El origen del fondo cósmico de microondas
Esta radiación se originó hace más de 13 mil millones de años y marca el primer evento del que tenemos una imagen detallada. Antes de este punto las temperaturas alcanzaban varios miles de grados centígrados; La materia tal como la conocemos no existía. El espacio estaba lleno de electrones libres y núcleos atómicos. Los fotones no podían moverse libremente en este plasma de partículas cargadas negativa y positivamente. Esto significaba que el joven universo era completamente opaco. Por tanto, debemos apoyarnos en otros datos para conocer este tiempo lejano.
Sin embargo, a medida que el universo se expandió, el plasma se enfrió. Como resultado, los electrones comenzaron a unirse a los núcleos atómicos. Se formaron elementos como el hidrógeno y el helio. Estos ya no podían absorber ni siquiera la radiación electromagnética y el universo se volvió transparente. Desde entonces, la luz se ha extendido libremente por todo el universo y todavía hoy puede observarse como un fondo cósmico de microondas.
Esto se puede comparar con una fotografía del universo joven. Luego, la luz interactúa con los objetos en el espacio y se propaga hasta que nuestros detectores la reciben. Esto significa que la radiación CMB tiene aproximadamente 13 mil millones de años en el momento en que la medimos, y es una imagen del universo en ese momento.
Debido a la expansión del espacio, la longitud de onda de la luz también se alarga. Por lo tanto, esto sólo corresponde a una temperatura de alrededor de 2,7 Kelvin, o alrededor de -270 grados Celsius. El telescopio espacial Planck de la ESA, operativo entre 2009 y 2013, midió la distribución de temperatura del CMB con una precisión sin precedentes. Lo que llama la atención es la uniformidad de la señal: tiene casi la misma temperatura en todas partes. Las fluctuaciones son sólo de alrededor del 0,001%, lo que corresponde a diferencias de temperatura de alrededor de 0,00003 grados Celsius.
A diferencia del universo actual con todas sus galaxias, estrellas y planetas, el cosmos primitivo casi no tenía estructura, pero era casi uniforme. Su forma actual y grumosa se la debemos a la gravedad. Donde hace 13 mil millones de años había un poco más de masa, la materia circundante fue atraída con mayor fuerza. Por el contrario, los lugares con menos masa ejercieron una atracción más débil y continuaron perdiendo materia. Este proceso se refuerza a sí mismo: durante períodos de tiempo cósmicos, pequeñas diferencias en densidad fueron capaces de crear todas las diferentes estructuras que observamos hoy.
Nucleosíntesis primordial
Incluso si el universo primitivo fuera opaco, podemos decir algo sobre la época en que prevalecían enormes temperaturas de alrededor de mil millones de grados Celsius. Esto corresponde a un momento aproximadamente 380.000 años antes de la formación del CMB.
A tales temperaturas, los protones y neutrones aún no pueden combinarse permanentemente para formar núcleos atómicos: los núcleos recién formados son inmediatamente descompuestos nuevamente por fotones de alta energía. Sólo cuando la temperatura desciende por debajo de los mil millones de grados Celsius comienzan a formarse los primeros núcleos atómicos estables. Este es el momento de la “nucleosíntesis primordial”.
Nucleosíntesis primordial | El gráfico muestra las reacciones nucleares más importantes que tuvieron lugar durante la nucleosíntesis primordial, cuando los neutrones y los protones se combinaron por primera vez para formar núcleos atómicos.
Suponiendo que hubiera un plasma casi uniforme de protones y neutrones, se puede predecir qué núcleos atómicos se formaron durante la expansión y el enfriamiento del universo. Según esto, alrededor del 75 por ciento de la materia visible debería haber estado en forma de núcleos de hidrógeno (protones individuales); El 25% restante eran núcleos de helio (compuestos por dos protones y dos neutrones), y también había trazas de núcleos ligeros como el deuterio y el litio.
Estas predicciones pueden verificarse mediante varios métodos de medición: concuerdan bien con la nucleosíntesis primordial. Esto sugiere que el universo primitivo alguna vez tuvo temperaturas superiores a mil millones de grados Celsius y era casi uniforme en ese momento. Curiosamente, la nucleosíntesis primordial duró sólo unos 20 minutos, aproximadamente el tiempo que lleva leer este artículo.
