29.4: El fondo cósmico de microondas
- Page ID
- 128045
Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar por qué podemos observar el resplandor del universo caliente y temprano
- Discutir las propiedades de esta resplandor como la vemos hoy, incluyendo su temperatura promedio y el tamaño de sus fluctuaciones de temperatura
- Describir universos abiertos, planos y curvos y explicar qué tipo de universo se sustenta en observaciones
- Resumir nuestro conocimiento actual de las propiedades básicas del universo incluyendo su edad y contenidos
La descripción de los primeros minutos del universo se basa en cálculos teóricos. Es crucial, sin embargo, que una teoría científica sea comprobable. ¿Qué predicciones hace? ¿Y las observaciones muestran que esas predicciones son precisas? Un éxito de la teoría de los primeros minutos del universo es la correcta predicción de la cantidad de helio en el universo.
Otra predicción es que un hito significativo en la historia del universo ocurrió cerca de 380.000 años después del Big Bang. Los científicos han observado directamente cómo era el universo en esta etapa temprana, y estas observaciones ofrecen algunos de los apoyos más fuertes para la teoría del Big Bang. Para saber cuál fue este hito, veamos qué nos dice la teoría sobre lo que sucedió durante los primeros cientos de miles de años después del Big Bang.
La fusión de helio y litio se completó cuando el universo tenía aproximadamente 4 minutos de antigüedad. Entonces el universo siguió pareciéndose al interior de una estrella de alguna manera durante unos cientos de miles de años más. Permaneció caliente y opaco, dispersándose la radiación de una partícula a otra. Todavía hacía demasiado calor para que los electrones se “establecieran” y se asociaran con un núcleo particular; tales electrones libres son especialmente efectivos para dispersar fotones, asegurando así que ninguna radiación llegó nunca muy lejos en el universo primitivo sin tener que cambiar su camino. En cierto modo, el universo era como una enorme multitud justo después de un concierto popular; si te separas de un amigo, aunque lleve un botón parpadeante, es imposible ver a través de la densa multitud para detectarlo. Sólo después de que la multitud se despeje hay un camino para que la luz de su botón te alcance.
El Universo se vuelve transparente
No hasta unos cientos de miles de años después del Big Bang, cuando la temperatura había bajado a unos 3000 K y la densidad de núcleos atómicos a aproximadamente 1000 por centímetro cúbico, los electrones y núcleos lograron combinarse para formar átomos estables de hidrógeno y helio (Figura\(29.3.4\) en la sección anterior. Sin electrones libres para dispersar fotones, el universo se volvió transparente por primera vez en la historia cósmica. A partir de este momento, la materia y la radiación interactuaron con mucha menos frecuencia; decimos que se desacoplaron entre sí y evolucionaron por separado. De repente, la radiación electromagnética realmente podría viajar, y desde entonces ha estado viajando por el universo.
Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo
Si el modelo del universo descrito en la sección anterior es correcto, entonces, cuando miramos hacia afuera en el universo y hasta ahora atrás en el tiempo, el primer “resplandor” del universo caliente y temprano aún debería ser detectable. Observaciones de ello serían pruebas muy contundentes de que nuestros cálculos teóricos sobre cómo evolucionó el universo son correctos. Como veremos, efectivamente hemos detectado la radiación emitida en este tiempo de desacoplamiento de fotones, cuando la radiación comenzó a circular libremente por el universo sin interactuar con la materia (Figura\(\PageIndex{1}\)).
La detección de este resplandor fue inicialmente un accidente. A finales de la década de 1940, Ralph Alpher y Robert Herman, trabajando con George Gamow, se dieron cuenta de que justo antes de que el universo se volviera transparente, debió haber estado irradiando como un cuerpo negro a una temperatura de aproximadamente 3000 K, la temperatura a la que podrían comenzar a formarse los átomos de hidrógeno. Si hubiéramos podido ver esa radiación justo después de formarse átomos neutros, se habría parecido a la radiación de una estrella rojiza. Era como si una bola de fuego gigante llenara todo el universo.
