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LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO

RADIOASTRONOMÍA VI - Fuentes de Radio en el Universo - 1) EL FONDO DE MICROONDAS

En los capítulos anteriores hemos visto las posibilidades que ofrecen los radiotelescopios al poder acceder a regiones del espectro electromagnético fuera del rango óptico y aprovechando la ventana de transparencia que permite la atmósfera terrestre para longitudes de onda de entre 1 mm y 15 m, aproximadamente, correspondiente al rango de frecuencias 300 GHz - 20 MHz.   En los artículos que siguen, empezando por éste, se hará un recorrido por los procesos astrofísicos que emiten dentro de estas frecuencias, destacando así la importante información que la RadioAstronomía nos permite obtener para la comprensión de estos procesos y, por tanto, para un mejor conocimiento del universo.


La Radiación Cósmica de Fondo.


NASA / WMAP Science Team


La imagen, conocida sobradamente y asociada sin duda por todos al fondo de microondas, es una representación del cielo en la frecuencia de 160,2 GHz equivalente a una temperatura de 2.73 ºK.  Los puntos o regiones azules corresponden a zonas más frías y las amarillas-rojas a las más calientes, pero la diferencia entre unas y otras es inferior a una cienmilésima parte de grado a una escala angular de 10º.  Se trata por tanto de una radiación altamente isótropa y las mínimas diferencias observadas responden básicamente al dipolo resultante del movimiento propio de la Tierra por el espacio, (unos 380 Km/s en la dirección del cúmulo de Virgo).


Un poco de historia -

En 1963 Arno Penzias y Robert Wilson, ingenieros de la Bell Telephone, reciben el encargo por parte de su compañía de adaptar una antena, que se había utilizado para recibir la señal de los satélites Echo y Telstar, para usarla con fines radioastronómicos.  Desde el principio, en las pruebas de calibración, detectaron un exceso de flujo sin ninguna fuente identificable que lo causara.  Este ruido era independiente de la dirección a la que apuntara la antena, lo que descartaba efectos atmosféricos o de fuentes astronómicas localizadas. Inicialmente pensaron que podría deberse al acúmulo de suciedad debido a unas palomas que habían anidado en el cuerno de la antena, pero su expeditiva limpieza no eliminó el problema.



Aunque anteriormente ya se había especulado con la existencia de una radiación relacionada con la temperatura residual del medio interestelar, (sin hablar todavía de radiación de fondo - R. Dicke, 1946 - Gamow, 1948 - Alpher y Herman, 1950, ...), la idea, el contexto y su posible detección no estaban aún maduros.  Es en este momento, 1965, cuando unos colegas recomiendan a Penzias y Wilson que se pongan en contacto con algunos astrónomos de Princeton ..., en concreto con Robert Dicke (ya mencionado), Edwin Peebles y David Wilkinson. Como resultado de este contacto entre ambos grupos se publican sendos artículos en el mismo número del Astrophysical Journal, el segundo de Penzias y Wilson, dando cuenta del descubrimiento, y el primero por Dicke y Peebles interpretándolo como una radiación con la firma del Big Bang.  Penzias y Wilson recibieron en 1978 el premio Nobel por este descubrimiento.

En la década de los 60 el modelo estacionario del universo, (Hoyle, Gold, Bondi, ...), tenía un peso específico importante en Cosmología y, según éste, el fondo de microondas era el resultado de la luz dispersada de las estrellas de galaxias lejanas.  Sin embargo, durante la década siguiente, mediciones extendidas en un rango de frecuencias más amplio determinaron que la radiación en cuestión tenía el espectro de emisión de un cuerpo negro, esto es, que se trataba de un espectro térmico, algo para lo que el modelo estacionario no tenía explicación.   De esta manera se decantó el fondo de microondas como una prueba importante hacia el modelo del Big Bang.


La temperatura del universo -


Datos del instrumento FIRAS en el satélite COBE


En el gráfico se aprecia la perfecta correlación de los datos observacionales con el espectro de emisión de un cuerpo negro, (radiación térmica), con una temperatura correspondiente a un máximo de emisión en la longitud de onda de 1.9 mm.

Dado que esta frecuencia está próxima al límite superior de la ventana de transparencia atmosférica para las ondas de radio, los datos observacionales se han ido completando desde entonces con los proporcionados por diferentes satélites, (COBE, WMAP, Planck), fuera de la atmósfera terrestre y con capacidades resolutivas crecientes.

Del espectro del cuerpo negro, tanto de su densidad de energía, como de la longitud de onda de su máximo, es posible deducir la temperatura absoluta del mismo:



radiación de Planck del cuerpo negro y ley Stefan-Boltzmann (1)



- ley de Wien                                                       

y ésta corresponde a 2,726 ºK, (esto es, próxima a los -270 ºC).


