a los 380.000 años desde el inicio

(Revisión 2025) (pdf)

Nos disponemos a abrir una nueva página crucial para el conocimiento de nuestro Universo, una nueva página de la historia descrita en esta serie sobre la Biografía del Universo. En la entrada anterior lo habíamos descrito con un ¡FLASH!… pero ahora voy a ser un poco más exagerado, porque me atrevo a ponerle la etiqueta de ¡BIG FLASH! Como allí dijimos, el Universo estaba completando una larga sinfonía iniciada en su segundo 10^-35 de vida. Llegaron los últimos compases que conformaron la coda final del primer movimiento en la Sinfonía del Universo.^[1] Está a punto de iniciarse el último tema musical… 380.000 años después se va a completar la obra con la aparición liberadora de los átomos libres que a la larga -mucho larga- interpretará una fanfarria de metales. Después sólo quedaría la reverberación de su eco. Aunque… ¡menuda reverberación!

(Imagen a partir de “The Nuclear Wall Chart”, Nuclear Science Division del Lawrence Berkeley National Laboratory, fair use)

CODA

La energía promedio de las partículas del Universo estaba alcanzando las decenas de eV. Es ya lo suficientemente baja como para que el campo de la fuerza electromagnética, con sus fotones, pudiera intervenir en un mundo de partículas y elementos, muchos de ellos con cargas eléctricas. Hasta entonces las velocidades de los actores -núcleos, protones, electrones y, sobre todo, la de los fotones- habían sido tan altas que en los múltiples choques entre ellos no habían tenido tiempo para que los que tenían cargas opuestas se unieran. La energía de unión entre un protón positivo y un electrón negativo, un magnífico átomo de hidrógeno, es del orden de 13,6 eV. Así que, cuando los fotones, siguiendo el camino de enfriamiento general, “estiraron” su longitud de onda por debajo de estos niveles energéticos,^[2] ya no tuvieron fuelle suficiente y tuvieron que dejar de hacer lo que habían hecho hasta entonces: “molestar” a los electrones a través de las pertinaces dispersiones de tipo Thomson.^[3] A pesar de la baja densidad, seguramente los electrones, con su cohorte de fotones, se debían desplazar muy cerca de los protones debido a la atracción electromagnética que había entre ambos tipos de partículas. Por lo que, vencida la frustrante insistencia de los fotones, los electrones cayeron en brazos de los núcleos que mostraban el anzuelo de la carga positiva de sus protones. Esto sucedió más o menos hace unos 380.000 años tras el Big Bang,^[4] cuando la temperatura del Universo llegó a ser del orden de los pocos miles de Kelvin, tres o cuatro mil, parecida a la de la superficie de nuestro Sol.^[5] Había llegado la época conocida como de la “recombinación“, cuando se formaron los primeros átomos estables -de hidrógeno, deuterio, helio, litio y poco más- dejando como resultado a un remanente de abundantísimos fotones de 0,25 eV, que pudieron “volar” libres por primera vez sin encontrar apenas ningún impedimento. El cielo se había vuelto transparente y lleno de luz del rango infrarrojo, cercano al visible para el hombre, si es que hubiera habido alguno por ahí.

¡¡¡FLASH!!!

O quizás no tanto

Después de esto, el Universo quedó de tal forma transformado que nunca más volvió a ser el mismo. La densidad de energía de la radiación se escondió en un sutil fondo cediendo definitivamente la batuta a la densidad de energía de la materia. No es que en el Universo a partir de la recombinación la materia cogiera el testigo que le pasaba la radiación, no. Ya se había iniciado la labor hacía 330.000 años, a los cincuenta mil desde el Big Bang. En este temprano momento la dinámica expansiva del Universo, lleno de radiación y materia, comenzó a sentir la progresiva influencia de esta última, más potente que la que le dinamizaba el periodo anterior de un mundo de dominante radiación. Por fin se iba a consolidar un ritmo de crecimiento t^2/3 frente al anterior t^1/2. Y ya va a ser así hasta muchos millones de años después. Las ondas sonoras que movían al plasma de forma grumosa antes del flash se congelaron, dejando el particular patrón de masa bariónica y de masa oscura que ya conocimos en la entrada anterior. Y que será lo que con el tiempo irá definiendo la arquitectura y las estructuras del Universo de hoy.

