Uno de los misterios fundamentales que encontramos en la cosmología moderna, es el origen de
las estructuras que observamos actualmente en el cielo.
Ejemplos de los mayores objetos astronómicos actualmente observables son:
Mientras que la astronomía más tradicional clarifica la naturaleza detallada de estos objetos, la meta de la cosmología es entender el origen físico y la evolución del Universo en las mayores escalas, y cómo llegaron a existir estos objetos.
La gravitación Einsteniana provee la base teórica para describir los escenarios cosmológicos actualmente aceptados.
Junto con ciertas observaciones clave, como la expansión de Hubble,
hemos usado esta teoría general para crear un esquema de los principales eventos en la historia del Universo.
En particular, hay un evento inicial en el que todo en el Universo está comprimido en una región muy pequeña.
Partiendo de esta región, el Universo se expandió para convertirse en lo que es actualmente.
Este evento inicial puede ser razonablemente definido como el "nacimiento" del Universo,
puesto que en esa época el Universo era tan caliente y denso que la información de cualquier existencia previa habría sido borrada.
A estas condiciones físicas, y la subsecuente expansión rápida, se les llama el "Big Bang".
La existencia del Big Bang también define la edad del Universo como el tiempo transcurrido desde este evento.
Dependiendo de varios detalles, como la masa total del Universo,
los actuales estimados para esta edad van desde 10 mil hasta 20 mil millones de años.
Según los escenarios estándar,
los objetos que estudian los astrónomos sólo han estado en existencia durante los pasados 5 mil millones de años,
meramente desde un cuarto hasta un medio de la edad del Universo.
Qué ocurrió durante todo este tiempo entre el Big Bang y el surgimiento de las estrellas y galaxias?
Habrá una forma de explicar la distribución de la masa en el Universo en términos de una física más fundamental?
Estos son algunos de los retos de la cosmología moderna.
La Radiación del Fondo Cósmico de Microondas (CMBR), descubierta en 1964, es un brillo en el cielo,
en la región de microondas y del infrarrojo lejano del espectro electromagnético
(longitudes de onda desde cerca de 1mm hasta 10mm) que tiene una distribución de energía versus longitud de onda,
que es típica de un sistema en equilibrio térmico.
Se estableció rápidamente que la intensidad del CMBR versus su posición en el cielo, es extremadamente uniforme,
excediendo la sensibilidad de los primeros instrumentos, que examinaron esta uniformidad en los niveles de 1% y 0,1%.
Desde entonces, los cosmólogos se han percatado de que medir las variaciones angulares, o anisotropía, en esta radiación,
proveería importantes pistas sobre por qué la materia está distribuida en la forma en que lo está actualmente.
Las variaciones en la densidad del Universo primitivo produjeron ondulaciones en la trama del espacio-tiempo,
y anisotropías en el Fondo Cósmico de Microondas.
Imagine un Universo extremadamente caliente y denso, justo en los primeros momentos del Big Bang.
Las condiciones físicas están tanto más allá de la física que entendemos actualmente,
que no podemos realmente describir los detalles de los procesos físicos en ese momento.
A medida que el Universo se expande y se enfría (en el primer segundo),
la densidad y temperatura disminuyen lo suficiente
como para que comencemos a entrar en el régimen de la teoría de la física de alta energía.
Este marco de referencia provee extrapolaciones basadas en las mediciones en los más grandes aceleradores de partículas.
Aunque el Universo está tan caliente que la mayoría de las formas comunes de materia están todavía en un estado indiferenciado
que se parece a una "sopa" de energía térmica pura,
algunas partículas elementales (p. ej. protones, neutrones) eventualmente se condensan en la sopa y se hacen estables.
Al continuar el enfriamiento, los núcleos atómicos se hacen estables y se forman los elementos livianos.
La rápida expansión del Universo, junto a la alta densidad de fotones, limita la formación de elementos más pesados en ese momento.
La expansión y enfriamiento continúan, y eventualmente los electrones pueden ligarse con protones para formar átomos neutros de hidrógeno.
Esto ocurre cuando el Universo tiene aproximadamente 300.000 años de edad.
El evento crítico para esta época es que los fotones (luz), un ingrediente principal y dominante de la sopa primitiva,
comienzan a propagarse independientemente de la materia en el Universo.
Durante las épocas anteriores, los electrones y protones libres interactuaban fuertemente con los fotones, de manera que estaban,
en un sentido, todos revueltos juntos en una bien mezclada sopa cósmica.