Este descubrimiento tiene importantes implicaciones en Cosmología.  En primer ligar, junto con la expansión del universo de Hubble, es el fundamento básico del modelo del Big Bang.  Ambos hechos son compatibles.   Más aún, la temperatura actual de ese fondo de microondas es el residuo de un universo inicialmente caliente y enfriado precisamente por su expansión.   No se conocen mecanismos capaces de producir una radiación de estas características en el universo actual, por tanto ésta debió generarse en etapas muy tempranas de su historia.

La expansión del universo tiene como principal fenómeno observacional el corrimiento al rojo de las longitudes de onda de la radiación, definido normalmente por el parámetro :  z = (λ0 - λ) / λ  →  λ0 = λ (1 + z),  donde  λ0  es la longitud de onda observada y  λ  la longitud de onda originalmente emitida.  Este parámetro, z, suele emplearse igualmente como indicador de distancias cósmicas ya que, según la ley de Hubble,  z = (H0 / c) d,  donde H0 es la constante de Hubble, (H0 ≈ 65 Km/seg Mpc), y d la distancia, también expresada en megaparsec, (Mpc).   Esto significa que, debido a la expansión del universo, una radiación de longitud de onda  λ, emitida a una gran distancia, se observa con una longitud de onda mayor  λ0, (corrimiento al rojo), según el factor de escala  (1 + z).

Esta misma relación puede aplicarse a las temperaturas, puesto que la ley de Wien sigue siendo válida.   Así:  T = T0 (1 + z), lo que viene a decirnos que la temperatura observada hoy, T0 , debió ser mucho mayor al ser emitida, T, según el mismo factor de escala.   (Véase que, según la ley de Wien, temperatura y longitud de onda son inversamente proporcionales por lo que temperatura observada y temperatura en el momento de la emisión invierten sus posiciones en la ecuación anterior respecto a la misma expresión cuando en ella se contemplan longitudes de onda).

Ahora bien, ¿cuál era la temperatura que originó este residuo de 2.76 ºK, que ahora se observa, y a qué momento de la historia temprana del universo corresponde?

La radiación electromagnética (fotones) interacciona fuertemente con las partículas cargadas eléctricamente.   En el universo primitivo, de alto nivel energético después de la gran explosión, las partículas con carga eléctrica (electrones y protones) se mueven libremente e interaccionan con los fotones.  Los fotones son suficientemente energéticos como para crear pares electrón-positrón que inmediatamente se recombinan emitiendo nuevos fotones:  e- + e+  ↔  γ + γ.   Los fotones producidos en estas reacciones responden a un espectro de radiación térmica y representan la temperatura de dicha radiación que, como se encuentra en equilibrio termodinámico con la materia, puede considerarse como la temperatura del universo en general.  A medida que este universo evoluciona y se expande, la temperatura disminuye y con ello la energía de los fotones, de manera que el equilibrio en la ecuación anterior se desplaza hacia la derecha.  A partir de ahí aparecen nuevos procesos, (doble esparcimiento Compton, esparcimiento Compton simple, esparcimiento Thomson, ...), pero en todos ellos se conserva la naturaleza térmica de los fotones así como el equilibrio termodinámico entre estos y los electrones, que a su vez se encuentran en igual equilibrio con los protones a través de interacciones culombianas.


Illustration by Corinne Mucha - Fermilab/SLAC publication


En un momento determinado se produce la última recombinación:  la de los electrones con los protones formando un átomo de hidrógeno  [e- + p+ ↔  H + γ] y de igual manera los fotones resultantes ya no tienen energía suficiente para romper estos enlaces, con lo que el equilibrio en la reacción se desplaza igualmente a la derecha.  A partir de ahí ya nada perturba la libre difusión de los fotones y se dice que la materia se hace transparente a la radiación.   Hasta ese momento, el universo ha estado sumido en una espesa y oscura niebla.  Esto se produce en lo que se llama 'superficie de último esparcimiento' que es el lugar geométrico de los puntos del universo en que los fotones, que ahora se detectan, sufrieron la última de sus interacciones con la materia.   Es la superficie de una esfera con centro en el lugar del observador y un radio que puede calcularse a partir de la temperatura a la que finalizan estos procesos de recombinación:  unos 3.000 ºK, correspondientes a una edad del universo de unos 380.000 años.  Así pues, puede decirse que la radiación cósmica de fondo es el residuo fósil de ese universo joven con sólo 380.000 años. Esta es la imagen más profunda y antigua que podemos tener del universo a partir de la radiación electromagnética, (tanto en el rango óptico como en el de radio ...).


