La misión WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA ha publicado los resultados de cinco años de observación de la radiación de fondo de microondas del firmamento completo. Estos resultados confirman bastante de lo que ya sospechábamos acerca de la infancia del Universo, además de alcanzar una precisión sin precedentes en las estimaciones acerca de la edad y la composición del Universo.
Punto lagrangiano L2 del sistema Tierra-Sol, donde se encuentra WMAP. Crédito: NASA.
La sonda WMAP fue lanzada en 2001, y se encuentra en el punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol, unos 1,5 millones de kilómetros más lejos del Sol que nosotros. En esa órbita es capaz, con suficiente tiempo, de barrer el firmamento completo sin problemas debidos a la injerencia de nuestra estrella. Por cierto, es el mismo sitio en el que orbitará el telescopio espacial James Webb, el futuro sucesor del Hubble.
WMAP en L2 (visión artística). Crédito: NASA.
Antes de enseñarte el mapa publicado tras los cinco años de paciente observación de cada punto del firmamento por WMAP y hablar de las conclusiones que los astrofísicos están obteniendo a partir de él, una breve explicación de lo que vas a ver – seguro que has visto versiones anteriores de la imagen, pero salvo que entiendas realmente lo que significa se queda en poco, mientras que teniendo en cuenta lo que representa se convierte en algo, en cierto sentido, abrumador. Al menos para mí.
En cualquier caso, imagina que te encuentras observando el Universo muy poco tiempo después del Big Bang: absolutamente toda la materia y energía del Universo, además del propio espacio, están comprimidos en un volumen muy pequeño. Esta enorme densidad de energía supone que ni siquiera puedan existir átomos, aunque un breve tiempo después del propio Big Bang (alrededor de un microsegundo) la temperatura ha disminuido lo suficiente como para que los quarks formen protones y neutrones.
Muy rápidamente el Universo se expande: no en el sentido de que la materia se aleja del punto inicial como si fuera una explosión normal, llenando el volumen que la rodea – es el propio espacio el que se expande. Al mismo tiempo la temperatura disminuye bruscamente; a los tres minutos de la Gran Explosión los protones y los neutrones son capaces de unirse mediante la interacción fuerte residual, intermediada por piones. Los primeros núcleos atómicos se forman (de los elementos más simples, como el hidrógeno y el helio), pero siguen sin existir átomos.
Este Universo recién nacido es totalmente opaco: un fotón no puede recorrer apenas distancia sin chocar contra alguna otra partícula fundamental. De ahí que nos sea imposible tener observaciones experimentales de lo que sucedía entonces, sólo modelos teóricos. Ninguna de las partículas involucradas salió de allí sin ser modificada de algún modo, y los fotones absorbidos entonces se llevaron sus secretos con ellos.
Sin embargo, en un momento determinado se cruza un umbral de una importancia tremenda: unos cuantos cientos de miles de años después del Big Bang la temperatura ha disminuido lo suficiente como para que los electrones puedan unirse a protones y neutrones. Se forman los primeros átomos – por primera vez nuestro Universo deja de ser únicamente plasma para tener átomos neutros de hidrógeno y helio. Los astrónomos llaman a este momento recombinación, aunque no es un nombre demasiado afortunado: nunca había habido antes una combinación de protones y neutrones, y nada está “volviendo a combinarse”.
En muy poco tiempo, todos los electrones que se encontraban antes zigzagueando por el Universo y absorbiendo fotones a diestro y siniestro se van uniendo a núcleos atómicos: es como si pasáramos de una “sopa de guisantes” de partículas subatómicas cubriéndolo todo a un conjunto de átomos discretos con la materia más densamente agrupada. ¿La consecuencia? A partir de la recombinación, el Universo es transparente.
Los fotones emitidos por la materia a partir de entonces tienen una posibilidad mucho mayor de viajar grandes distancias: tanto que nos siguen llegando a nosotros ahora mismo, desde la niñez del Universo.
Esto puede sonar raro, pero piénsalo así: cuando miras al Universo, miras hacia el pasado. Si miras al Sol, por ejemplo, estás viendo algo que sucedió hace unos ocho minutos, el tiempo que los fotones emitidos por su superficie han tardado en alcanzar la Tierra. Si observas una estrella, estás viendo algo que sucedió hace algunos años (pocos o muchos), etc.
