Novena sinfonía cósmica. Segundo movimiento


Ya hemos presentado la radiación cósmica de fondo:

Radiación Cósmica de Fondo

En esta entrada vamos a estudiar algunas cosas que podemos aprender de esta radiación. Y lo mejor es empezar cuanto antes.

¿Qué podemos aprender de la CBR?

(CBR = Cosmic Background radiation)  De aquí podemos aprender varias cosillas del universo:

    • Podemos determinar la edad del universo (módulo valores de otros parámetros)
    • Podemos determinar la geometría del universo y su topología.
    • Podemos determinar la estructura a gran escala del universo.
    • Podemos determianar la composición de nuestro universo.
No está nada mal para una foto chula de colorines.

¿Por qué los colorines?

Los diferentes colores implican variaciones de la temperatura que usualmente no difieren más allá de 1/100000. El color azul indica los puntos de mayor temperatura y el rojo los puntos de menor.

A pesar de no ser mucho, su importancia es fundamental para poder aprender cosas del universo.  Antes de entrar en ese tema vamos a responder a la pregunta: ¿Por qué hay esas variaciones de temperatura?

La respuesta no es muy complicada. Como hemos visto en las entradas anteriores la radiación estaba en equilibrio con núcleos y electrones. Básicamente todo era un gas de partículas energéticas (protones, otros núcleos más grandes, electrones y fotones).  Estas partículas estaban todo el tiempo colisionando entre sí, rebotando por todos sitios (esta es una imagen muy simplificada pero no deja de tener algo de verdad).  Pues bien, ¿qué pasa si hay diferentes densidades en distintos puntos?  Pues que las zonas más densas estarán más calientes y las menos densas estarán menos calientes. Si hay más densidad, hay más atracción gravitatoria en esa zona y se produce una contracción del gas con el subsiguiente aumento de temperatura y viceversa.

Estas variaciones en la densidad son muy pequeñas y tienen su origen en las fluctuaciones cuánticas debidas al proceso del origen del universo. Si nos creemos la inflación entonces tenemos que el universo pasó de un falso vacío a un vacío verdadero para dar lugar a su existencia y su expansión. En este proceso hay diferentes energías en cada punto con el resultado de que en puntos con mayor densidad de energía tienen más capacidad gravitatoria que en los puntos con una densidad de energía menor.

Gracias a estas fluctuaciones cuánticas nuestro universo no es completamente homogéneo y eso explica por qué hoy día podemos ver estructuras en el mismo.

Tenemos que recordar que cuando tenemos en un gas diferencias de densidad (presión) con periodicidad esto viene siendo una onda sónica.

Es por eso que se habla de perturbaciones sónicas en el fondo de microondas. Los fotones que en la superficie de última dispersión salieron de zonas más densas eran más energéticos que los que salieron de zonas menos densas. Y de ahí tenemos las diferencias de colores en el patrón.

El universo es una flauta

El universo se puede considerar una flauta. En estos instrumentos al inyectar el aire producimos una onda sónica fundamental.  Esta onda tiene una longitud de onda que es el doble de la longitud del tubo, L. Luego aparecen los sobretonos, cuyas longitudes de onda verifican \frac{2L}{n}

La diferencia entre una flauta y el universo es que las ondas en el universo se consideran en el tiempo. Es decir, la L de la flauta correspondería a la duración desde el final de la inflación hasta la superficie de última dispersión.

Notemos que en la flauta en el extremo tenemos un máximo de la onda. Así en el universo las frecuencia fundamental de la onda sonora es la que empieza en un máximo (o mínimo) de densidad cuando acaba la inflación y termina con una mínimo (o máximo) en la superficie de última dispersión. Pero no podemos olvidar los sobretonos que harán que las cosas sean un poco más interesantes.

El tamaño importa

La pregunta natural aquí es ¿todo esto cómo se sabe y cómo se comprueba?

Pues en primer lugar porque la teoría de la inflación cosmológica nos dice que esto tiene que ocurrir. Que se tienen que producir fluctuaciones que den lugar a las ondas sónicas. Y además que tanto la frecuencia fundamental como los sobretonos se tienen que producir a la vez.

Cuando los cosmólogos miran a la CBR pueden estudiar cuáles son la variaciones de la temperatura para distintos “tamaños angulares” del cielo (es decir cuanto ángulo abarcan nuestros aparatos de medida de la CBR).

Y lo que encuentran es esto:

Por el momento sólo estamos interesando en la escala superior.

Esto es lo que se conoce como un espectro de potencias (no entraré ahora a explicarlo). Pero nos da información acerca de la potencia recibida del CBR cuando miramos con cierta apertura angular al cielo.

Lo interesante de esto es que el pico más grande está asociado a la frecuencia fundamental de la onda sónica (la que pasó de tener un max/min de densidad al final de la inflación a un min/max en la superficie de última dispersión) y el resto de picos son debidos a los distintos sobretonos.

Pero para no alargar esta entrada más, ya tendremos tiempo de profundizar más, terminaremos con una aplicación muy buena de estas cosas. ¿Qué geometría tiene el universo? ¿Es un universo que volverá a colapsar algún día, se expande para siempre, se expande aceleradamente? O dicho de otra forma, ¿es un universo cerrado, plano o abierto?

Pues una forma de responder a esto es viendo el tamaño típico de las manchas en el CBR:

Dependiendo del tamaño angular de las fluctuaciones uno puede decidir la geometría del universo. La relación teórica, que no estamos presentando aquí, nos dice que cuanto menores son las fluctuaciones el universo es “más abierto”.

Por cosas como esta, por ser un elemento esencial en cosmología para determinar si los modelos inflacionarios son correctos o no. Por poder darnos información de la geometría, de la topología, de su composición, la radiación cósmica de fondo es el mejor libro donde podemos estudiar la historia de nuestro universo y tal vez aprender sobre su futuro.

Nos seguimos leyendo…

Nota: Todo esto no está libre de problemas, es decir, hay muchas cosas que aún no entendemos del todo bien y cosas que nuestros modelos no predicen correctamente. Por eso estudiar la radiación cósmica de fondo y los distintos modelos teóricos (que nos dan predicciones sobre sus características) es el motor que está llevando a ser a la cosmología uno de los campos de la física con más proyección. El universo siempre será algo que nos intrigue.

Me gustaría dar esta referencia: Sobre detalles del espectro de potencia escrito por Carlos Barceló acerca de un trabajo realizado por el grupo de investigación de gravedad semiclásica de la Universidad de Valencia.

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