La historia más grande jamás contada

Quizás el título de este artículo nos lleve a la equivocada idea de que vamos a tratar sobre temas propios de estos tiempos de torrijas. Sin embargo, en esta ocasión vamos a hablar de una historia real, una historia con pruebas y una historia que nos involucra a todos de una forma determinante. Sí amigos, vamos a hablar sobre el universo.

Y como alguien dijo, – Más vale una imagen que mil palabras – aquí tenemos la foto que prueba que todo lo que vamos a decir es cierto.

magen de la radiación cósmica de fondo tomada por la misión Planck de la ESA. Créditos: ESA: http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2013/04/Planck_CMB_black_background
magen de la radiación cósmica de fondo tomada por la misión Planck de la ESA. Créditos: ESA

Esta es una famosa foto deliciosamente desconocida. Ha aparecido en multitud de medios de comunicación pero, ¿qué diablos significa? ¿por qué se excita tanto la gente, y en especial los científicos, con esta imagen de puntitos de colores?

El objetivo de este escrito no es el de hacernos expertos en cosmología tras unas cuantas líneas, el objetivo no es otro que el de conseguir que cada vez que veamos esa imagen nos estremezcamos ante el atrevimiento de minúscula parte del universo, nosotros, que se ha empeñado en entenderlo todo y que lo está consiguiendo poco a poco. Así que el propósito de hoy es el de desentrañar la información encerrada en esa imagen.

Lo que sabemos del universo

Hagamos una lista de las cosas que sabemos de nuestro universo y luego las iremos relacionando con la foto esa de los puntitos de colores.

Lo que sabemos es:

1.- El universo se expande. Todas las galaxias se están alejando de nosotros y los hacen “más rápido” cuanto más lejos están de nosotros. Esta observación se repetiría en cualquier punto del universo, es decir, no somos el centro de nada. Todo se está alejando de todo en el universo que nos contiene.

2.- La expansión está acelerando. Medidas, cada vez más precisas, nos informan de que ese alejamiento mutuo entre galaxias está acelerando. La expansión cada vez es más rápida. Como todo en ciencia tiene que tener un motivo se infiere que existe una energía en el universo que dirige esta expansión acelerada. Según nuestro conocimiento actual no tenemos ni idea de qué es esta energía, le hemos puesto un nombre, energía oscura. No sabemos qué es pero sabemos que hace y sabemos que está presente.

3.- Además sabemos que hay materia en el universo que no se lleva bien con el campo electromagnético. El campo electromagnético es el responsable de los fenómenos luminosos, la luz es una onda electromagnética. Esta materia, por lo tanto, es oscura y no es detectable con medios que involucren ondas electromagnéticas, es decir, luz. Notamos sus efectos en que alteran el movimiento normal de las galaxias y en que producen distorsiones de imágenes de objetos lejanos y conocidos. A esta materia la denominamos, materia oscura.

4.- Nuestro universo es homogéneo e isótropo. Si miramos a nuestro alrededor más cercano esto es evidentemente falso, pero si somos capaces de medir la distribución de galaxias a distancias muy, muy grandes vemos que su distribución es más o menos igual en todos los puntos (homogeneidad) y en todas las direcciones (isotropía).

De todo esto podemos inferir que si ponemos la película de la evolución del universo hacia atrás veríamos como todo estaría cada vez más cerca. Por lo tanto la densidad y temperatura del universo sería más alta en el pasado que en la actualidad. Esto nos dice que el universo empezó en un estado muy denso y de altísima temperatura.

Con el paso de los años hemos aprendido que la materia que nos compone se comporta de forma peculiares a temperaturas elevadas. Una mayor temperatura indica que hay más energía disponible en el medio y hemos diseñado una evolución de la historia térmica del universo que estamos comprobando con nuestras observaciones cosmológicas y nuestros experimentos de altas energías.