Pero eso fue hace casi 14 mil millones de años y, mientras tanto, la escala del universo se ha multiplicado por mil. Esta expansión ha incrementado la longitud de onda de la radiación en un factor de 1000 (ver Figura\(29.2.6\) en la Sección 29.2). De acuerdo con la ley de Viena, que relaciona longitud de onda y temperatura, la expansión ha bajado correspondientemente la temperatura en un factor de 1000 (ver el capítulo sobre Radiación y Espectros).
Alpher y Herman predijeron que el resplandor de la bola de fuego debería estar ahora en longitudes de onda de radio y debería parecerse a la radiación de un cuerpo negro a una temperatura de solo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Dado que la bola de fuego estaba en todas partes del universo, la radiación sobrante de ella también debería estar en todas partes. Si nuestros ojos fueran sensibles a las longitudes de onda de radio, todo el cielo parecería brillar muy débilmente. Sin embargo, nuestros ojos no pueden ver a estas longitudes de onda, y en el momento en que Alpher y Herman hicieron su predicción, no había instrumentos que pudieran detectar el resplandor. A lo largo de los años, su predicción fue olvidada.
A mediados de la década de 1960, en Holmdel, Nueva Jersey, Arno Penzias y Robert Wilson de Bell Laboratories de AT&T habían construido una delicada antena de microondas (Figura\(\PageIndex{2}\)) para medir fuentes astronómicas, incluyendo restos de supernova como Casiopea A (ver el capítulo sobre La muerte de las estrellas). Estaban plagados de algún ruido de fondo inesperado, al igual que tenue estática en una radio, del que no podían deshacerse. Lo desconcertante de esta radiación fue que parecía venir de todas direcciones a la vez. Esto es muy inusual en astronomía: después de todo, la mayor parte de la radiación tiene una dirección específica donde es más fuerte: la dirección del Sol, o un remanente de supernova, o el disco de la Vía Láctea, por ejemplo.
Penzias y Wilson al principio pensaron que cualquier radiación que pareciera provenir de todas las direcciones debe originarse desde el interior de su telescopio, por lo que se desarmaron todo para buscar la fuente del ruido. Incluso encontraron que algunas palomas se habían posado dentro de la gran antena en forma de cuerno y habían dejado (como lo puso delicadamente Penzias) “una capa de sustancia blanca, pegajosa, dieléctrica que recubre el interior de la antena”. No obstante, nada de lo que hicieron los científicos pudo reducir la radiación de fondo a cero, y a regañadientes llegaron a aceptar que debía ser real, y debe estar viniendo del espacio.
Penzias y Wilson no eran cosmólogos, pero a medida que comenzaron a discutir su desconcertante descubrimiento con otros científicos, rápidamente se pusieron en contacto con un grupo de astrónomos y físicos en la Universidad de Princeton (a poca distancia en auto). Estos astrónomos, como sucedía, habían estado rehaciendo los cálculos de Alpher y Herman a partir de la década de 1940 y también se dieron cuenta de que la radiación del tiempo de desacoplamiento debería ser detectable como un tenue resplandor de las ondas de radio. Los diferentes cálculos de cuál sería la temperatura observada para este fondo cósmico de microondas (CMB) 1 fueron inciertos, pero todos predijeron menos de 40 K.
Penzias y Wilson encontraron que la distribución de intensidad a diferentes longitudes de onda de radio corresponde a una temperatura de 3.5 K. Esto es muy frío, más cercano al cero absoluto que la mayoría de las otras mediciones astronómicas, y un testimonio de cuánto espacio (y las ondas dentro de él) se ha estirado. Sus medidas se han repetido con mejores instrumentos, lo que nos da una lectura de 2.73 K. Así que Penzias y Wilson estuvieron muy cerca. Al redondear este valor, los científicos a menudo se refieren a “el fondo de microondas de 3 grados”.