Un universo isótropo -

El hecho de que la radiación cósmica de fondo sea altamente isótropa, (no existen diferencias de temperatura entre distintas partes del cielo superiores a una cienmilésima parte a una escala angular de 10º), plantea un nuevo problema:  ¿cómo es posible tal homogeneidad en un universo cuyo origen es una gran explosión, el Big Bang?   Para que las diferentes partes del universo primitivo llegasen a un equilibrio térmico de tal naturaleza es necesario 'tiempo', pero en un universo en expansión, resultado de la gran explosión, las diferentes partes del mismo, en la superficie de último esparcimiento, están tan alejadas entre sí que la luz -o el calor- no ha tenido tiempo desde el Big Bang en llegar de un extremo al otro.  Por tanto, no hay relación causal que conecte las diferentes regiones de este universo y desarrolle el equilibrio observado.  A esto se lo conoce con el nombre de 'problema del horizonte'.

La respuesta viene de la mano de una propuesta conjeturada por Alan Guth y Henry Tye en 1980: el universo inflacionario.  Esto básicamente significa que, en una etapa muy temprana del universo, se produjo un crecimiento exponencial del mismo de manera que, en palabras del propio Guth, " ... el Universo observable surgió en una región muy pequeña, en la que todas sus partes estaban lo bastante próximas entre sí como para estar en contacto causal ...  Partes del Universo que se hallan ahora a gran distancia estaban, en la época anterior a la inflación, próximas entre sí.  Esto resuelve el problema de horizonte: nuestro Universo era isótopo antes de la inflación y por eso actualmente parece isótopo a grandes escalas.  Es colosal estiramiento de la geometría alisó todas las arrugas y baches que pudieran haber existido al principio ...".

La inflación se originó sólo 10-34 segundos después del Big Bang, cuando la distancia que podía haber recorrido la luz hasta ese momento era de apenas 3·10-26 metros, y duró una fracción insignificante de tiempo, (entre los instantes 10-34 y 10-32 desde el Big Bang), aunque esta fracción de segundo es 100 veces el tiempo total transcurrido desde el origen del universo.  Durante ese corto periodo inflacionario la escala del universo se incrementó en 1043 veces.

La teoría del universo inflacionario resuelve a su vez otros interrogantes, como el problema de la planitud, (¿por qué la densidad media en el universo observado es prácticamente igual a la densidad crítica, esto es, a la densidad que el universo debería tener para que su velocidad de expansión compense más o menos bien la fuerza gravitatoria que tiende a colapsarlo?).  O la ausencia de monopolos magnéticos ??


El periodo inflacionario supone un enfriamiento drástico del universo.  Las teorías de la gran unificación predicen que a una temperatura de 1027 ºK debe producirse una transición de fase en la cual las diferentes fuerzas, (fuerte, débil, electromagnética, ..), se separan.  Esto es lo que llevó a Guth y a Tye a la idea de un superenfriamiento rápido cuya causa habría sido ese crecimiento exponencial de universo y a situarlo justo en ese momento, los 10-34 segundos.   El enfriamiento es por tanto una posible explicación para la ausencia de monopolos magnéticos, (partículas a las que se presume una masa muy elevada  ≈16 GeV).   En palabras de Guth, "... con el cambio espectacular de temperatura [durante la inflación] y la aceleración de la expansión, el Universo ya no pudo producir una gran cantidad de monopolos magnéticos".

Pero lo que resuelve estos interrogantes plantea a su vez otros, como el de que, si la inflación extendió globalmente un universo homogéneo e isótropo, ¿cómo es posible que a nivel local el universo manifieste irregularidades que fueran capaces de dar lugar a las concentraciones de materia formando estrellas y galaxias?


Arrugas en el tiempo -

En efecto, a escalas como las que van desde el Sistema Solar hasta la del super-cúmulo local de galaxias, (1013 a 1026 cm), la mayor parte de la masa, (planetas, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias), se agrupa en pequeños volúmenes que ocupan una mínima fracción del total.  Sin embargo, a escalas mayores, 1028 cm - la mayor escala posible, la revelada por la radiación cósmica de fondo-, se encuentra un extraordinario grado de isotropía.

No es necesario cuestionar el periodo inflacionario para dar una explicación a este problema.  Una posible solución vendría de la existencia de perturbaciones, (de origen cuántico, fluctuaciones del vacío, ...), en el universo pre-inflacionario.  Estas perturbaciones, a las que se ha considerado como 'arrugas en el espacio-tiempo', serían estiradas por la inflación constituyendo las semillas sobre las que la gravitación ha hecho el resto.