La visión que tenemos del universo hoy día es la siguiente:

El universo se expande, por tanto la materia/energía usual está cada vez más diluida. Esto nos lleva a pensar en una evolución del universo en el que inicialmente estaba más caliente y más denso. Hoy sabemos que la materia/energía se presentaba en formas distintas.  Gracias a las altas energías disponibles había partículas que hoy no vemos pero que cada día estamos recreando en los aceleradores de partículas.  Las interacciones que tenemos en la actualidad, electromagnética, débil y fuerte se comportaban de distinta forma, etc.   Créditos:  ESA/Misión Planck.
El universo se expande, por tanto la materia/energía usual está cada vez más diluida. Esto nos lleva a pensar en una evolución del universo en el que inicialmente estaba más caliente y más denso. Hoy sabemos que la materia/energía se presentaba en formas distintas. Gracias a las altas energías disponibles había partículas que hoy no vemos pero que cada día estamos recreando en los aceleradores de partículas. Las interacciones que tenemos en la actualidad, electromagnética, débil y fuerte se comportaban de distinta forma, etc. Créditos: ESA/Misión Planck.

Nos queda mucho por saber, mucho por aprender y mucho por comprobar experimentalmente. Pero, la conjunción entre las observaciones astrofísicas, cosmológicas y de física de altas energías nos llevan a una imagen consistente de la estructura y evolución del universo. De hecho, podemos establecer hasta que rangos de energías hemos podido “recrear” las condiciones del universo en nuestros distintos experimentos con aceleradores de partículas.

En esta imagen tenemos una comparativa entre la evolución del universo y las energías que hemos podido sondear con nuestros experimentos en física de partículas.  Nos queda mucho por estudiar, nos queda lo más interesante.  Vemos como cada experimento de altas energías, de SLAC a LHC pasando por LEP y Tevatron, nos acerca a condiciones que se dieron en épocas más cercanas al origen del universo.  Créditos: Particle Data Group, LBNL 2008.
En esta imagen tenemos una comparativa entre la evolución del universo y las energías que hemos podido sondear con nuestros experimentos en física de partículas. Nos queda mucho por estudiar, nos queda lo más interesante. Vemos como cada experimento de altas energías, de SLAC a LHC pasando por LEP y Tevatron, nos acerca a condiciones que se dieron en épocas más cercanas al origen del universo. Créditos: Particle Data Group, LBNL 2008.

Cada vez tenemos una imagen más completa de la evolución de nuestro universo. Imagen que hemos ido comprobando, cada vez con más precisión gracias a los avances tecnológicos, con experimentos de distintos tipos, a nivel astrofísico, cosmológico y de física de partículas. Es impresionante sentir como nos estamos acercando a tener una imagen completa y consistente del origen y evolución del universo que nos contiene. Al menos a mí me lo parece.

Todos los datos parecen apuntar lo siguiente:

a) Nuestro universo comenzó hace unos 13.800 millones de años.

b) Sufrió un proceso de expansión brutal, la inflación cosmológica (tranquila Angela, esto no va contigo), que duró una fracción despreciable de tiempo en el que el tamaño de todo el universo que podemos observar en la actualidad se duplicó de forma exponencial. Todo lo que podemos observar en nuestro universo no era más que una región increíblemente pequeña al principio.

c) En la evolución del universo, la radiación electromagnética, compuesta por unas partículas llamadas fotones, estaba confinada en la materia, no podía moverse libremente. Estuvo así porque las partículas de materia estaban cargadas eléctricamente y los fotones tienen predilección para chocar con cargas eléctricas libres.

d) Unos 380.000 años después del origen, la temperatura del universo, la energía disponible, bajó hasta un punto en el que los electrones y protones del medio se pudieron asociar en estados ligados formando átomos neutros (principalmente en forma de átomos de hidrógeno). En ese momento, los fotones ya no encontraban cargas eléctricas por ahí sino un medio lleno de materia neutra (en los átomos las cargas negativas de los electrones se compensan con las positivas de los protones). A partir de ese instante los fotones se movieron libremente en línea recta. Hoy los recibimos desde todas las direcciones en forma de microondas. Y podemos hacer una foto de ese instante a lo que se conoce como superficie de última dispersión.

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Esta imagen es la foto de la superficie (imaginaria) de la última vez que los fotones se dispersaron con partículas cargadas libres que formaban el universo, justo antes de la formación de los átomos neutros. Esta imagen lleva grabada información no solo del estado del universo en el momento de la última dispersión sino de momentos anteriores. Esta imagen es la llave para entender el universo. Créditos: ESA/Misión Planck.

