The Cosmic Microwave Background (CMB)

El Fondo Cósmico de Microondas (CMB)

La radiación relicta de cuando el universo se volvió transparente ~380,000 años después del Big Bang

El Fondo Cósmico de Microondas (CMB) a menudo se describe como la luz más antigua que podemos observar en el universo—un resplandor tenue y casi uniforme que permea todo el espacio. Se originó durante una época crucial, aproximadamente 380,000 años después del Big Bang, cuando el plasma primordial de electrones y protones se combinó para formar átomos neutros. Antes de este tiempo, los fotones se dispersaban frecuentemente con electrones libres, haciendo que el universo fuera opaco. Una vez que se formaron átomos neutros en número suficiente, la dispersión se volvió menos frecuente y los fotones pudieron viajar libremente—este momento se llama recombination. Los fotones liberados en esta época han estado viajando por el espacio desde entonces, enfriándose gradualmente y alargándose en longitud de onda a medida que el universo se expande.

Hoy en día, detectamos estos fotones como radiación de microondas con un espectro de cuerpo negro casi perfecto a una temperatura de aproximadamente 2.725 K. Estudiar el CMB ha revolucionado la cosmología, ofreciendo perspectivas sobre la composición, geometría y evolución del universo—desde las fluctuaciones de densidad más tempranas que sembraron las galaxias hasta los valores precisos de los parámetros cosmológicos fundamentales.

En este artículo, cubriremos:

  1. Descubrimiento Histórico
  2. El Universo Antes y Durante la Recombination
  3. Propiedades Clave del CMB
  4. Anisotropías y el Espectro de Potencia
  5. Principales Experimentos del CMB
  6. Restricciones Cosmológicas a partir del CMB
  7. Misiones Actuales y Futuras
  8. Conclusión

2. Descubrimiento Histórico

2.1 Predicciones Teóricas

La idea de que el universo temprano era caliente y denso se remonta al trabajo de George Gamow, Ralph Alpher y Robert Herman en la década de 1940. Se dieron cuenta de que si el universo comenzó en un “Big Bang caliente”, la radiación originalmente liberada en esa era aún debería estar presente pero enfriada y desplazada al rojo hacia la región de microondas. Predijeron un espectro de cuerpo negro a una temperatura de unos pocos kelvins, pero estas predicciones inicialmente no recibieron mucha atención experimental.

2.2 Descubrimiento observacional

En 1964–1965, Arno Penzias y Robert Wilson en Bell Labs investigaban fuentes de ruido en una antena de radio altamente sensible con forma de cuerno. Se toparon con un ruido de fondo persistente que era isotrópico (igual en todas las direcciones) y no disminuía a pesar de los esfuerzos de calibración. Simultáneamente, un grupo en la Universidad de Princeton (liderado por Robert Dicke y Jim Peebles) se preparaba para buscar la “radiación remanente” predicha del universo temprano. Una vez que los dos grupos se conectaron, quedó claro que Penzias y Wilson habían descubierto el CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Este hallazgo les valió el Premio Nobel de Física en 1978 y consolidó el modelo del Big Bang como la teoría principal sobre los orígenes cósmicos.

3. El universo antes y durante la recombinación

3.1 El plasma primordial

Durante los primeros cientos de miles de años después del Big Bang, el universo estaba lleno de un plasma caliente de protones, electrones, fotones y (en menor medida) núcleos de helio. Los fotones se dispersaban continuamente con electrones libres (un proceso conocido como dispersión Thomson), haciendo que el universo fuera efectivamente opaco, similar a cómo la luz no puede pasar fácilmente a través del plasma del Sol.

3.2 Recombinación

A medida que el universo se expandía, se enfriaba. Alrededor de 380,000 años después del Big Bang, la temperatura había bajado a aproximadamente 3,000 K. A estas energías, los electrones podían combinarse con protones para formar átomos de hidrógeno neutro, un proceso llamado recombinación. Una vez que los electrones libres quedaron atrapados en átomos neutros, la dispersión de fotones disminuyó drásticamente, y el universo se volvió transparente a la radiación. Los fotones del CMB que medimos hoy son los mismos fotones liberados en ese momento, aunque han estado viajando y desplazándose al rojo durante más de 13 mil millones de años.

3.3 Superficie de última dispersión

La época en la que los fotones se dispersaron por última vez significativamente se llama superficie de última dispersión. En la práctica, la recombinación no fue un evento instantáneo; tomó un tiempo finito (y un intervalo de corrimiento al rojo) para que la mayoría de los electrones se unieran con los protones. Aun así, podemos aproximar este proceso como una “capa” relativamente delgada en el tiempo—el punto de origen del CMB que detectamos.

