El Quijote se enfrenta al origen del Universo

Desde que las observaciones de Edwin Hubble en los años treinta del pasado siglo revelaron que las galaxias se alejan sistemáticamente unas de otras se sabe que el Universo se encuentra en expansión. Esto llevó a plantear que en su origen toda la materia se habría encontrado concentrada en una misma posición.

En los años cuarenta, el físico ruso George Gamow propuso el modelo del Big Bang, en español Gran Explosión, para explicar el nacimiento del Universo. Defendía que éste se generó a partir de una enorme concentración de masa y energía, y que desde su origen está en expansión. Con el fin de solucionar algunas ambigüedades y deficiencias de este modelo, en 1981 Alan Guth planteó la existencia de una etapa “inflacionaria” consistente en un periodo de expansión exponencial extraordinariamente rápido, producido inmediatamente después del Big Bang, tras el cual el Universo habría aumentado su tamaño en un factor 10²⁶.

La inflación habría dado lugar a dos importantes tipos de perturbaciones, llamadas respectivamente “escalares” y “tensoriales”. Las primeras son fluctuaciones en la densidad de la materia, de manera que habrían generado inhomogeneidades en el Universo (regiones con una densidad de materia mayor que otras). Las regiones de alta densidad habrían sido precisamente las semillas a partir de las cuales luego se formarían las estructuras observables en el Universo actual: las galaxias y las estructuras de mayor escala en las que éstas se agrupan. El otro tipo de perturbaciones, las tensoriales, pueden ser vistas como “ondas gravitacionales”. En el marco de la Relatividad General de Einstein se trata de fluctuaciones en la métrica del espacio-tiempo que son producidas por el movimiento de partículas con masa (de manera análoga a como las partículas cargadas eléctricamente generan ondas de luz).

Tras la inflación, el Universo consistía básicamente en radiación (fotones) y materia (bariones, que son partículas de masa ordinaria), a muy alta temperatura. En estas condiciones térmicas los átomos no son estables, de manera que la materia estaba altamente ionizada dando lugar a una gran cantidad de partículas libres. Estas partículas libres no permitían el desplazamiento de los fotones, con lo que el medio era opaco a la radiación. La radiación y la materia permanecían “acopladas”. Como todo objeto que aumenta su volumen, a medida que el Universo fue expandiéndose, fue disminuyendo progresivamente su temperatura hasta el estado actual en el cual es de unos 270 ºC bajo cero.

Aproximadamente 400.000 años después del Big Bang, cuando su temperatura era de unos 3000 ºC, se produjo un proceso denominado “recombinación”: los electrones y los protones empezaron a combinarse con rapidez formando inicialmente átomos de hidrógeno y posteriormente átomos más pesados. Ya no había suficientes partículas libres que pudieran colisionar continuamente con los fotones evitando la propagación de la radiación. Esto dio lugar al “desacoplamiento” entre la radiación y la materia.

Los fotones pudieron entonces comenzar a trasladarse libremente, dando lugar a una radiación observable en la actualidad conocida como “fondo cósmico de microondas”, o CMB de sus siglas en inglés. Esta radiación se ha ido enfriando en su trayectoria desde la región donde se produjo la separación de la radiación y la materia, conocida como “superficie de última dispersión”, hasta nosotros. Por ello en la actualidad el CMB se manifiesta como un fondo de radiación de cuerpo negro con una temperatura cercana a los -270ºC, observable con una intensidad casi uniforme en todas las direcciones del cielo.

La detección del Fondo Cósmico de Microondas, el resto fósil del Big Bang, fue una de las pruebas más importantes que esta teoría tuvo que superar para ser aceptada. Se logró de manera accidental en 1964: Arno Penzias y Robert Wilson, dos ingenieros de la compañía Bell en New Jersey, encontraron con un radiotelescopio que utilizaban para las comunicaciones con satélites un exceso de ruido a una temperatura de -270ºC. Comprobaron, sorprendidos, que dicho ruido no procedía de una región determinada del cielo, sino que permanecía constante en todas las direcciones. Plantearon varias hipótesis para explicar su origen, incluso la presencia de unos excrementos de paloma en la superficie de la antena. Tras descartar muchas de ellas, y debatir el problema con físicos de la Universidad de Princeton, liderados por Peter Roll y David Wilkinson, confirmaron que este ruido era el Fondo Cósmico de Microondas. Por este importante descubrimiento recibieron el premio Nobel de Física en 1978.