Para tener una intuición de qué es eso de la superficie de última dispersión miren esta imagen:

Explicación de la superficie de última dispersión.
Explicación de la superficie de última dispersión.

 

Lo que podemos observar

En este punto nos tenemos que parar para hablar sobre un tema bastante delicado. Un tema que responde a la pregunta:

¿Qué podemos observar del universo?

La parte que podemos observar del universo se conoce como universo observable. Es evidente, que solo podremos observar la parte del universo cuya luz haya tenido tiempo de alcanzarnos. Si el universo empezó hace 13.200 millones de años podríamos pensar que nuestro universo observable tendrá un radio de 13.800 millones de años/luz. (El año/luz es la distancia que recorre la luz en un año). Sin embargo, se estima que nuestro universo observable tiene un radio de unos 45.000 millones de años/luz. ¿Cómo puede ser esto? Esto está debido a la expansión del universo. Aunque la edad del universo se estima en unos 13.800 millones de años ha estado expandiéndose continuamente, de forma que luz que nos está llegando partió de fuentes que ahora están mucho más lejos que lo que podríamos suponer de una forma ingenua.

Imagen del universo observable (horizonte de partículas) centrado en nosotros.
Imagen del universo observable (horizonte de partículas) centrado en nosotros.

Nunca está de más ver las cosas de dos formas distintas. Los cosmólogos usan un tipo concreto de diagramas donde en el eje vertical está el tiempo creciente hacia arriba y en el horizontal el espacio. El eje espacial indica distancia radial desde el punto central. (Para los expertos, aquí voy a poner un diagrama conforme, el tiempo es el conforme y la distancia comóvil). Observemos como crece el horizonte de partículas:

Animación sobre el crecimiento del horizonte de partículas centrado en nosotros. Vemos como en la actualidad es lo que abarca hasta la última galaxia observable.
Animación sobre el crecimiento del horizonte de partículas centrado en nosotros. Vemos como en la actualidad es lo que abarca hasta la última galaxia observable.

 

Desde nuestra posición también podemos disponer un diagrama con los rayos luminosos de las galaxias más alejadas que pueden alcanzarnos en la actualidad. Tenemos que ser conscientes de que estamos extrapolando la posición de estas galaxias, es decir, conforme retrocedemos en el tiempo mirando hacia distancias cada vez más profundas nos encontraremos con que la materia estaba en estados distintos a los actuales.

Si miramos al universo, conforme más lejos miramos lo vemos más joven.  Esto es porque la luz que nos llega desde más lejos ha recorrido más camino y por lo tanto observamos las cosas como eran cuando se emitió esa luz.  Vemos como nuestro cono de luz pasado es el complemento del horizonte de partículas en la actualidad.
Si miramos al universo, conforme más lejos miramos lo vemos más joven. Esto es porque la luz que nos llega desde más lejos ha recorrido más camino y por lo tanto observamos las cosas como eran cuando se emitió esa luz. Vemos como nuestro cono de luz pasado es el complemento del horizonte de partículas en la actualidad.

Evidentemente, aunque en teoría es posible ver más allá de la radiación cósmica de fondo esta se presenta como una barrera a la información ya que, como hemos comentado, antes de su aparición el universo era opaco.

Es interesante pararse un momento a mirar este diagrama. Cuando miramos al pasado vemos vemos más trozo de universo que el tamaño que tenía el horizonte en la época a la que estamos accediendo. Es decir, al mirar la radiación cósmica de fondo hoy vemos más trozo del que “hubieramos visto estando sobre la superficie de última dispersión”. Esto es algo interesante como veremos en un momento.

¿Qué ven los cosmólogos en la radiación cósmica de fondo?

El satélite Planck hace un mapa del cielo barriendo todas las direcciones posibles midiendo la radiación cósmica de fondo.