Lo bueno de la solución propuesta es que estas irregularidades, de existir, deberían haber dejado alguna huella también en el fondo de radiación cósmica.  No es de extrañar, por tanto, que al descubrimiento inicial del fondo de microondas, hecho con un radiotelescopio realmente modesto por Penzias y Wilson, se dedicasen recursos y esfuerzos considerables y que se pretendiese una mayor resolución en los datos observacionales, empleando para ello instrumentos más sensibles, enfriados casi hasta el cero absoluto, e instalados en los satélites ya mencionados, (COBE, WMAP, Plack), y también en globos estratosféricos.


En la figura, la primera imagen presenta los datos obtenidos por Penzias y Wilson.  Una homogeneidad total, a este nivel de resolución, rota únicamente por la línea central debida al plano de nuestra galaxia.

Las siguientes imágenes, en resolución creciente, ya corresponden a mediciones del satélites COBE.  En la primera de ellas, (segunda de la figura), se aprecia el dipolo debido al movimiento propio de la Tierra hacia el cúmulo de Virgo, como ya se ha comentado.

En la tercera se vuelve a apreciar el plano galáctico.  Y en la última, más evolucionada y de la que se han restado los efectos anteriores, se tiene un mayor detalle de las perturbaciones comentadas.  La figura de abajo, (que abre este artículo), corresponde a datos proporcionados por el satélite WMAP, de la NASA.



El estudio de las correlaciones de estos datos, a diferentes resoluciones angulares, ha implicado a miles de físicos.  La imagen de la derecha representa el espectro de potencia de las anisotropías en la temperatura del fondo de microondas en función de la escala angular, (o momento multipolar), con datos del WMAP de 2006 y otros instrumentos, (Acbar, Boomerang, CBI, VSA).

Las anisotropías del fondo de microondas se agrupan en dos tipos: primarias, que corresponden a efectos producidos en la superficie de esparcimiento último y en fases anteriores, y secundarias, debidas a efectos como las interacciones con gases calientes o potenciales gravitacionales desde la superficie de último esparcimiento hasta el momento del observador actual.

Las anisotropías primarias son resultado básicamente de oscilaciones acústicas producidas por la interacción entre los fotones y los bariones, (partículas con masa formadas por Quarks), llamadas resonancias.  Los 'picos' del espectro se corresponden con resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular se encuentra en su pico de amplitud.

La escala angular del primer pico, próxima a 1º, da información acerca de la curvatura del universo situando ésta muy cerca de lo que sería una curvatura nula. El segundo pico, (más propiamente la proporción entre los picos impares y los pares), da información sobre la densidad de los bariones, mientras que el tercero de los picos informa acerca de la densidad de la materia oscura.



La delgadez de la última superficie de dispersión indica que el desacople entre los fotones y los bariones no ocurre instantáneamente.  Esta 'delgadez' viene definida por la 'anchura a mitad del máximo' del espectro de potencia, dando un valor para este desacople de 115.000 años (± 5.000). El momento del máximo es para una edad del universo de 372.000 años (± 14.000), por lo que puede estimarse que cuando se completó el universo tenía unos 487.000 años.

Después de la creación del fondo de microondas varios procesos físicos pueden haber contribuido a nuevas anisotropías.  Éstas son las llamadas secundarias o tardías.  Son irhomogeneidades encontradas a gran escala angular y pueden ser causadas por el esparcimiento de fotones debido a electrones libres.  Esto estaría en consonancia con las observaciones de que gran parte del medio intergaláctico actualmente consiste en material ionizado, (esto es, en cargas eléctricas libres), lo que supone un periodo de reionización en el que parte del material del universo colapsa en iones de hidrógeno.  Según las mediciones del WMAP esto debió ocurrir también en un tiempo muy temprano después de la superficie de último esparcimiento, con un corrimiento al rojo de  z ≥ 17.

Por otra parte, la radiación cósmica de fondo está polarizada.  Hay dos tipos de polarización, los llamados modos E y B.  Los modos E, con un nivel de unos pocos microkelvin aparecen de forma natural por esparcimiento Thomson en un plasma heterogéneo.  Los modos B, con una amplitud mucho menor, < 0.1 μK, todavía no han sido medidos y deberían proporcionar información acerca de la densidad de ondas gravitacionales en el universo primigenio.


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(1) - h: constante de Planck, ν: frecuencia, c: velocidad de la luz, k: constante de Boltzmann, T: temperatura absoluta y α: constante de Stefan-Boltzmann.

 

MUSEO de las CIENCIAS de CASTILLA-LA MANCHA