Muchos otros experimentos en la Tierra y en el espacio pronto confirmaron el descubrimiento de Penzias y Wilson: De hecho, la radiación provenía de todas las direcciones (era isotrópica) y coincidía con las predicciones de la teoría del Big Bang con notable precisión. Penzias y Wilson habían observado inadvertidamente el resplandor de la bola de fuego primitiva. Recibieron el Premio Nobel por su trabajo en 1978. Y justo antes de su muerte en 1966, Lemaître se enteró de que su “brillo desaparecido” había sido descubierto y confirmado.
Podrá disfrutar viendo Three Degrees, un video de 26 minutos de Bell Labs sobre el descubrimiento de Penzias y Wilson de la radiación cósmica de fondo (con interesantes imágenes históricas).
Propiedades del Fondo Cósmico de Microondas
Un tema que preocupaba a los astrónomos es que Penzias y Wilson estaban midiendo la radiación de fondo llenando el espacio a través de la atmósfera terrestre. ¿Y si esa atmósfera es fuente de ondas de radio o de alguna manera afectó sus mediciones? Sería mejor medir algo así de importante desde el espacio.
Las primeras mediciones precisas del CMB se realizaron con un satélite orbitando la Tierra. Llamado Explorador de Fondo Cósmico (COBE), fue lanzado por la NASA en noviembre de 1989. Los datos que recibió rápidamente mostraron que el CMB coincide estrechamente con lo esperado de un cuerpo negro con una temperatura de 2.73 K (Figura\(\PageIndex{3}\)). Este es exactamente el resultado esperado si el CMB fue efectivamente radiación desplazada al rojo emitida por un gas caliente que llenó todo el espacio poco después de que comenzara el universo
La primera conclusión importante de las mediciones del CMB, por lo tanto, es que el universo que tenemos hoy efectivamente ha evolucionado a partir de un estado caliente y uniforme. Esta observación también brinda apoyo directo a la idea general de que vivimos en un universo en evolución, ya que el universo es hoy más fresco de lo que era al principio.
Pequeñas diferencias en el CMB
Se sabía incluso antes del lanzamiento del COBE que el CMB es extremadamente isotrópico. De hecho, su uniformidad en todas las direcciones es una de las mejores confirmaciones del principio cosmológico: que el universo es homogéneo e isotrópico.
Según nuestras teorías, sin embargo, la temperatura no podría haber sido perfectamente uniforme cuando se emitió el CMB. Después de todo, el CMB es radiación que se dispersó de las partículas en el universo en el momento del desacoplamiento. Si la radiación fuera completamente lisa, entonces todas esas partículas deben haber sido distribuidas a través del espacio de manera absolutamente uniforme. Sin embargo, son esas partículas las que se han convertido en todas las galaxias y estrellas (y estudiantes de astronomía) las que ahora habitan en el cosmos. Si las partículas se hubieran distribuido completamente sin problemas, no podrían haber formado todas las estructuras a gran escala ahora presentes en el universo, los cúmulos y supercúmulos de galaxias discutidos en los últimos capítulos.
El universo primitivo debió haber tenido pequeñas fluctuaciones de densidad a partir de las cuales podrían evolucionar tales estructuras. Las regiones de densidad superior a la media habrían atraído materia adicional y eventualmente habrían crecido hasta convertirse en las galaxias y cúmulos que vemos hoy en día. Resulta que estas regiones más densas nos parecerían manchas más frías, es decir, tendrían temperaturas inferiores a la media.
La razón por la que la temperatura y la densidad están relacionadas se puede explicar de esta manera. Al momento del desacoplamiento, los fotones en una porción ligeramente más densa del espacio tuvieron que gastar parte de su energía para escapar de la fuerza gravitacional ejercida por el gas circundante. Al perder energía, los fotones se volvieron ligeramente más fríos que la temperatura promedio general al momento del desacoplamiento. Viceversa, los fotones que se localizaban en una porción ligeramente menos densa del espacio perdieron menos energía al abandonarlo que otros fotones, apareciendo así un poco más calientes que el promedio. Por lo tanto, si las semillas de las galaxias actuales existieran en el momento en que se emitió el CMB, deberíamos ver algunas ligeras variaciones en la temperatura del CMB a medida que miramos en diferentes direcciones en el cielo.