¿Qué pasó antes?
Pero, ¿qué pasó antes de la nucleosíntesis primordial, cuando los núcleos atómicos ni siquiera existían? No hay datos de observación directa para este período, por lo que tenemos que confiar en pistas más sutiles. Esto también aumenta el número de teorías posibles.
Cualquier teoría sobre esta fase temprana del universo debe responder al menos a dos preguntas centrales:
- ¿Por qué el universo primitivo era casi uniforme?
- ¿Qué causó las pequeñas fluctuaciones de densidad que observamos en el CMB?
A primera vista, parece obvio que el universo era más caliente y más pequeño en el pasado. En principio se trata de una extrapolación hasta una temperatura de 1032 Grados Celsius (un 1 con 32 ceros) posibles. Sin embargo, una vez que se supera esta temperatura, surgen problemas porque la teoría de la relatividad general ya no es aplicable y en su lugar se hace necesaria una teoría de la gravedad cuántica.
Entonces, una interpretación es que el universo comenzó a expandirse rápidamente desde un estado inicial extremadamente caliente. La temperatura entonces disminuiría continuamente y la expansión se frenaría gradualmente por la gravedad. Históricamente, esto corresponde a la idea original del Big Bang. Pero esto conduce a más dificultades.
Uno de ellos se conoce como el problema del horizonte. Si el universo comenzara en un estado extremadamente caliente y luego continuara expandiéndose a un ritmo lento, alcanzaría las temperaturas de la nucleosíntesis primordial y la formación de CMB en muy poco tiempo. Sin embargo, debido a que las señales viajan como máximo a la velocidad de la luz, las regiones distantes del universo primitivo no pueden haber intercambiado información durante este período. Por tanto, el horizonte cosmológico sería muy pequeño, razón por la cual no se podrían compensar las desigualdades en diferentes regiones. En otras palabras: la primera pregunta sigue sin respuesta.
Además del problema del horizonte, hay otras observaciones que no se ajustan a un estado inicial extremadamente caliente: por ejemplo, que el espacio tridimensional parece plano incluso a grandes escalas. Esto significa que, por ejemplo, los triángulos en nuestro universo siempre tienen una suma de ángulos de 180 grados (independientemente de que el espacio-tiempo de cuatro dimensiones esté curvado debido a la gravedad). Lo que a primera vista parece obvio, no lo es en absoluto. Si se forma un gran triángulo en la superficie terrestre, por ejemplo entre el Polo Norte, Manaos en Brasil y el lago Victoria, se obtienen tres ángulos rectos y, por tanto, una suma de ángulos de 270 grados. Esto demuestra que la superficie bidimensional de la Tierra es curva. El mismo concepto se aplica también al espacio tridimensional. Según la relatividad general, una expansión más lenta debería aumentar la curvatura tridimensional. Si el universo primitivo hubiera sido ligeramente curvado, el espacio se habría deformado significativamente más tarde.
Entonces, si nos atenemos a la teoría original del Big Bang, debemos suponer que el universo era extremadamente uniforme y plano desde el principio. Pero ¿por qué debería haber sido así?
inflación cósmica
Para explicar la extraordinaria uniformidad, planitud y otras propiedades del universo, se desarrolló la teoría de la inflación cósmica. Esto describe una fase del universo primitivo en la que el espacio se expandió extremadamente rápidamente.
Sin inflación, el cosmos también se expande, pero más bien lentamente: las distancias crecen sólo proporcionalmente con el tiempo. Durante la inflación cósmica, sin embargo, la expansión se aceleró, incluso exponencialmente: si las distancias se duplicaron en un tiempo Δt, las distancias se cuadruplicaron en el tiempo 2Δt, y después de 3Δt las distancias ya eran ocho veces mayores.
La expansión inflacionaria resuelve algunos de los problemas descritos anteriormente. Supongamos que el universo fuera irregular en tiempos muy antiguos. Debido a la enorme expansión, el universo que podemos observar hoy correspondería sólo a una pequeña parte de este estado original. Entonces, si nos fijamos solo en una pequeña área del cosmos primitivo, el universo observable da como resultado una subregión casi uniforme.