Aquello no fue como un fogonazo de transparencia, aunque realmente nos guste imaginarlo así. Duró su tiempo.^[6] Pero ese flash lo hemos podido fijar con nuestros magníficos instrumentos COBE, WMAP y Planck,^[7] y así disfrutar de la primera fotografía de infancia de nuestro Cosmos: la que recoge a aquellos fotones en el mismo instante en que huyeron de la materia a 3.000K, hace más de 13.400 millones de años, y que ahora llegan a nuestras cámaras. Llenan el Universo entero y vienen de todos los lados. Aquí está la foto. La de aquella granada cósmica imaginaria de la que hablábamos en un capítulo anterior. Cada uno de sus granos una unidad de información gravitacional. En la foto, cada color es una clave de la temperatura de su estructura. Pero vayamos por partes y contemos toda su historia.

Imagen de la radiación de fondo de microondas obtenida por el satélite Planck: los fotones que escaparon cuando la época de la recombinación (Imagen: European Space Agency, ESA, non-commercial use)

Ciertamente no fue un flash digno de Star Trek. Tomó su tiempo. La huida de los fotones había dejado a los bariones y a la materia oscura campar relativamente a sus anchas. Curiosamente ambas poblaciones no se movían al unísono sino que entre ambas se daba un movimiento relativo, los bariones en promedio iban por un lado y la materia oscura hacia otro, a una velocidad media que se puede cuantificar en unos 30 kilómetros por segundo.^[8]

Más aún, en el gas de bariones no todo eran átomos de hidrógeno o de helio ya que las condiciones del medio hacían que el acoplamiento protón/electrón necesitara tomar su tiempo, puesto que los fotones de fondo aun seguían ejerciendo su influencia en los primeros momentos tras la recombinación y lo siguieron haciendo prácticamente hasta unas épocas de corrimiento al rojo z=200 cuando ya el enfriamiento de la expansión los dejó sin gasolina. Esa dilación en la culminación de la formación de átomos neutros fue motivada por algo que ya sabemos: la proporción de bariones a fotones en aquellos momentos era muy baja, del orden de 10^-9. Os podéis imaginar el pim pam pum del momento, sobre todo para los pequeños electrones dos mil veces menos masivos que un protón. Y aunque el impulso de los fotones era significativamente menor que la energía de ionización de un átomo neutro (13,6 eV para el hidrógeno), sus energías seguían una distribución de Poisson por lo que, cosas de la estadística, en su población todavía había bastantes fotones con suficiente energía como para mantener al universo fuera de una total recombinación durante un largo periodo.

A la izquierda evolución de la temperatura de la radiación y de los bariones en cada momento z. A la derecha porción de los electrones que no se han recombinado (Imagen de “The first Galaxies in the Universe”, Abraham Loeb y Steven R. Furlanetto, figura 2.5, fair use)

A lo largo de este dilatado proceso la temperatura de los electrones que aún no se habían recombinado iba variando de forma aleatoria debido precisamente a dos efectos contrarios: por un lado, aun perduraban los choques de dispersión con los fotones, cosa que los podía acelerar, mientras que por otro lado se verían frenados por el “rozamiento” que producía el momento intrínseco de los fotones sobre el movimiento de los electrones. Este último efecto se producía porque al interactuar los fotones con los electrones, estos pueden redistribuir su energía y momento en direcciones menos eficaces para el movimiento neto del electrón, generando un efecto de frenado que tiende a reducir su energía cinética. Debido a las interacciones de los electrones con los fotones a través de dispersión Thomson, el sistema de electrones y bariones también permanecía estrechamente vinculado a la radiación cósmica de fondo, por lo que podemos imaginar que en su conjunto se mantuviera un equilibrio térmico entre bariones y radiación, equilibrio que definía la temperatura del gas cósmico en cada momento. Lo vemos en la curva izquierda de la figura anterior.

