores que el horizonte causal. Se deduce que debe existir una huella de anisotropías en la
RCF a escalas angulares pequeñas (menores que un grado). Los rusos Rashid Sunyaev y Yacov
Zeldovich [15] e independientemente en Estados Unidos P. J. E. Peebles y J. T. Yu [16] predijeron en
1970 la existencia de anisotropías en la RCF producidas por fluctuaciones adiabáticas del plasma
primordial. Las fluctuaciones en la materia siguen por su lado aumentando en intensidad y
eventualmente formando, por colapso gravitacional, las estructuras de galaxias y cúmulos de galaxias
que hoy vemos en el universo. Aquí viene otra crisis del big bang: según los cálculos teóricos podemos
estimar la amplitud de las anisotropías en la RCF puesto que conocemos la amplitud de las fluctuaciones
en la densidad de materia (la cual a su vez se estima con el factor de contraste de densidad derivado de
la distribución de materia a gran escala en el universo tal como se observa hoy), los resultados indican
que la amplitud de las anisotropías de la RCF deberían ser mucho más intensa de lo observado. Al
rescate vino la materia oscura, es decir partículas hipotéticas que no interactúan nuclear (fuerte) o
electromagnéticamente pero sí contribuyen gravitacionalmente a acelerar el crecimiento de estructura.
La materia oscura también ayuda a explicar la dinámica de las galaxias, ya que estas exhiben
movimientos de rotación no consistentes con lo esperado si la fuente de gravedad en la galaxia es la
mera materia visible. Al día de hoy no se ha registrado la detección directa de ninguna forma de materia
oscura. Los primeros cálculos de anisotropías que incorporaron materia oscura comenzaron a aparecer
en 1984. En estos el crecimiento de estructura (es decir el aumento en el factor de contrate de
densidad) se considera que puede comenzar después del momento en el que las densidades de materia
y radiación son iguales lo cual ocurre antes del desacople. Se anticipó un valor para las anisotropías de
ΔT/T ~ 3x10-5 a escalas angulares de medio grado.
Las anisotropías a escala angular pequeña fueron descubiertas en el año 2000 por un grupo de la
Universidad de Roma y del Instituto Tecnológico de California usando sensores a bordo de un globo
atmosférico. El experimento, llamado Boomerang, fue liderado por Paolo de Bernardis de la
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Universidad de Roma y consistió en montar un telescopio dotado con detectores de microondas muy
sensibles en un globo volando a 37 kilómetros por encima de Antártida por 10 días. La idea es que como
el vapor de agua en la atmósfera absorbe la radiación en microondas, asomarse por encima de las capas
más densas de la atmósfera permite recibir la señal del cosmos con mayor claridad. Los resultados del
experimento fueron consignados en un artículo que salió publicado en abril del año 2000 y en el cual se
reportó la detección de la señal buscada [17]. A partir de las características de esa señal se pudo deducir
que el espacio de nuestro universo es plano, es decir, no exhibe curvatura, lo cual era una posibilidad
contemplada en la teoría general de la relatividad. Al mismo tiempo otros dos experimentos
confirmaron los hallazgos del Boomerang. El proyecto Maxima liderado por el profesor Paul Richards de
la Universidad de California en Berkeley y el proyecto Microwave Anisotropy Telescope de Mark Devlin
de la Universidad de Pensilvania con un telescopio instalado en Chile también detectaron las
anisotropías en la radiación cósmica de fondo.
Más adelante con el experimento WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o sonda Wilkinson de
anisotropías en el microondas) de la NASA se estudiaron las anisotropías de la RCF con exquisita
precisión [18]. La sonda WMAP de microondas fue lanzada al espacio el 30 de junio del 2001 hacia un
punto de equilibrio (llamado “L2”) a una distancia de 1,5 millones de kilómetros 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 RCF con una nitidez que le
permite percibir diferencias de temperatura de una millonésima de grado kelvin. La tecnología del
WMAP era similar a la del COBE pero de mayor sensibilidad y capaz de medir la polarización de las
ondas. Los sensores a bordo del WMAP consisten de antenas y receptores a 5 frecuencias distintas en el
rango 23 a 94 GHz (microondas) en pares como las del COBE pero con una tecnología más avanzada de
amplificadores que producen bajo ruido. Las tecnologías usadas por los otros dos experimentos
mencionados son muy diferentes. Maxima usa detectores llamados bolómetros que colectan la energía
de la radiación de fondo en una placa muy sensible que aumenta su temperatura con la energía recibida
de la radiación de fondo. Este efecto es el mismo que opera cuando exponemos la palma de la mano a
los rayos del sol y sentimos calor. Otra tecnología radicalmente diferente de medición de la radiación de
fondo es mediante el uso de interferómetros que combinan la señal de varias antenas y así pueden
medir la cantidad de energía de la señal para cada frecuencia. Para el año 2002 ya se habían reportado
mediciones de la radiación cósmica de fondo por 45 experimentos independientes, usando tecnologías
diferentes, observando diferentes regiones del cielo con una diversa gama de resoluciones
angulares [19]. Con estos instrumentos montados en globos atmosféricos, satélites en el espacio,
observatorios en picos de montañas en Chile, las islas Canarias, la Antártida y el desierto de White
Mountain (California) se ha podido confirmar la presencia de las anisotropías en la radiación cósmica de
fondo y se han medido sus características con gran precisión. El maravilloso trabajo de 45 años en los
que los físicos experimentales han generado evidencia abrumadora a favor del big bang explica la razón
por la cual los investigadores tienen confianza en ese modelo del universo.