4. Propiedades clave del CMB

4.1 Espectro de cuerpo negro

Una de las observaciones más sorprendentes sobre el CMB es que sigue una distribución de cuerpo negro casi perfecta con una temperatura de aproximadamente 2.72548 K (medida con precisión por el instrumento COBE-FIRAS [2]). Este es el espectro de cuerpo negro más preciso jamás medido. La naturaleza casi perfecta de cuerpo negro apoya fuertemente el modelo del Big Bang: un universo temprano altamente termalizado que se expandió y enfrió adiabáticamente.

4.2 Isotropía y homogeneidad

Las observaciones tempranas mostraron que el CMB era casi isótropo (la misma intensidad en todas las direcciones) a aproximadamente una parte en 105. Esta casi uniformidad implicaba que el universo era muy homogéneo y estaba en equilibrio térmico en la recombinación. Sin embargo, pequeñas desviaciones de la isotropía, conocidas como anisotropías, son cruciales. Representan las semillas más tempranas de la formación de estructuras.

5. Anisotropías y el espectro de potencia

5.1 Fluctuaciones de temperatura

En 1992, el experimento COBE-DMR (Radiómetro Diferencial de Microondas) detectó pequeñas fluctuaciones de temperatura en el CMB a nivel de 10−5. Estas fluctuaciones se mapean en un "mapa de temperatura" del cielo, mostrando diminutos puntos "calientes" y "fríos" que corresponden a regiones ligeramente más densas o menos densas en el universo temprano.

5.2 Oscilaciones acústicas

Antes de la recombinación, los fotones y bariones (protones y neutrones) estaban fuertemente acoplados, formando un fluido fotón-barión. Ondas de densidad (oscilaciones acústicas) se propagaban en este fluido, impulsadas por la gravedad que atraía la materia hacia adentro y la presión de radiación que empujaba hacia afuera. Cuando el universo se volvió transparente, estas oscilaciones se "congelaron", dejando picos característicos en el espectro de potencia del CMB, una medida de cómo varían las fluctuaciones de temperatura con la escala angular. Las características clave incluyen:

  • Primer pico acústico: Relacionado con el modo más grande que tuvo tiempo de completar media oscilación antes de la recombinación; proporciona una medida de la geometría del universo.
  • Picos posteriores: Proporcionan información sobre la densidad bariónica, la densidad de materia oscura y otros parámetros cosmológicos.
  • Cola de amortiguamiento: En escalas angulares muy pequeñas, las fluctuaciones se amortiguan por difusión de fotones (amortiguamiento de Silk).

5.3 Polarización

Además de las fluctuaciones de temperatura, el CMB está parcialmente polarizado debido a la dispersión Thomson en un campo de radiación anisotrópico. Hay dos modos principales de polarización:

  • Polarización E-mode: Generada por perturbaciones escalares de densidad; detectada por primera vez por el experimento DASI en 2002 y medida con precisión por WMAP y Planck.
  • Polarización B-mode: Podría surgir de ondas gravitacionales primordiales (por ejemplo, de la inflación) o del lente gravitacional de los modos E. La detección de B-modes primordiales podría ser una "prueba definitiva" de la inflación. Mientras que los B-modes por lente gravitacional han sido detectados (por ejemplo, colaboraciones POLARBEAR, SPT y Planck), la búsqueda de B-modes primordiales continúa.

6. Principales experimentos del CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Lanzado en 1989 por la NASA.
  • Instrumento FIRAS confirmó la naturaleza de cuerpo negro del CMB con una precisión extraordinaria.
  • Instrumento DMR detectó por primera vez anisotropías de temperatura a gran escala.
  • Gran avance en el establecimiento de la teoría del Big Bang más allá de toda duda.
  • Los investigadores principales John Mather y George Smoot recibieron el Premio Nobel de Física (2006) por su trabajo en COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Lanzado en 2001 por NASA.
  • Proporcionó mapas detallados de todo el cielo de la temperatura del CMB (y más tarde de la polarización), logrando una resolución angular de aproximadamente 13 minutos de arco.
  • Refinó parámetros cosmológicos clave con una precisión sin precedentes, por ejemplo, la edad del universo, la constante de Hubble, la densidad de materia oscura y la fracción de energía oscura.

6.3 Planck (Misión ESA)

  • Operó de 2009 a 2013.
  • Mejoró la resolución angular (hasta ~5 minutos de arco) y la sensibilidad de temperatura respecto a WMAP.
  • Mapeó las anisotropías de temperatura y polarización en todo el cielo en múltiples frecuencias (30–857 GHz).
  • Produjo los mapas de CMB más detallados hasta la fecha, afinando aún más los parámetros cosmológicos y proporcionando una confirmación sólida del modelo ΛCDM.