Pero eso fue cambiando ya que a medida que pasaba el tiempo y la expansión crecía, los electrones se veían progresivamente más incentivados a recombinarse con los núcleos ligeros del momento. La situación parece que se estabilizó definitivamente en una época situada más o menos en un corrimiento al rojo z=200, año 5,75 millones desde el Big Bang (ver imagen anterior), cuando el efecto de las dispersiones Thomson resultó ineficiente. En ese momento, dado el pequeño porcentaje de electrones no recombinados, tres por cada 10 mil de la población total, se perdió el equilibrio térmico entre materia bariónica y radiación. El gas se encontró con que debía seguir una expansión adiabática, por lo que los electrones fueron perdiendo su temperatura a un ritmo superior a la de los fotones como se observa en la curva anterior de la izquierda.^[9]  En ese momento sí que podemos decir que el gas intergaláctico y la radiación de fondo volaban libres mientras se echaba el telón del FLASH.

Los fotones definitivamente pudieron moverse con libertad por el Universo portando una energía por debajo del electrón voltio, en las frecuencias infrarrojas. Así que no se “vio” ningún destello luminoso. Algunos chocaban con los recién estrenados átomos de hidrógeno, aunque sin posibilidad de ionizarlos ya que para ello, hacer saltar al electrón, se necesitaba una energía igual a la de unión protón-electrón en el hidrógeno, 13,6 eV. Mucho más tarde volveremos a ver este proceso cuando gracias a las fusiones nucleares en el interior de las primeras estrellas se generaron fotones con la energía necesaria.^[10] Comenzaba la época conocida como de la gran oscuridad, que iba a durar hasta que se encendieran las primeras estrellas unos pocos cientos de millones de años después.

El momento de la recombinación fue el de la segunda “manumisión” masiva. La primera la habían protagonizado los neutrinos cuando casi había pasado un segundo en la vida del Universo.^[11] Tras aquel viejo momento que había sucedido cuando el Universo tenía menos de un segundo, la aniquilación mutua de los electrones y los positrones había transformado su materia-antimateria en energéticos fotones, aportando energía al conjunto de la radiación. Es por eso que esa segunda “manumisión”, la de los fotones, fue un tanto más energética que la primera protagonizada por los neutrinos. De ahí que hayamos podido con la tecnología de hoy en día detectar este ubicuo mar de fotones, cosa que no tenemos ni idea de cómo hacer con los neutrinos, aunque bien es verdad que estos son mucho más esquivos. Los fotones de la recombinación están ahora por todas partes, mucho más “fríos” que entonces al haberse suavizado su longitud de onda a la par de lo que se iba expandiendo el Universo.^[12] De forma que hoy son los constituyentes de una radiación de fondo en la frecuencia de microondas, con una energía equivalente a los 2,725K.

La impactante imagen anterior corresponde a estos fotones perdidos. Salieron hace 13.400 millones de años -tiempo pasado desde la recombinación hasta hoy- desde una cáscara de Universo que se encuentra ahora en el límite de lo observable por nosotros, a 46.500 millones de años luz.^[13] Hay que decir que no hay contradicción entre las dos cifras, 13.400 y 46.500 millones de años luz, ya que la mayor incorpora no sólo el tiempo de viaje sino también el efecto de la expansión del Universo. La imagen que hemos presentado obtenida por la sonda Planck es una fotografía de hoy, pero que no deja de ser un modelo a escala de la fotografía más antigua que podemos hacerle al Universo. A nuestro Universo observable. ¡Una foto venida del año 380.000 de la vida del Universo! Ya hemos dicho que en ella cada color corresponde a fotones de una determinada longitud de onda, que es equivalente a hablar de energía-temperatura. Donde había una mayor densidad de materia bariónica los fotones liberados tenían una mayor energía ya que allí se producían más interacciones, la presión de la radiación era mayor. Donde la densidad bariónica era menor, los fotones liberados eran de menor energía. Lo vemos en una imagen rescatada de hace dos entradas.

Distribución de la materia y la energía de una fluctuación cuántica primordial en el momento de la recombinación (Imagen: a partir de Daniel J. Eisenstein, Physics today, abril 2008, fair use)

Como podemos ver en la figura anterior, que dibuja la posible distribución de materia en el momento de la recombinación, la densidad de la radiación -los fotones- no se concentraba en donde había una gran densidad de materia oscura, ya que no interacciona con ellos, sino en el frente de ola de materia bariónica. Por esta razón los fotones más calientes se encontrarán en estas últimas zonas, las de mayor potencial gravitatorio, y los más fríos en las zonas de materia oscura. Por eso la foto de la radiación de fondo de microondas es sencillamente la foto de la distribución de la materia en el Universo cuando tenía casi cuatrocientos mil años. Un matiz sorprendente que quizás se nos había escapado.

