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Imagen del principio del universo
Entrada actualizada con los datos de PLANCK
Los resultados de los cinco primeros años de datos de la
sonda WMAP de la NASA
están llegando a los medios de comunicación.
Lo que el lector está viendo es una
imagen proyectada de todo el cielo donde se representan en falso color las variaciones de la temperatura del Fondo Cósmico de Microondas respecto a la media. Esta proyección representa la instantánea más nítida obtenida hasta la fecha del universo cuando tenía tan solo 380,000 años.
Para muchos lectores, esas dos frase no significarán mucho. Espero que después de esta entrada la imagen anterior no sea sólo un conjunto de colorines sin sentido.
Si fijamos un radiotelescopio lo suficientemente sensible en una dirección cualquiera del cielo podremos sintonizar una señal muy débil con un máximo centrado en una frecuencia de unos 280
GHz --correspondientes a una longitud de onda en torno a 1 mm--, situada en el rango de las
microondas en el espectro electromagnético.
Si nuestro radiotelescopio fuese capaz de sintonizar frecuencias cercanas a los 280 GHz, observaríamos que la intensidad de la señal disminuye a ambos lados de una forma particular y sorprendentemente equivalente a la señal que mediríamos a la salida de un pequeño agujero realizado en las paredes perfectamente absorbentes de un objeto hueco --un
cuerpo negro-- a 2,725 grados por encima del cero absoluto de temperatura. Técnicamente se suele llamar a esta señal Fondo Cósmico de Microondas --es habitual utilizar las siglas inglesas CMB, de Cosmic Microwave Background que utilizaré de aquí en adelante por comodidad--. Esa señal ha sido medida sistemáticamente desde 1965 para diferentes frecuencias, pero fue a principio de los noventa cuando el espectrómetro
FIRAS de la sonda
COBE de NASA lo hacía con la precisión que podemos ver en la siguiente figura.
Las barras de error ni siquiera son apreciables en esta escala de la figura que constituye el ejemplo de cuerpo negro más preciso encontrado hasta ahora en la naturaleza.
Muy bien. Tomemos ahora una imagen de todo el cielo en 280 GHz --donde se encuentra la máxima intensidad de radiación-- y representemos la temperatura equivalente obtenida de tal forma que blanco representa 0 K y negro 3 K de temperatura. El resultado sería un cielo gris tan uniforme y aburrido como el que podemos ver en la primera figura arriba a la izquierda.
Sustraigamos ahora la temperatura media de 2.725 K de todo el cielo y aumentemos el contraste de color 400 veces (figura arriba derecha). Aparecen ahora dos cosas interesantes. En primer lugar una banda central que corresponde a la emisión de la Vía Láctea --que ocupe justo la línea horizontal central de simetría de la figura no debe sorprendernos puesto que la proyección del cielo está hecha con la intención de que el plano galáctico quede en el ecuador--. En segundo lugar vemos que aparecen un patrón de dos polos que representan una variación simétrica de 0.00335 K arriba o abajo. Ese patrón se conoce como dipolo y es la consecuencia de que la Tierra tiene una velocidad relativa al CMB que hace que la radiación aparezca ligeramente más caliente cuando proviene de frente al movimiento de la Tierra y ligeramente más fría cuando proviene de la parte posterior.
En la figura anterior abajo a la izquierda podemos ver el resultado de sustraer el patrón dipolar y aumentar el contraste otras 8000 veces. La Vía Láctea sigue apareciendo en el ecuador de la proyección, pero ya se pueden apreciar las variaciones de temperatura en todo el cielo. Si sustraemos la contribución de la Vía Láctea obtenemos finalmente la imagen que
aparece en los medios de comunicación --y al principio de la entrada-- con un contraste de color que implica una diferencia de 0,0002 K entre el rojo --más caliente-- y el azul --más frío--. Eso supone que la amplitud característica de las variaciones de temperatura es del orden de unas pocas partes en cien mil, lo que puede dar idea de la dificultad que supone su medida precisa.
¿Cómo obtener información de esas variaciones de temperatura conocidas técnicamente como anisotropías?. Bueno, el truco es intentar reproducir dicho mapa a base de una sucesión de mapas más simples donde se represente un patrón de variaciones de tipo multipolar. Eso significa que por ejemplo que si dividimos el cielo en 180º de un extremo a otro, construimos mapas con ciclos de variación de temperatura con máximo o mínimos que se repetirían cada 180º/l con l sucesivamente igual a 1,2...etc. Veamos los ejemplos resultantes con l=2 y con l=16.
Si descomponemos el mapa del cielo obtenido por WMAP en todos estos mapas multipolares, el secreto de todo esto es que la contribución de cada uno es diferente, pero sigue un determinado patrón muy interesante con un contribución máxima (un pico) en l=200 que corresponde a una distancia entre dos punto del cielo en torno a 1º.
y ese patrón depende de las condiciones exactas del universo cuando tenía 380.000 años, de tal manera que jugando con parámetros como la densidad de materia --como vemos en la siguiente animación--
Podemos ajustar con bastante precisión los parámetros de interés cosmológico hasta reproducir los datos de WMAP.
La física que hay detrás de ese espectro de anisotropías del CMB es relativamente simple --aunque los detalles son otra cosa-- y consiste básicamente en la propagación de ondas de sonido en el plasma que formaba el universo en el momento que fue emitida esa radiación, hace entre 13600 y 13800 millones de años que el valor de la edad del universo deducido del análisis de los datos de WMAP. Dedicaremos una próxima entrada a explicar los detalles. ¡Podremos incluso "oír" lo que ocurría en esa época del universo!.
Continúa en
Viendo fluctuaciones cuánticas
Referencias
Esta entrada es una actualización de la página sobre el Fondo Cósmico de Microondas en mi algo abandonado tutorial de cosmología.
La noticia puede leerse en la nota de prensa de la NASA, Science Daily, New Scientist y The New York Times.
2008-03-10 19:08 | Astronomia, Fisica |
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Comentarios
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2
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| De: Fer |
Fecha: 2008-03-12 20:35 |
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