A partir de ese momento el estudio y caracterización del CMB se convirtió en un objetivo importante en cosmología. La NASA construyó a finales de los ochenta el satélite COBE (Cosmic Microwave Explorer, Explorador de Fondo Cósmico), explícitamente para observarlo. Este satélite realizó un importante descubrimiento: la detección de ciertas variaciones, del orden del 0.001%, en la temperatura de esta radiación. Por este hallazgo los investigadores principales de COBE obtuvieron el premio Nobel de Física en 2006. Mientras que, hasta ese momento, las observaciones simplemente determinaban que esta radiación tenía una temperatura de unos -270ºC en cualquier dirección del cielo, COBE tuvo el suficiente nivel de sensibilidad para poder determinar pequeñas variaciones en la temperatura, del orden de 0.00001ºC, de unas posiciones a otras. Se supo que estas fluctuaciones o “anisotropías” tenían su origen precisamente en las variaciones en la densidad de materia, creadas por la inflación y presentes en la “superficie de última dispersión”. Por ello, un mapa de esta radiación, en el que se representa el valor de su temperatura en función de la posición en el cielo, es de alguna manera una “ecografía” de cómo era la distribución de materia cuando el Universo tenía una edad de 400.000 años.

El estudio del CMB y sus anisotropías se ha convertido en una de las herramientas más importantes en cosmología. El modelo cosmológico es capaz de predecir las características de esta radiación, principalmente la intensidad y el tamaño de sus variaciones. Como esta información también se obtiene a través de las observaciones, se puede comparar con las predicciones teóricas, lo que permite hacer estimaciones que describen el contenido total de materia del Universo, su ritmo de expansión, o el contenido relativo de los distintos componentes energéticos y de materia (principalmente materia bariónica ordinaria, materia oscura y energía oscura).

Los resultados de dichas estimaciones se comparan con otro tipo de observaciones de carácter cosmológico. Su coincidencia, la conciliación entre los modelos teóricos y las observaciones es, sin duda, un gran éxito, y ayuda a ir definiendo poco a poco, a medida que mejoran los experimentos y la precisión de las observaciones, el modelo cosmológico del Universo.

Durante los últimos quince años, varios grupos de investigación en todo el mundo han puesto en funcionamiento diversos experimentos dedicados al estudio de las anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas (CMB, en sus siglas en inglés), que son pequeñas variaciones en su temperatura, del orden de 0.00001 ºC, entre diversas posiciones.

La mayor parte de estas medidas se han realizado desde tierra y con globos estratosféricos, y en dos casos desde el espacio, con los satélites COBE (Cosmic Microwave Explorer, Explorador de Fondo Cósmico) y posteriormente WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Sonda de las Anisotropías Microondas Wilkinson), ambos de la NASA. La ESA ha desarrollado el satélite Planck, cuyo lanzamiento tuvo lugar precisamente el día anterior a la redacción de este artículo, el 14 de mayo de 2009. Este satélite realizará observaciones de todo el cielo durante dos años y producirá mapas del CMB con una sensibilidad y resolución angular sin precedentes. También en el Observatorio del Teide en Tenerife se han instalado varios experimentos para su estudio, entre ellos el hispano-británico VSA (Very Small Array, una red interferométrica), que finalizó sus observaciones en el mes de septiembre de 2008.

Las mismas fluctuaciones en la densidad de la materia en la “superficie de última dispersión” (la región donde se produjo la separación entre radiación y materia) que crearon las fluctuaciones de temperatura observadas en la radiación del CMB, habrían provocado también su polarización. Una onda de luz se encuentra polarizada cuando la variación de su amplitud en el plano perpendicular a su dirección de propagación se produce en una dirección preferencial. Si las hipótesis acerca de cómo se generaron las fluctuaciones de temperatura son ciertas (y parece que lo son pues las observaciones concuerdan con la teoría), entonces la radiación del CMB debe presentar cierto grado de polarización.

El patrón de polarización del CMB puede ser separado en dos importantes componentes, denominados “modos-E” o “modos eléctricos” y “modos-B” o “modos magnéticos”, respectivamente. De los dos tipos de perturbaciones resultado de la fase de inflación del Universo, las escalares habrían generado modos eléctricos únicamente, mientras que las perturbaciones tensoriales (es decir, el fondo de ondas gravitacionales) habrían generado tanto modos eléctricos como modos magnéticos. Por ello, el estudio de la polarización del CMB es especialmente importante, dado que la identificación de modos magnéticos significaría una detección indirecta de las ondas gravitacionales en el Universo primordial. Además, el estudio de estos modos magnéticos y la determinación de su intensidad, permitiría extraer importante información sobre las características físicas de la inflación.