7. Restricciones Cosmológicas del CMB

Gracias a estas misiones (y otras), el CMB es ahora una piedra angular para restringir parámetros cosmológicos:

  1. La Geometría del Universo: La ubicación del primer pico acústico sugiere que el universo está muy cerca de ser espacialmente plano (Ωtotal ≈ 1).
  2. Materia Oscura: Las alturas relativas de los picos acústicos restringen la densidad de materia oscura (Ωc) frente a la materia bariónica (Ωb).
  3. Energía Oscura: La combinación de datos del CMB con otras observaciones (como distancias de supernovas y oscilaciones acústicas de bariones) determina con precisión la fracción de energía oscura (ΩΛ) en el universo.
  4. Constante de Hubble (H0): Las mediciones de la escala angular de los picos acústicos proporcionan una determinación indirecta de H0. Los resultados actuales basados en el CMB (de Planck) sugieren H0 ≈ 67.4 ± 0.5 km s−1 Mpc−1, aunque esto está en tensión con algunas mediciones locales de la escalera de distancias que encuentran H0 ≈ 73. Resolver esta discrepancia—conocida como la tensión de Hubble—es un foco principal de la investigación cosmológica actual.
  5. Parámetros Inflacionarios: La amplitud y el índice espectral de las fluctuaciones primordiales (As, ns) están restringidos por las anisotropías del CMB, estableciendo límites a los modelos inflacionarios.

8. Misiones Actuales y Futuras

8.1 Observaciones Terrestres y Aerostáticas

Tras WMAP y Planck, varios telescopios terrestres y aerostáticos de alta sensibilidad continúan refinando nuestra comprensión de la temperatura y polarización del CMB:

  • Telescopio de Cosmología de Atacama (ACT) y Telescopio del Polo Sur (SPT): Telescopios de gran apertura diseñados para medir anisotropías y polarización del CMB a pequeña escala.
  • Experimentos en globos estratosféricos: Como BOOMERanG, Archeops y SPIDER, que proporcionan mediciones de alta resolución desde altitudes cercanas al espacio.

8.2 Búsqueda de Modos B

Esfuerzos como BICEP, POLARBEAR y CLASS se centran en detectar o limitar la polarización en modo B. Si se confirman los modos B primordiales a cierto nivel, ofrecerían evidencia directa de ondas gravitacionales de la época inflacionaria. Aunque las afirmaciones iniciales (por ejemplo, BICEP2 en 2014) se atribuyeron posteriormente a contaminación por polvo galáctico, la búsqueda de una detección limpia de modos B inflacionarios continúa.

8.3 Misiones de Nueva Generación

  • CMB-S4: Un proyecto terrestre planificado que desplegará una gran matriz de telescopios, con el objetivo de medir la polarización del CMB con una sensibilidad sin precedentes, especialmente en escalas angulares pequeñas.
  • LiteBIRD (misión planificada por JAXA): Un satélite dedicado a medir la polarización del CMB a gran escala, buscando específicamente la firma de los modos B primordiales.
  • CORE (misión propuesta por ESA, no seleccionada actualmente): Mejoraría la sensibilidad a la polarización de Planck.

9. Conclusión

El Fondo Cósmico de Microondas ofrece una ventana única al universo temprano—hasta cuando tenía solo unos pocos cientos de miles de años. Las mediciones de su temperatura, polarización y pequeñas anisotropías han confirmado el modelo del Big Bang, establecido la existencia de materia oscura y energía oscura, y nos han dado un marco cosmológico preciso conocido como ΛCDM. Además, el CMB continúa impulsando las fronteras de la física: desde la búsqueda de ondas gravitacionales primordiales y la prueba de modelos inflacionarios hasta la investigación de posible nueva física relacionada con la tensión de Hubble y más allá.

A medida que futuros experimentos aumenten la sensibilidad y la resolución angular, anticipamos una cosecha aún más rica de datos cosmológicos. Ya sea refinando nuestro conocimiento de la inflación, precisando la naturaleza de la energía oscura o revelando firmas sutiles de nueva física, el CMB sigue siendo una de las herramientas más poderosas e iluminadoras en la astrofísica y cosmología modernas.

Referencias y Lecturas Adicionales

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “Una medición del exceso de temperatura de antena a 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Medición del espectro del fondo cósmico de microondas por el instrumento COBE FIRAS.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Estructura en los Mapas del Primer Año del COBE DMR.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Link]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Observaciones de Nueve Años del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Mapas y Resultados Finales.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Link]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Resultados Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Encontrando el Big Bang. Cambridge University Press. – Perspectivas históricas y científicas sobre el descubrimiento e importancia del CMB.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). El Universo Temprano. Addison-Wesley. – Tratamiento completo de la física del universo temprano y el papel del CMB.
  8. Mukhanov, V. (2005). Fundamentos Físicos de la Cosmología. Cambridge University Press. – Discusión profunda sobre la inflación cósmica, anisotropías del CMB y los fundamentos teóricos de la cosmología moderna.

 

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