A la vista de las irregularidades que se aprecian en la imagen de la radiación de fondo de microondas puede parecer que el proceso no fue muy homogéneo, pero realmente entre unos puntos y otros hay diferencias máximas de tan sólo una parte en 100.000. Es como si la superficie de una piscina olímpica de 50 metros se estuviera moviendo con olas de medio milímetro. Inapreciable.^[14]

Vamos a dedicarle un poco de tiempo a lo que nos dice esta primera imagen del contenido del Universo. Realmente corresponde a una proyección cartográfica plana del tipo Mollweide de la esfera celeste en cuyo centro nos encontraríamos observando.^[15] En esta especie de elipse está representada la totalidad del firmamento visible, lo que un día cualquiera nosotros podemos ver si miramos al profundo cielo en todas las direcciones de donde nos viene luz. Pero que se le ha manipulado un poco. Eliminemos la luz solar que oculta a los pequeños focos que nos interesan. Eliminemos también la de las estrellas y galaxias, sobre todo la de la Vía Láctea. La luz remanente que nos queda tras esta acción de borrado son los fotones de la radiación de fondo.

Con nuestro ojo, que no olvidemos que es un aparato biológico para detectar fotones, no los vemos ya que la frecuencia de esta ancestral luz queda muy alejada del espectro visible, está en el rango de las microondas.^[16] Pero el hombre, como animal insaciablemente curioso e inteligente, ha ido ideando métodos para detectar a estos fotones, mejorando sus aparatos de percepción de la luz, desde la rudimentaria antena con la que Penzias y Wilson en 1965 descubrieron de una forma muy rocambolesca^[17] los fotones del fondo de microondas, hasta los modernos satélites como el COBE, el WMAP o el Plank que transportan unos telescopios con resoluciones fantásticas. La foto que obtuvieron nuestros dos pioneros descubridores era monocromática… para ellos y su tecnología todos los fotones del fondo eran de la misma energía. La resolución fue progresivamente mejorando con las tres sondas mencionadas.

Y al igual que la foto de nuestros tatarabuelos nos permite saber cómo eran ellos, aunque ya no estén con nosotros, las tomadas por COBE, WMAP y Planck nos permiten saber cómo era el Universo de 380.000 años. La imagen siguiente nos está hablando de ello ya que es un detalle de las anisotropías del fondo de microondas tal como lo que nos han dicho nuestros satélites y que ahora vamos a intentar entender un poco más.

Detalle de la foto de la radiación de fondo de microondas tomada por Planck (Imagen: A partir de European Space Agency, ESA, non-commercial use)

Remarcamos una vez más que los colores son simplemente una referencia cromática artificial de las “temperaturas-densidades de masa”. Parece como que realmente vemos el reflejo de las ondas sonoras esféricas que se transmitieron por el antiguo plasma a velocidades del sonido y que quedaron congeladas en el momento de la recombinación. Son perfectamente imaginables los grumos dibujados por los armónicos fundamentales y sus interferencias que marcaban la identidad y diferencia entre las zonas de mayor densidad y las de menor densidad. La foto real de nuestro Universo accesible.

Esquema teórico de la realidad física que hemos podido captar como la foto de la radiación de fondo de microondas. Se explica en el texto (Imagen: Bárbara Alucino, a partir de Matthew Hedman, IyC diciembre 2005, fair use)

La imagen esquemática de arriba nos va a permitir hacernos una mejor idea de ello. A la izquierda de la imagen anterior, una foto plana de la “esfera” del universo, en cuyo centro nos encontramos nosotros hoy como observadores. La circunferencia blanca es nuestro horizonte de visión del fondo de microondas: de allí salieron hace 13.400 millones de años los fotones que nos llegan ahora a nosotros. Unos proceden de las zonas rojas de un plasma primordial más caliente y otros, de un plasma más frío. Todo ello dibuja un patrón de anisotropías que podemos ver enfocando nuestro zoom a diferentes escalas, con el resultado que vemos a la derecha. Éste es el origen del patrón de colores de la foto de la radiación de fondo.