El resultado final que obtenemos, tras eliminar las contribuciones de las emisiones de la galaxia y del movimiento de la tierra, es el mapa de radiación cósmica de fondo:

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En este mapa lo que se representa son diferencias de temperaturas del fondo cósmico. ¿Eso qué significa? La radiación electromagnética tiene una determinada energía, los fotones tienen una energía que es proporcional a su frecuencia, a esa energía (promediada) se le asocia una temperatura. Hoy día recibimos la radiación cósmica de fondo como microondas, eso fija una frecuencia de la radiación electromagnética y tiene asociada una temperatura que es de 2.7 Kelvin.

La temperatura es espectacularmente homogénea, pero no perfectamente homogénea. Al mirar al cielo vemos fotones un poco más energéticos y un poco menos energéticos, es decir, vemos zonas con un poco más de temperatura y con un poco menos. Y cuando decimos un poco es justamente eso, un poco. Las diferencias de temperatura no superan variaciones de 1 parte en 10.000.

Pero los físicos no usan el mapa ese de colorines así en bruto, aunque es una imagen muy atractiva prefieren usar la siguiente gráfica:

 

El mapa de colores, que por supuesto es una asignación "a mano" de los mismos para indicar las pequeñas diferencias de temperatura del fondo, esconde una gran información.  La principal es el espectro de dichas diferencias (eje vertical) en función del ángulo de observación del fondo de microondas.
El mapa de colores, que por supuesto es una asignación «a mano» de los mismos para indicar las pequeñas diferencias de temperatura del fondo, esconde una gran información. La principal es el espectro de dichas diferencias (eje vertical) en función del ángulo de observación del fondo de microondas.

Lo que hacen es promediar las diferencias de temperatura en diferentes ángulos de observación. Con esto consiguen ver distintas regiones del fondo cósmico de microondas. 

Promediando las diferencias de temperaturas en "parches" del fondo de distintos ángulos de observación podemos aprender cosas del universo a distintos niveles.
Promediando las diferencias de temperaturas en «parches» del fondo de distintos ángulos de observación podemos aprender cosas del universo a distintos niveles.

En ángulos grandes estamos viendo características del fondo cósmico de microondas que estaban fuera del horizonte de partículas. El horizonte de partículas representa el límite de la porción de universo con la que hemos evolucionado e interactuado nosotros. Al poder observar más allá de dicho horizonte estamos viendo regiones del fondo cósmico de microondas que recuerdan como era dicho fondo antes de evolucionar con la expansión del universo.

En ángulos pequeños estamos en regiones del fondo cósmico de microondas que estaban dentro del horizonte de partículas. Entonces podemos ver como dichas regiones han evolucionado con el universo a través de los distintos procesos que han tenido lugar en él.

Hay un ángulo determinado, 1º, que cuando lo extendemos hacia atrás en el tiempo (mirando más lejos) nos da lo que ocupaba el horizonte de partículas en el momento de la última dispersión.

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Las conclusiones directas que podemos obtener de esta gráfica de las variaciones de temperatura en el fondo cósmico en función del ángulo en el que estemos haciendo la observación son:

1.- La geometría de nuestro universo.

Los datos relativos a la posición del primer pico en el espectro de fluctuaciones de la temperatura en el fondo cósmico nos dicen que el universo es plano.  De ahí también se infiere que el mayor porcentaje de energía presente en nuestro universo se da en forma de energía oscura.
Los datos relativos a la posición del primer pico en el espectro de fluctuaciones de la temperatura en el fondo cósmico nos dicen que el universo es plano. De ahí también se infiere que el mayor porcentaje de energía presente en nuestro universo se da en forma de energía oscura.

 

Resulta que la posición del primer pico contiene la información sobre la geometría espacial del universo. El primer pico está alrededor de 1º, se puede demostrar que eso solo es posible si nuestro universo es plano. Lo que a su vez implica que tiene la densidad de energía crítica que no hará que recolpase.  Esto solo es posible si la mayor parte de la energía/materia en nuestro universo está en forma de eso que conocemos como energía oscura.

2.- Las posiciones del segundo y tercer pico nos hablan de materia oscura.