Luego de que los electrones se ligan con los protones para formar hidrógeno neutro (y los otros elementos livianos),
el Universo se hace transparente a la luz, permitiendo a los fotones propagarse libremente.
Por esta razón llamamos a esa época la era del desacoplamiento (de la materia de la radiación).
Esta es la luz que vemos como el CMBR.
Debido a que todos los constituyentes (partículas y radiación) en el Universo primitivo interactuaban fuertemente entre ellos,
estaban en equilibrio térmico,
lo que significa que la intensidad de la luz en cada longitud de onda (o frecuencia equivalente) es predecible.
La curva de intensidad versus frecuencia o longitud de onda es llamada el espectro.
En equilibrio térmico, el espectro de radiación tiene una forma fácilmente calculable, mostrada por primera vez en 1900 por Max Planck,
que es la forma característica producida por un objeto perfectamente absorbente (y por lo tanto negro).
La forma del espectro es llamada "de cuerpo negro" o "de Planck".
A medida en que se enfría el Universo, la forma de este espectro cambia de una manera especial
que mantiene la forma característica del cuerpo negro a temperaturas más y más frías.
Observamos que actualmente los fotones en el CMBR tienen una distribución característica de 2,73° Kelvin, y,
sabiendo que los átomos de hidrógeno son estables a temperaturas inferiores a los 3.000° Kelvin,
podemos predecir que la época de desacoplamiento ocurrió cuando el Universo tenía sólo 3/3000, o 1/1000 veces su tamaño actual.
Cuando estudiamos la distribución de la intensidad del CMBR en el cielo,
realmente estamos mirando la distribución de la materia y de la radiación durante la época de desacoplamiento.
Es como mirar a través de un Universo transparente hacia la época de desacoplamiento, antes de lo cual el Universo era opaco,
como una densa niebla.
Estudiando las partes brillantes y oscuras en la radiación, inferimos el patrón en la superficie de la niebla.
En el caso del CMBR, el patrón es la distribución de la materia.
Las regiones que son algo más densas que otras, gravitacionalmente atraen a los fotones un poco más,
causando que pierdan alguna energía al viajar cuesta arriba hacia nosotros, y por lo tanto pareciendo tener una temperatura menor.
Las regiones menos densas tienen menos de este efecto, y la radiación parece tener una temperatura relativamente mayor.
Estas pequeñas diferencias en la distribución de la materia configuran el mapa de las ondulaciones en el espacio,
que después se desarrollaron en las estrellas y galaxias que observamos actualmente.
Hay una complicación en todo este escenario que sólo recientemente ha sido explicada en forma plausible: En cada instante de la historia del Universo, hay un "radio" característico del Universo, que está dado por la distancia que la luz podría haber viajado desde el nacimiento del Universo (recuerde que la luz viaja a 300.000 Kilómetros por segundo para todos los observadores). Por lo tanto, si el Universo tuviese sólo 1 segundo de edad, no podríamos ver las cosas que estuviesen más lejos que 300.000 Kilómetros; simplemente no habría habido suficiente tiempo como para que su luz se propagara hasta nosotros. Puesto que ningún observador podría ver más allá de esta distancia, la superficie a esta distancia es también llamada el "horizonte" para el observador. A medida que el Universo envejece, el horizonte se expande hacia afuera, porque hay más tiempo para que la luz de lugares más lejanos viaje hasta nosotros.
Un importante efecto lateral, es que si no podemos ver más allá del horizonte,
entonces tampoco podemos ser afectados por ningún efecto físico desde más allá del horizonte.
Regiones del espacio en el Universo que están separadas por distancias mayores que el horizonte,
simplemente no saben unas de las otras, y no pueden mutuamente influenciar sus condiciones físicas.
Si calculamos el tamaño del horizonte en el cielo para el Universo en la época del desacoplamiento,
resulta ser aproximadamente un grado (cerca de dos veces el diámetro angular de la Luna).
El hecho de que el espectro e intensidad del CMBR sean esencialmente los mismos para regiones mucho más grandes que este tamaño
es muy difícil de explicar, puesto que nuestro escenario no permite a estas regiones comunicarse unas con otras,
y conspirar para determinar sus características físicas.
Una solución para este dilema fue encontrada a principios de los '80 y es llamada "teoría de inflación".