Sin embargo, hay diversos factores que dificultan la detección de la polarización del CMB. Por un lado, su grado esperado de polarización es del orden del 10% con lo que, mientras que las fluctuaciones típicas de temperatura son del 0,00001%, en la polarización se esperan fluctuaciones más pequeñas, del orden de 0,000001%. Por ello, las medidas de polarización requieren detectores considerablemente más sensibles. Para hacer su detección todavía más difícil, algunas fuentes de emisión galáctica, así como las fuentes puntuales extragalácticas, contaminan las medidas al presentar cierto grado de polarización. Por ello es importante su estudio y caracterización. Por otro lado, la detección de los modos magnéticos es aún más complicada que la de los modos eléctricos porque son de menor intensidad, y porque hay algunos mecanismos, como el efecto lente gravitatoria y la presencia de campos magnéticos en el Universo primordial, que pueden transformar parte de la señal de los modos eléctricos en modos magnéticos, lo cual añade un contaminante adicional sobre la señal de modos magnéticos que se pretende encontrar.

Por todos estos motivos, mientras que el estudio de las fluctuaciones de temperatura ha sido ampliamente desarrollado, el estudio de la polarización del CMB se encuentra aún en sus albores, en un estado similar a como se encontraban las medidas de las fluctuaciones de temperatura hace unos diez años. Las medidas de polarización realizadas hasta el momento son aún escasas y ruidosas. El satélite Planck realizará medidas sobre todo el cielo con una precisión y resolución angular que de alguna manera cerrarán este campo.

El experimento DASI fue el primero en detectar la polarización del CMB, en forma de modos eléctricos en el año 2002. Aunque la sensibilidad de las medidas de éste y otros experimentos es aún mucho menor que las de temperatura, su acuerdo con las predicciones teóricas es excelente. Sin embargo, debido a la limitada sensibilidad de los experimentos actuales, los modos magnéticos aún no han sido detectados. Sólo experimentos como WMAP han sido capaces de establecer cotas superiores, es decir, han llegado a un nivel de sensibilidad determinado y no han detectado los modos magnéticos, de lo que se deduce que si existen tienen que tener una amplitud menor que ese nivel de sensibilidad.

Motivados por la enorme importancia que supondría detectar los modos magnéticos, y con el objetivo de reducir las cotas superiores anteriores, en la actualidad se están desarrollando diversos experimentos dedicados exclusivamente a la medida de la polarización del CMB. Entre ellos se encuentra QUIJOTE-CMB (Q-U-I Joint Tenerife – Cosmic Microwave Background), un proyecto liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias. Se trata de una colaboración científica en la que también participan el Instituto de Física de Cantabria (IFCA), las universidades de Cantabria, Manchester y Cambridge y la compañía IDOM.

Este experimento, que operará desde el Observatorio del Teide (Tenerife) a partir de este año, estará dedicado al estudio de la polarización del CMB y de sus contaminantes, y realizará observaciones en varias longitudes de onda con una resolución angular de un grado. Consiste en dos telescopios independientes (ver multimedia), el primero de los cuales ya se encuentra en los talleres del IAC, donde está siendo sometido a distintos tipos de pruebas, y será instalado este verano en el observatorio. Consta de un espejo primario de 3 m y de un espejo secundario de 2,6 m de diámetro, y todo el sistema se encuentra rodeado de una estructura que apantalla la radiación procedente del suelo y protege del viento. El segundo telescopio aún carece de financiación.

Cada proyecto dedicado al estudio de la Radiación de Fondo Cósmico Microondas busca un mejor conocimiento sobre el origen, la evolución y la estructura del Universo. La tarea es ingente, y dificultada por fuentes de emisión en microondas procedentes de la Galaxia que contaminan la información que llega del CMB. Quijote-CMB, de nombre evocador, pretende escudriñar la polarización de esta radiación. Como el Caballero de la Triste Figura, se enfrentará, sin desfallecer, a sus propios gigantes ¿pues hay algo más gigantesco que la comprensión del comienzo de todo lo que conocemos?