Los científicos que trabajan con los datos del satélite COBE sí detectaron diferencias de temperatura muy sutiles —aproximadamente 1 parte en 100.000— en el CMB. Las regiones de temperatura inferior a la media vienen en una variedad de tamaños, pero incluso la más pequeña de las áreas más frías detectadas por COBE es demasiado grande para ser la precursora de una galaxia individual, o incluso de un supercúmulo de galaxias. Esto se debe a que el instrumento COBE tenía “visión borrosa” (mala resolución) y sólo podía medir grandes parches del cielo. Necesitábamos instrumentos con “visión más nítida”.
Las mediciones más detalladas del CMB han sido obtenidas por dos satélites lanzados más recientemente que el COBE. Los resultados del primero de estos satélites, la nave espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), se publicaron en 2003. En 2015, las mediciones del satélite Planck extendieron las mediciones WMAP a una resolución espacial aún mayor y menor ruido (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Los cálculos teóricos muestran que los tamaños de los puntos calientes y fríos en el CMB dependen de la geometría del universo y por lo tanto de su densidad total. (No es del todo obvio que deba hacerlo, y se necesitan algunos cálculos bastante elegantes, mucho más allá del nivel de nuestro texto, para hacer la conexión, pero tener tal dependencia es muy útil). La densidad total que estamos discutiendo aquí incluye tanto la cantidad de masa en el universo como la masa equivalente de la energía oscura. Es decir, debemos sumar masa y energía: la materia ordinaria, la materia oscura y la energía oscura que está acelerando la expansión.
Para ver por qué funciona esto, recuerde (del capítulo sobre Agujeros Negros y Espacio-tiempo curvo) que con su teoría de la relatividad general, Einstein demostró que la materia puede curvar el espacio y que la cantidad de curvatura depende de la cantidad de materia presente. Por lo tanto, la cantidad total de materia en el universo (incluyendo la materia oscura y la contribución equivalente de materia por la energía oscura), determina la geometría general del espacio. Al igual que la geometría del espacio alrededor de un agujero negro tiene una curvatura hacia él, por lo que todo el universo puede tener una curvatura. Echemos un vistazo a las posibilidades (Figura\(\PageIndex{5}\)).
Si la densidad de la materia es mayor que la densidad crítica, el universo eventualmente colapsará. En un universo tan cerrado, dos rayos de luz inicialmente paralelos eventualmente se encontrarán. Este tipo de geometría se conoce como geometría esférica. Si la densidad de la materia es menos que crítica, el universo se expandirá para siempre. Dos rayos de luz inicialmente paralelos divergirán, y esto se conoce como geometría hiperbólica. En un universo de densidad crítica, dos rayos de luz paralelos nunca se encuentran, y la expansión se detendrá solo en algún momento infinitamente lejano en el futuro. Nos referimos a esto como un universo plano, y el tipo de geometría euclidiana que aprendiste en la secundaria se aplica en este tipo de universo.
Si la densidad del universo es igual a la densidad crítica, entonces los puntos calientes y fríos en el CMB normalmente deberían ser de aproximadamente un grado de tamaño. Si la densidad es mayor que crítica, entonces los tamaños típicos serán mayores de un grado. Si el universo tiene una densidad menor que crítica, entonces las estructuras aparecerán más pequeñas. En Figura\(\PageIndex{6}\), se pueden ver las diferencias fácilmente. Las observaciones de WMAP y Planck del CMB confirmaron experimentos anteriores de que efectivamente vivimos en un universo plano de densidad crítica.
Los números clave de un análisis de los datos de Planck nos dan los mejores valores actualmente disponibles para algunas de las propiedades básicas del universo:
- Edad del universo: 13.799 ± 0.038 mil millones de años (Nota: Eso significa que conocemos la edad del universo a dentro de 38 millones de años. ¡Increíble!)