Según nuestros telescopios observan cosas más y más lejanas estamos viendo cosas más y más antiguas, y vamos mirando hacia la juventud del Universo. Si miramos un objeto astronómico que se encuentra a 5.000 millones de años-luz de nosotros, por supuesto, estamos viendo algo con 5.000 millones de años de antigüedad.
Bien, cuando se mira más y más y más lejos, hasta ver lo que hay “al final”, se ve un borde. Hay un límite bien definido más allá del cual no hay nada. Ese borde se encuentra a unos 46 000 millones de años-luz de nosotros, y esa radiación en el “fondo del Universo” es la que la sonda WMAP está mirando.
Y lo que se ve al mirar el borde del Universo es esto:
Crédito y versiones a mayor resolución: NASA/WMAP Science Team.
Lo que se representa es la “temperatura de la radiación”, es decir, la temperatura que debería tener un cuerpo negro perfecto para emitir radiación de esa longitud de onda. Toda esa radiación, por supuesto, no es visible: según el Universo se ha ido expandiendo se ha ido también enfriando, de modo que los fotones que nos llegan son de microondas. En la figura se representan los de mayor longitud de onda (temperaturas más bajas) en azul, y los más “calientes” en rojo.
¿Por qué no se puede ver más allá? Si has entendido mi algo liosa explicación de antes, sabes por qué: más allá equivale a “anteriormente en la vida del Universo”, pero anteriormente el Universo era opaco. No hay nada que ver allí. Estamos viendo la radiación emitida en el momento de la recombinación, cuando los primeros átomos entran en escena y el Universo se hace transparente. Aquí tienes un diagrama que puede ayudarte a entenderlo mejor:
Crédito: NASA.
Pero, aparte de la emoción de ver ese momento, la imagen tiene mucha información interesante.
Para empezar, esta imagen muestra diferencias de temperatura entre unos puntos y otros –una anisotropía en la radiación de fondo–, pero son diferencias de temperatura minúsculas. La temperatura media de la radiación de fondo es de 2,725 K. La diferencia de temperatura entre el punto más frío y el más caliente de la imagen es de 0,0004 K, de modo que todo lo que ves ahí está entre 2,7248 y 2,7252 K.
El mapa ha permitido además estimar con una precisión sin precedentes la edad del Universo: 13.730 millones de años, con un error de unos 120 millones de años. Las estimaciones de la edad del Universo en la recombinación son más exactas ahora: 375.900 años, con un error de unos 3100 años.
Obteniendo la media de temperaturas y la edad del Universo es posible también calcular, con mayor exactitud que nunca anteriormente, la densidad del Universo. Este dato es importante porque existen tres modelos cosmológicos de la evolución del Universo dependiendo de su densidad; el Universo puede ser una “pelota”, una “silla de montar” o una “tabla”, dependiendo de si su densidad está por debajo de un valor crítico que haga que todo vuelva a colapsarse, por encima de ese valor o justo con ese valor:
Geometrías posibles del Universo: pelota, silla de montar o tabla, dependiendo de la relación densidad/densidad crítica. Crédito: NASA.
Si el Universo tuviera una curvatura positiva (“pelota”), las fluctuaciones de la radiación de fondo de microondas tendrían un tamaño angular de 1,5 grados, mientras que si se tratase de una curvatura negativa (“silla de montar”) las fluctuaciones no pasarían de 0,5 grados. La WMAP ha obtenido medidas con mayor precisión que nunca, demostrando que las fluctuaciones son casi exactamente de 1 grado de tamaño angular.
Desde los años 60 sabemos que la densidad del Universo no puede ser muy distinta de la densidad crítica (es decir, que si no es una “tabla” tiene una curvatura positiva o negativa muy pequeña). Lo significativo de los datos obtenidos por WMAP es que la densidad primitiva del Universo es prácticamente idéntica a la crítica – de hecho, la densidad crítica se encuentra dentro del posible intervalo de error de medición. Es decir, tiene bastante pinta de que el Universo es una “tabla”. El porcentaje de error tras los cinco años de WMAP es de tan sólo un 2%, de modo que la apuesta por un Universo plano tiene un 98% de probabilidad de ser cierta.