El concepto, motivado por una consolidación de la teoría de la física de las partículas de alta energía con la cosmología,
es que en los primeros 10-34 segundos después del Big Bang,
el Universo pasó por un período de expansión extremadamente rápida.
Esto causa que todo nuestro Universo provenga de una muy pequeña (antes de la inflación) región del espacio,
que habría tenido propiedades muy uniformes porque era pequeña, y sus partes constituyentes podían de hecho comunicarse unas con otras.
Así, cuando observamos el CMBR en partes del cielo que están separadas por más de un grado,
las variaciones de intensidad son aquellas impuestas por las condiciones en la era pre-inflacionaria
(cuando el Universo tenía menos de 10-34 segundos de edad!).
Después de la inflación, simplemente no hay forma de que los procesos físicos modifiquen esas variaciones.
En tamaños angulares menores que un grado, sin embargo,
ha habido suficiente tiempo para que las interacciones físicas modifiquen la intensidad del CMBR en la época del desacoplamiento,
y las variaciones resultantes en la intensidad dependen de los detalles de la teoría de esas interacciones.
El satélite COBE de la NASA ha hecho algunas mediciones muy fundamentales del CMBR.
El instrumento FIRAS determinó que el espectro iguala la curva teórica para el equilibrio térmico dentro del 0,03%,
dando un soporte inequívoco al escenario del Big Bang,
y confirmando la creencia de que el Universo primitivo de hecho estaba en equilibrio térmico.
El instrumento DMR midió la anisotropía del CMBR,
y logró la primera detección de las variaciones de la intensidad del CMBR al nivel de una parte en 100.000 de la intensidad del CMBR.
Ambos instrumentos tienen un tamaño del haz de 7 grados,
lo que significa que sólo pueden ver estructuras mayores que 14 diámetros Lunares en el cielo.
Como se anota arriba, toda medición de anisotropía con resoluciones menores que un grado,
determinará las fluctuaciones fundamentales en la era pre-inflacionaria,
que no podrían jamás ser el resultado de cualquier interacción en un momento posterior.
Se utilizan teorías para relacionar directamente estas mediciones con las estructuras modernas.
La razón es que cuando buscamos con un tamaño de 7 grados una fuente a la distancia de la era del desacoplamiento,
esto corresponde con un tamaño (luego de expandir por un factor de 1000)
más grande que la mayor estructura que podemos ver en el Universo actualmente.
La escala de tamaños sobre los que tenemos datos para el Universo actual, corresponde con regiones de sólo medio grado,
cuando miramos hacia atrás, hacia la época del desacoplamiento.
Así que para poder relacionar la anisotropía observada en el CMBR con las estructuras que vemos actualmente
(que son, en cierto sentido, la anisotropía actual),
es conveniente tener mediciones en escalas angulares menores que las del COBE/DMR.
Muchos grupos y colaboraciones están trabajando en mediciones basadas en globos, en tierra,
y en satélites propuestos para mediciones de la anisotropía del CMBR, en escalas angulares entre 0,1 y 3 grados.
En las páginas del Smoot Group
puede leer acerca del satélite COBE y sus instrumentos, los instrumentos MAX/MAXIMA/BOOMERANG transportados por un globo,
y el satélite COBRAS/SAMBA (aprobado por la Agencia Espacial Europea).
Con el descubrimiento del COBE/DMR, se ha determinado el nivel de sensibilidad requerido.
Los teóricos han trabajado duramente para determinar lo que puede aprenderse de mediciones precisas de la anisotropía del CMBR,
y han encontrado que pueden proveer información importante y precisa sobre un número de parámetros cosmológicos cruciales,
p. ej. la Geometría del Universo, la Tasa de Expansión de Hubble, la Densidad en Bariones, y la Constante Cosmológica, para la inflación
- su Pendiente de Potenciales, Nivel de Energía, y Curvatura.
Hemos entrado en una fase de medición y caracterización durante la cual, las menores escalas angulares,
tales como las investigadas por estas observaciones, serán claves para descubrir el misterio del origen de la estructura en el Universo.
La información original para esta página puede encontrarse en
Ripples in Space
En el sitio en el Web del Smoot Astrophysics Research Program (en Inglés)
John C. Mather and George F. Smoot, Nobel Prize in Physics 2006
(Nobel Foundation)
Ver
The Nobel Prize in Physics 2006
(.pdf, en Inglés)
Actualizada: Octubre 3 '06
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