La radiación cósmica de fondo

En 1964, dos radioastrónomos del Bell Telephone Laboratory, Arno Penzias y Robert Wilson, estudiaban las ondas de radio producidas por nuestra galaxia con una antena construida originalmente para comunicaciones vía satélite. Para descartar toda señal que no fuera galáctica (ruido), realizaron observaciones de ondas de 7,35 cm de longitud (estas son longitudes más cortas que las asociadas a las ondas de radio, y se las denomina microondas). La antena detectaba una señal proveniente de todas las direcciones, independientemente de que fuese día o noche, e independientemente de la época del año. La cantidad de radiación detectada de longitud de onda 7,35 cm era equivalente a la que emitiría un cuerpo negro a alrededor de 3,5 º Kelvin de temperatura.

Desde el descubrimiento de la ley de Hubble en 1929, había comenzado a conjeturarse que el universo estaba en expansión, y poco a poco comenzó a desarrollarse la idea de la “gran explosión”: si extrapolamos la expansión hacia atrás en el tiempo, las distancias entre las distintas partes del universo eran menores que las actuales, y el contenido de materia era mucho más denso y caliente. A fines de la década del 40, Gamow, Alpher y Herman utilizaron esta idea para calcular la abundancia relativa de los elementos más livianos (Hidrógeno, Helio, Litio, etc.). De acuerdo con las leyes de la física nuclear, una “sopa” caliente de neutrones y protones al enfriarse permitiría la formación de los distintos núcleos, en un proceso denominado nucleosíntesis. Para que la abundancia relativa de los elementos más livianos se correspondiera con las observaciones, fue necesario suponer que, además de protones y neutrones, esa sopa caliente debía contener una cantidad apreciable de radiación electromagnética (fotones). Alpher y Herman en 1948, y Y. Zeldovich, F. Hoyle y J. Peebles en la década del 60 estimaron que esa radiación debería estar presente actualmente en el universo, con una temperatura de solamente entre 5 º y 10 ºK. Penzias y Wilson habían realizado, por casualidad, uno de los descubrimientos más importantes de la cosmología moderna, que le dio sustento observacional a las que hasta entonces eran sólo ideas especulativas sobre la “gran explosión”. Recibieron el Premio Nobel en 1978 por este descubrimiento.

Discutamos en más detalle las propiedades de esta “radiación cósmica de fondo”. Los fotones interactúan con partículas cargadas, como los electrones. Cuando el universo se fue enfriando hasta llegar a unos 3000 ºK, los electrones dejaron de estar mayoritariamente libres, para combinarse con protones y neutrones y formar átomos (esta combinación no es posible a temperaturas más altas, ya que si un núcleo atómico captura electrones para formar un átomo, los perderá al chocar con otro núcleo; en cambio, a temperaturas más bajas las velocidades medias son menores y estos choques dejan de arrancar a los electrones). A esa temperatura entonces (3000 ºK), los fotones dejaron de interactuar con la materia, el universo se hizo transparente para ellos, y desde ese entonces viajan y viajarán libremente hasta chocar con algún astro como la Tierra, una estrella, o materia interestelar. Debido a la expansión del universo, todas las distancias van aumentando, incluso la longitud de onda de los fotones. Así, si desde el momento de la formación de los átomos (que se denomina poco afortunadamente “recombinación”) el universo se expandió por un factor 1000, lo mismo le habrá ocurrido a la longitud de onda de los fotones. De acuerdo con la ley de radiación de cuerpo negro, los fotones que hoy vemos deben tener entonces una temperatura efectiva de alrededor de 3 ºK. Es interesante notar que estos fotones son la señal más antigua que podemos observar (hay unos 400 fotones de la radiación cósmica de fondo por centímetro cúbico en el universo).

A partir de 1965 comenzó a medirse la RCF en otras longitudes de onda, ya que era imprescindible verificar que no sólo existe radiación de 7,35 cm de longitud de onda, sino que la distribución de fotones cósmicos que llegan a la Tierra debe seguir la ley descubierta por Planck en el año 1900. Las observaciones tuvieron un vuelco espectacular a partir de 1989, cuando la NASA lanzó el satélite COBE (Cosmic Background Explorer), que midió con precisión sin precedentes esta radiación. En 1992 esta misión determinó que el espectro de los fotones cósmicos es casi planckiano, con una temperatura de (2.725± 0.002) ºK, y pudo detectar además muy pequeñas anisotropías, del orden de una parte en 100.000.

Estas anisotropías tienen información valiosa acerca de la falta de homogeneidad en la distribución de la materia y la energía en el momento de recombinación, que posteriormente dieron lugar a la formación de galaxias y las estructuras de mayor escala en el universo.

Esta serie de imágenes ilustra la manera en que, de acuerdo a las teorías actuales, se formaron las galaxias a partir de inhomogeneidades presentes en la época de recombinación.

Una misión similar, denominada WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) y lanzada en el año 2001, determinó las anisotropías con precisión aún mayor que COBE.

El valor actualmente aceptado para el promedio de la temperatura del fondo cósmico es de 2,73 ºK. Los resultados de WMAP siguen confirmando la teoría de la gran explosión y proveen información extra sobre los detalles de cómo fue la expansión del universo.

Los mapas de anisotropías de la radiación cósmica de fondo nos dicen cómo era el universo unos 400.000 años después del big bang. Este número es pequeñísimo, comparado con la edad actual del universo, unos 13 mil millones de años.