A la vista de esta maravilla, vamos a ver de qué forma podemos extraer la información que lleva en su mosaico. Recordemos lo que dijimos en la entrada anterior acerca de los armónicos de la onda sonora. El armónico fundamental marcaba la máxima amplitud posible en el perfil de la onda sonora. Lo que es lo mismo que, como ya dijimos, la mayor diferencia de temperaturas entre zonas del Universo. El segundo armónico presentaba una nula diferencia de temperatura entre sus extremos, aunque sí inducía un pozo de materia bariónica en la zona intermedia. Al acoplarse ambos armónicos en la frontera de la burbuja de sonido, la alta masa bariónica -temperatura- que allí fija el primero es modulada a la baja por el segundo. Pero el tercer armónico reforzaría la temperatura en la frontera de la burbuja ya que fomenta allí la concentración de masas. Y así con los demás matizándose unos a otros.

En el momento de la recombinación, cuando se “congelaron” las ondas de sonido, el armónico fundamental se había extendido una distancia igual a la que recorre el sonido durante los 380.000 años de existencia de la onda. Esta distancia es conocida como horizonte acústico. A día de hoy, en que el Cosmos se ha “estirado” desde entonces en un factor de 1.100, este horizonte acústico ha crecido hasta un valor próximo a los 480 millones años-luz.

El tamaño del horizonte acústico tiene que depender del potencial del pozo gravitatorio inicial, de la energía de la radiación que impulsa el rebote de la onda de sonido y de la velocidad con la que se desplaza por el medio.Las tres cosas dependen de la composición de la materia, bariónica y oscura, y su relación con la densidad de la radiación. El tamaño del horizonte acústico tal como lo observamos hoy en día depende también del ritmo de expansión del Universo -constante de Hubble- y de su curvatura. Ambos dependen también de la cantidad de materia y energía total existente. Todo este cúmulo de diferentes circunstancias son las que están escondidas en la apariencia grumosa de la foto del fondo de microondas. Es la información que lleva encriptada y que podemos intentar descifrar.

Con estas sencillas ideas vamos ahora a la tarea para despiezar la foto del fondo de microondas y ver su particular espectro de ondas sonoras. Vamos a hacer algo parecido a cuando se analiza por frecuencias un sistema cerrado para dibujar un perfil de la abundancia de cada una de ellas, como hacemos con el espectro de radiación de un cuerpo negro o con el espectro de la luz que nos llega del Sol. En nuestro caso lo vamos a hacer sobre la imagen de la esfera celeste del fondo de microondas -la foto de más arriba-. Como podéis imaginar el tema da mucho de sí -y esa entrada se nos ha hecho ya un pelín larga-, por lo que lo vamos a desarrollar en la siguiente entrada de forma somera, aunque espero que suficiente para ser entendido. Hasta entonces.