10
Figure 2. Mapa de temperaturas obtenido por el proyecto WMAP (fuente:
http://cmbdata.gsfc.nasa.gov/product/map/current/m_images.cfm )
Los resultados derivados de las observaciones del WMAP se pueden resumir así: confirma que la
geometría del universo es plana y que el universo tiene la densidad crítica. Deduce una edad del
universo de 13 700 millones de años con un error de tan solo el 1%. Las componentes que contribuyen a
esa densidad crítica son energía oscura (72%), materia oscura (23%) y materia normal, átomos (4.6%).
Las anisotropías de la RCF aparecen preferencialmente a escalas angulares de un grado, consistente con
las predicciones del los modelos inflacionarios. El experimento observó los efectos del helio primordial
en las fluctuaciones de densidad en el plasma primordial. Otra característica de la RCF que fue
entendida teóricamente es la polarización. La polarización se debe a la anisotropía en la dispersión
Thompson de los fotones con los electrones libres. La primera detección de polarización fue realizada
por los interferómetros DASI, pero WMAP observó los patrones de polarización en la RCF esperados
según la teoría que predice la dispersión de fotones con electrones libres cuando el universo se reionizó
a los 480 000 años.
11
Figure 3. Espectro angular de potencia de la RCF medido por WMAP con los datos acumulados durante 7 años. La curva
representa el mejor modelo ajuste de modelo teórico (ΛCDM). Las barras de error representan el ruido de los detectores y la
banda gris es la variancia cósmica. Fuente: http://cmbdata.gsfc.nasa.gov/product/map/current/m_images.cfm
Plank
El físico alemán Max Plank, quien abrió la ventana junto con Einstein por donde los físicos echaron la
física clásica, está ahora en el espacio en forma de satélite reposando a 1,5 millones de kilómetros de su
punto natal. El satélite Plank de la Agencia Espacial Europea, lanzado al espacio el 14 de mayo del 2009
desde Guyana Francesa, contiene una plataforma conformada por 52 bolómetros enfriados a una
temperatura de 0,1 grados kelvin y diseñados para hacer las mediciones más precisas que se han
realizado de las anisotropías y la polarización de la RCF. Estos bolómetros fabricados con hilos de nitruro
de silicio cubierto en oro y de diámetro una centésima más pequeño que el diámetro de un pelo
humano recogen las ondas de microondas permitiendo hacer mediciones con sensibilidad de 10
millonésimas de grado kelvin. Además de perfeccionar las mediciones ya realizadas por el WMAP, el
observatorio Plank persigue las pruebas que permitirán confirmar o rechazar la teoría de la inflación: la
gausianidad de las fluctuaciones y los modos circulares de polarización. La gausianidad se refiere a la
distribución estadística de las anisotropías de la RCF la cual es predicha por la inflación (pero no por
modelos alternos como el ekpiróptico de Turok y Steinhard donde se propone que el inicio del big bang
ocurre por el choque entre membranas en 10 dimensiones). Los modos circulares de polarización son
producidos por las ondas gravitacionales predichas por la inflación y se deben ver con Plank si de verdad
existen (el modelo ekpiróptico no predice ondas gravitacionales).
A modo de comentario final volvemos a las tres hipótesis que se consideraron para explicar la existencia
y las propiedades de un fondo de radiación de microondas en el universo. La hipótesis de la emisión por
excremento de paloma fue rechazada en pocos minutos por Penzias y Wilson y confirmada por COBE ya
que en el espacio no hay palomas y por lo tanto tampoco se debe encontrar su residuo metabólico.
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Sobre la hipótesis de los pelitos de carbono y hierro no hemos gastado mucha tinta porque no lo
merece. Brevemente: los seguidores de Hoyle reciclaron el modelo cosmológico estacionario
proponiendo que la radiación de fondo es generada por una nube de polvo interestelar compuesta de
pelitos de carbono y hierro que gravita en nuestra galaxia (nótese que ellos son los mismos que acusan a
los teóricos del big bang de introducir elementos ad hoc). La nube de pelitos se calienta con la radiación
de luz de las estrellas y por lo tanto emite radiación termalizada de microondas. Esta hipótesis la
podemos rechazar con base en las siguientes observaciones: la detección y medición de la temperatura
de la RCF a distancias profundas (más allá de nuestra galaxia); la detección del efecto Sunyaev-Zeldovich
en el cual la RCF interactúa con el gas intergaláctico de plasma caliente en cúmulos de galaxias y cuyos
efectos ya se han detectado; finalmente, la hipótesis de pelitos no se ajusta a los datos de mediciones
del espectro angular de potencias de las anisotropías de la RCF [20]. Esto nos deja con la hipótesis del
big bang como la única viable (por el momento). Es imposible probar una teoría porque dada cualquier
cantidad de datos experimentales acumulados a su favor siempre existe la posibilidad de que surja aquel
resultado experimental crítico que no es consistente con la teoría. Así es como funciona la ciencia. Lo
admirable es que hoy en día contamos con un modelo cosmológico basado en observaciones
astronómicas, un privilegio que eludió a la humanidad por los más de 2 500 años que venía tratando de
entender el origen del cosmos.
Referencias
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ed. J. G. Portilla, 2ª. ed. Bogotá: UNIBIBLOS pp. 447-468 (2001)
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http://home.earthlink.net/~verada/pubs/files/juzgando_el_postmodernismo.pdf
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Astronomy and Astrophysics, vol. 10, 305-334 (1972)
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13
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http://arxiv.org/abs/1001.4744; vease también:
http://cmbdata.gsfc.nasa.gov/product/map/current/map_bibliography.cfm
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