- Constante de Hubble: 67.31 ± 0.96 kilómetros/segundo/millón de parsecs
- Fracción del contenido del universo que es “energía oscura”: 68.5% ± 1.3%
- Fracción del contenido del universo que es materia: 31.5% ± 1.3%
Tenga en cuenta que este valor para la constante del Hubble es ligeramente menor que el valor de 70 kilómetros/segundo/millón de pársecs que hemos adoptado en este libro. De hecho, el valor derivado de las mediciones de corrimientos al rojo es de 73 kilómetros/segundo/millón de pársecs. Tan precisa es la cosmología moderna en estos días que los científicos están trabajando arduamente para resolver esta discrepancia. El hecho de que la diferencia entre estas dos mediciones independientes sea tan pequeña es en realidad un logro notable. Hace apenas unas décadas, los astrónomos discutían sobre si la constante del Hubble rondaba los 50 kilómetros/segundo/millón de pársecs o 100 kilómetros/segundo/millón de pársecs.
El análisis de los datos de Planck también muestra que la materia ordinaria (principalmente protones y neutrones) constituye 4.9% de la densidad total. La materia oscura más la materia normal suman 31.5% de la densidad total. La energía oscura aporta el 68.5% restante. La edad del universo en el desacoplamiento, es decir, cuando se emitía el CMB, era de 380.000 años.
Quizás el resultado más sorprendente de las mediciones de alta precisión por WMAP y las mediciones de mayor precisión de Planck es que no hubo sorpresas. El modelo de cosmología con materia ordinaria en aproximadamente 5%, materia oscura en aproximadamente 25% y energía oscura aproximadamente 70% ha sobrevivido desde finales de la década de 1990 cuando los cosmólogos fueron forzados en esa dirección por los datos de las supernovas. En otras palabras, el universo muy extraño que hemos estado describiendo, con solo alrededor del 5% de su contenido estando conformado por los tipos de materia que conocemos aquí en la Tierra, realmente parece ser el universo en el que vivimos.
Después de que se emitió el CMB, el universo continuó expandiéndose y enfriándose. Entre 400 y 500 millones de años después del Big Bang, ya se habían formado las primeras estrellas y galaxias. En lo profundo de los interiores de las estrellas, la materia se recalentó, se encendieron las reacciones nucleares y comenzó la síntesis más gradual de los elementos más pesados que hemos discutido a lo largo de este libro.
Concluimos este rápido recorrido por nuestro modelo del universo primitivo con un recordatorio. No hay que pensar en el Big Bang como una explosión localizada en el espacio, como una superestrella explosiva. No había límites y no había un solo sitio donde ocurrió la explosión. Fue una explosión de espacio (y tiempo y materia y energía) que ocurrió en todas partes del universo. Toda la materia y energía que existen hoy en día, incluidas las partículas de las que estás hecho, provienen del Big Bang. Estábamos, y seguimos estando, en medio de un Big Bang; está a nuestro alrededor.
Conceptos clave y resumen
Cuando el universo se volvió lo suficientemente frío como para formar átomos de hidrógeno neutros, el universo se volvió transparente a la radiación. Los científicos han detectado la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) de esta época durante el universo caliente y temprano. Las mediciones con el satélite COBE muestran que el CMB actúa como un cuerpo negro con una temperatura de 2.73 K. Pequeñas fluctuaciones en el CMB nos muestran las semillas de estructuras a gran escala en el universo. Las mediciones detalladas de estas fluctuaciones muestran que vivimos en un universo de densidad crítica y que la densidad crítica está compuesta por 31% de materia, incluyendo materia oscura, y 69% de energía oscura. La materia ordinaria, los tipos de partículas elementales que encontramos en la Tierra, constituyen solo alrededor del 5% de la densidad crítica. Las mediciones del CMB también indican que el universo tiene 13.800 millones de años.
Notas al pie
1 Recordemos que las microondas se encuentran en la región de radio del espectro electromagnético.
Glosario
- Fondo cósmico de microondas (CMB)
- radiación de microondas proveniente de todas las direcciones que es el resplandor rojo del Big Bang
- universo plano
- un modelo del universo que tiene una densidad crítica y en el que la geometría del universo es plana, como una hoja de papel
- tiempo de desacoplamiento de fotones
- cuando la radiación comenzó a fluir libremente por el universo sin interactuar con la materia