1. Y no se trata de la obra inconclusa del compositor estadounidense Charles Ives. [↩]
2. Según el viejo Planck eso iba de que la energía es inversamente proporcional a la longitud de onda, según su conocida ecuación E=hλ [↩]
3. Ya hablamos de ellas en la entrada de esta serie que encabezamos como “La sinfonía del Universo I“. [↩]
4. Aunque no exactamente si analizamos las siguientes cifras: el proceso de recombinación no fue puntual en el tiempo sino que se dio a lo largo de un periodo: se debió iniciar cerca del momento corrimiento al rojo z=3.233, la materia empezaba a doblarle el pulso a la radiación, y duró unos 118.000 años hasta el corrimiento al rojo z= 195. Ver este enlace. [↩]
5. No en vano es desde allí de donde salen los fotones producto de sus fusiones nucleares que, tras cientos de miles de años de dispersiones por el interior de nuestra estrella, consiguen finalmente liberarse para llegar a nuestros ojos y dibujarnos un sol. [↩]
6. El proceso de recombinación no sucedió en una fecha exacta, no fue breve en el tiempo sino que se dio a lo largo de un periodo cuyo inicio se situó cerca del momento con corrimiento al rojo z=3.233 cuando la materia empezaba a doblarle el pulso a la radiación, y duró unos 118.000 años hasta el corrimiento al rojo z= 195. [↩]
7. Se tratan de tres sondas espaciales portadoras de telescopios. COBE, 1989, fue el primer satélite construido especialmente para estudios de cosmología y estuvo especialmente dedicado al explorar el fondo cósmico. WMAP, 2001, tuvo como misión el estudiar el cielo y medir las diferencias de temperatura que se observan en la radiación de fondo de microondas. Por último, Planck, 2009, está diseñado para detectar las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. [↩]
8. Eso va a tener suma importancia ya que cuando más tarde la materia oscura inicia las primeras concentraciones de materia bariónica su potencial gravitatorio va a tener más difícil el captar en su pozo a esos bariones. Solo “caerán” los que pasen cerca del centro de gravedad de la masa oscura. Incluso puede afectar a la propia acreción de la materia oscura al ser menor la masa del halo que se está compactando. [↩]
9. Mientras los fotones se veían afectados exclusivamente por la expansión de Hubble que los enfriaba proporcionalmente al valor de z de cada momento, la expansión adiabática del gas enfriaba a los electrones proporcionalmente al valor de (1+z)². [↩]
10. Ya veremos en una entrada  posterior que eso se produjo en un momento conocido como la reionización. [↩]
11. Como la manumisión de los neutrinos fue unos 380.000 años anterior a la de los fotones, la esfera de su liberación LSS (Last Scattering Surface) tendría que estar más alejada de nosotros que la de los fotones de fondo CMB (Cosmic Microwave Background). De hecho estas superficies parecen estar separadas unos 285 millones de megaparsecs, casi 1000 millones de años luz. Es decir, cuando nos llega un fotón del fondo CMB salido de un determinado punto a los neutrinos LSS del mismo lugar les debería faltar 1000 millones de años luz para llegar. Sin embargo los cálculos parecen asegurarnos lo contrario: los neutrinos del tipo electrónico con masa 10^-4 eV del fondo LSS nos llegan desde más cerca que los correspondientes fotones CMB. Incluso los electrónicos de masa 1 eV parecen provenir desde una distancia de 461 millones de años luz. Compárese con los 46.000 de los correspondientes fotones CMB (ver el siguiente enlace, figura 1)  [↩]
12. 1.100 veces desde entonces. [↩]
13. Estos fotones son los elementos del Cosmos más alejados en el tiempo que podemos observar, son realmente el telón de fondo del Universo observable por nosotros. [↩]
14. Al comienzo del Big Bang caliente, tras el periodo de inflación exponencial, el Universo era casi perfectamente uniforme. Si dibujáramos una esfera alrededor de cualquier región de aquel espacio, descubriríamos que en su interior habría encerrada una cierta cantidad de masa que se puede traducir como una cierta densidad. Si dibujamos mil esferas del mismo tamaño en 1.000 regiones diferentes de aquel Universo, encontraríamos que sus densidades siguen una distribución gaussiana con una desviación estándar ridícula:

    -          alrededor de 683 regiones tendrían una densidad entre el 99.997% y el 100.003% de la densidad promedio,

    -          alrededor de 954 regiones, entre el 99.994% y el 100.006% de la densidad promedio,

    -          alrededor de 997 regiones, entre el 99.991% y el 100.009% de la densidad promedio,

    -          y todas las 1.000 regiones, entre el 99.988% y el 100.012% de la densidad promedio.

    De aquí el calificativo de “inapreciable” usado en el texto para las variaciones de densidad local. [↩]

15. Como dice Wikipedia, la proyección de Mollweide es una proyección cartográfica equitativa y pseudocilíndrica, ¡toma ya!, usada generalmente para mapas de la Tierra. El ecuador tiene el doble de longitud que el eje corto. El meridiano central es recto mientras que los meridianos a 90° son arcos circulares. Los paralelos son rectos pero desigualmente espaciados. La escala es casi verdadera sólo a lo largo de los paralelos estándar de 40:44N y 40:44S, por lo que tiene una mayor representación por la zona ecuatorial. [↩]
16. Las microondas tienen una longitud de onda en el rango de 1 metro a 10 milímetros, mientras que el visible se mueve en un entorno de los 10^-7 metros. [↩]
17. En esta página de Wikipedia os podéis hacer una buena idea de la aventura por la que se llevaron el premio Nobel de física de 1978, aunque para mí les allanaron el camino los investigadores de la Universidad de Princenton, los cuales, tras hacer la mayor parte del trabajo, se quedaron compuestos y sin novia. [↩]

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