Una vez fijada la posición del primer pico, los dos siguientes nos hablan de la presencia de materia oscura en nuestro universo.  De hecho, los datos actuales apuntan a que es más abundante que la materia usual que nos compone.
Una vez fijada la posición del primer pico, los dos siguientes nos hablan de la presencia de materia oscura en nuestro universo. De hecho, los datos actuales apuntan a que es más abundante que la materia usual que nos compone.

Los picos están en ángulos menores que 1º, eso implica que están relacionadas con regiones interiores del horizonte, por lo tanto han estado sujetas a la evolución de nuestro universo. Gran parte de la materia de nuestro universo está en un formato desconocido, eso que se conoce como materia oscura. Es cierto que no sabemos el formato de dicha materia, pero también es cierto que cada vez conocemos mejor sus implicaciones astrofísicas y cosmológicas. La presencia de esos dos picos en la radiación cósmica de fondo es una de las mejores pruebas de su existencia.

¿Qué pasa con los ángulos grandes y con los ángulos muy pequeños?

Aquí solo he querido contar la información que se extrae de forma «directa» de la radiación cósmica de fondo sin entrar en ningún detalle.  Me parecía importante señalar para qué es buena esta radiación.

Para satisfacer vuestra curiosidad os diré que las partes correspondientes a ángulos muy pequeños de observación están relacionadas con las características iniciales que propiciaron que a partir de estas fluctuaciones de temperatura hoy podamos ver la estructura de galaxia que vemos a nuestro alrededor.  Por así decirlo, las fluctuaciones tan minúsculas en la temperatura de la radiación cósmica de fondo son las semillas que con la evolución del universo dieron lugar a las galaxias.

Al observar ángulos muy grandes estamos adentrándonos en territorios muy interesantes.  Esta región angular captura información de características que la radiación cósmica de fondo adquirió en los primeros tiempos de la evolución del universo, cuando era muy joven.  Es por ello que es muy interesante acceder a esta información. Sin embargo, su medida no es nada fácil. Afortunadamente hay otras magnitudes, de las que no he hablado pero hablaré, que nos ayudan a desentrañar los secretos de esta región del espectro de microondas del fondo cósmico. Ahí podremos averiguar qué paso en el origen, o cerca de, del propio universo.

Precauciones y disculpas

Evidentemente, todo lo dicho aquí ha sido dicho y expersado en forma laxa y relajada. Espero no haber cometido muchas incorrecciones y haber podido mostrar todo lo que se esconde en ese mapita de colorines. Por supuesto, no está de más recordar que todo esto tiene más enjundia y los problemas asociados a la determinación de los observables cosmológicos a partir de la radiación cósmica de fondo son variados y tediosos.

Luego, una vez que tenemos los datos, gran parte del trabajo consiste en tomar cada modelo teórico cosmológico, deducir las gráficas anteriores en dicho modelo y ver cómo se vería la radiación cósmica de fondo si el modelo fuera cierto. Al comparar los modelos teóricos con los datos observacionales podemos descartar o conservar dichos modelos.

Por ahora, el modelo que mejor reproduce los hechos observacionales es el que establece la presencia de energía oscura, materia oscura y un proceso de expansión muy rápida del universo cuando era muy joven, la inflación.

 

La composición de nuestro universo deducida a partir de los datos de Planck.
La composición de nuestro universo deducida a partir de los datos de Planck.

Seguiremos esta entrada con otra hablando de polarizaciones, modos E y modos B. ¿Adivináis por qué zona angular estarán los modos B?

Espero que os haya resultado interesante esta entrega.

Para ir jugando

Aquí os dejo dos enlaces interesantes:

Simulador Planck  Juega con diferentes componentes del universo, materia usual, materia oscura y energía oscura. Cambia sus proporciones y mira como cambiaría la radiación cósmica de fondo tanto a nivel del mapa de colores como para la gráfica de las fluctuaciones de la temperatura frente a los ángulos de observación.  Una aplicación imprescindible para completar esta entrada.

Maqueta del satélite Planck  Aquí os dejo un modelo del satélite Planck para montarlo y tener uno en cada clase. Ideal para clases de ciencia y/o manualidades.

Nos seguimos leyendo…



Por Cuentos Cuánticos
Publicado el ⌚ 1 abril, 2014
Categoría(s): ✓ Ciencia • Física