Antes de que pongas el grito en el cielo al recordar que según Einstein el espacio-tiempo es curvo, ten en cuenta que estamos hablando del Universo en su conjunto: es una tabla con irregularidades, bultos y abollones (si fuera una tabla perfecta la densidad sería perfectamente uniforme en todas partes y no habría estrellas ni galaxias). Pero, “visto desde lejos”, es una tabla.
Combinando este mapa de microondas con otras observaciones del Universo observable, los astrónomos han sido también capaces de estimar con mayor precisión que hasta ahora la composición del Universo ahora y entonces. Los resultados, una vez más, no son sorprendentes pero siguen confirmando lo que sospechábamos con mayor seguridad que antes:
Composición del Universo. Crédito y enlaces a mayor resolución: NASA/WMAP Science Team.
En la figura de arriba puedes ver la composición actual del Universo, según lo que hemos observado y las teorías actuales más aceptadas, mientras que en la de abajo se ve la composición del Universo en el momento de la recombinación. Nuestros límites de observación y de definición de lo que constituye “materia oscura” y “energía oscura” hacen que los porcentajes no sumen 100% en el primer caso.
Por si no has visto figuras de este tipo antes (los porcentajes aproximados ya los conocíamos hace tiempo), lo más llamativo de todo es lo absolutamente insignificante que es el Universo “normal”: toda la materia que podemos ver con los ojos –considerando nuestros telescopios como “ojos”, claro– no es más que un 5% del Universo. Prácticamente todo es materia y energía oscura (traducción: “cosas que no vemos ni sabemos lo que son”).
Pero fíjate en cómo cuando el Universo tenía sólo 380.000 años la composición porcentual era bastante diferente. Entendemos una parte de la razón de que esto sea así, pero no toda: es obvio que, según el Universo se expande, la densidad de fotones y materia ordinaria decrece. Además, los fotones y los neutrinos pierden energía según se produce la expansión, de modo que su contribución porcentual disminuye más rápido que la de los átomos.
Porque, en aquellos tiempos, el Universo bullía con neutrinos: un 10% del Universo completo estaba formado por estas esquivas partículas. La WMAP ha confirmado con gran precisión la existencia de estos “neutrinos cósmicos de fondo” de la niñez del Universo. Había tantos que su interacción con la radiación de fondo la modificó, y estas modificaciones son precisamente las que han permitido a los astrónomos, a partir de la imagen de la radiación de fondo, tener un 99,5% de seguridad de la existencia de estas ingentes cantidades de neutrinos durante la recombinación. Sin embargo, con la expansión del Universo, la contribución porcentual de los neutrinos disminuyó enormemente.
Algo parecido ha sucedido con la materia oscura: lo que quiera que sea (sólo sabemos que está ahí indirectamente por su acción gravitacional), se comporta de manera similar a la materia normal (neutrinos incluidos) en el sentido de que, al expandirse el Universo, su densidad ha disminuido. Pero ¿qué diablos le ocurre a la energía oscura? ¡Pasa de ser tan insignificante que ni aparece en la primera imagen a ser un 72% del Universo!
Casi todo el cambio en el pastel de la estadística se debe a que la energía oscura no ha disminuido su densidad en absoluto. Puesto que los demás componentes del Universo sí lo han hecho, durante este tiempo la contribución porcentual de la energía oscura ha aumentado de forma brutal. Es como si no se hubiera dado cuenta de que, durante casi catorce mil millones de años, el Universo se ha venido expandiendo. Según el volumen del Universo aumenta, la energía oscura también lo hace. ¿Por qué? ¿Cómo? No tenemos ni idea, puesto que no sabemos qué demonios es la energía oscura, más allá de su efecto como fuerza de expansión del Universo.
Pero, después de este “ladrillo” cosmológico, que te puede haber dejado más confuso que al principio, lo esencial me parece recordar lo que ves cuando miras esa imagen verde, roja, amarilla y azul que nos ha proporcionado WMAP: las ascuas del Big Bang, el horizonte del Universo transparente, el momento en el que se corre la cortina que oculta su nacimiento de nuestra curiosidad. Como he dicho al principio, la cosmología me abruma.
Para saber más: