poco después de t=380.000 años desde el inicio

El Cosmos se estaba aproximando a una juvenil edad de 380.000 años. Sus habitantes eran partículas variadas, unas bastante conocidas como los protones, electrones, núcleos de helio y deuterio, y neutrinos. Otras aún son incógnita para nosotros, como las que pensamos forman la materia oscura. La radiación representada en los fotones culebreaba en este mundo de plasma chocando con sus vecinos, principalmente los electrones, que, molestos por los reiterados y empecinados ataques, no conseguían unir sus cargas negativas con las positivas de los protones. De todas formas, las partículas en su conjunto iban ajustando sus energías, y por tanto sus amplitudes de ondas, a las teóricas que fija el espectro de radiación típico de un cuerpo negro a 3.000K, que es lo que era el Universo en aquel entonces.

En nuestra serie sobre la biografía del Universo habíamos avanzado hasta este momento. Bien es verdad que la última entrada, y también en alguna anterior, nos habíamos detenido para entender la teoría que nos ha permitido bucear en las interioridades de la materia y la radiación de aquella época. Tras el pequeño recordatorio de los dos primeros párrafos anteriores, vamos a continuar el camino.

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

Poco a poco y gracias a la expansión, los fotones iban ampliando su longitud de onda por lo que las interacciones de los fotones con los electrones se iban relajando progresivamente dejando operativa a la cada vez más activa fuerza de atracción electromagnética entre cargas opuestas. Hacia el nivel de los 92 nanómetros, el equivalente a una energía de 13,6 eV, pudo iniciarse la unión entre electrones y protones. Como consecuencia en aquel plasma se iban condensando átomos de hidrógeno neutro. Fue el momento, más bien un largo momento, de la recombinación. Y digo largo momento porque, tal como se dice en la entrada 17, duró hasta el año 5,75 millones tas el Big Bang.

Como los hidrógenos emergían de un plasma relativamente homogéneo, en el nuevo mundo también irían ocupando todo el volumen posible de forma casi homogénea. Los fotones, con una baja energía promedio del orden de las unidades de electrón voltio, pudieron volar por el cosmos de forma libre interactuando en sus caminos cada vez menos con los electrones y su cohorte de protones tal como les pasaba antes de la recombinación. En aquellos instantes comenzaban a formar parte del espectro infrarrojo. Si hubiera existido un hombre por aquellos pagos quizás hubiera percibido un ligero resplandor, provocado por la pequeña fracción de fotones que en su enfriamiento aún iban saliendo de las últimas energías/frecuencias visibles en el rojo hacia su destino final en las de microondas.

El Universo se había transformado en un vacío oscuro.^[1] Aquellos fotones primigenios, unos 1.000 millones por cada protón existente, aún corren por ahí y llenan nuestro espacio. Los que nos rodean en este preciso momento surgieron de una zona situada a 13.400 millones de años luz de nuestro punto de observación. Eso sí, ahora nos llegan mucho menos energéticos, más fríos que entonces por efecto de la expansión del tejido espacio-tiempo que se ha venido produciendo desde entonces y que lo ha hecho crecer unas 1.100 veces. Por lo tanto, 1.100 veces más frío. Los hemos visto en la foto de la radiación de fondo de microondas situados en un invierno de 2,725K, con una longitud de onda de casi dos milímetros, mucho más allá de la escasa micra del color rojo.

Pero volvamos a aquellos turbios momentos, con nuestro puré en el que mayoritariamente los protones iban pasando a hidrógeno atómico neutro y la radiación infrarroja corría por doquier. En ese puré pasaban otras cosas y era que no sólo hubiéramos podido encontrar átomos de hidrógeno sino también moléculas del mismo elemento. Dos átomos unidos. Aparecían como resultado de un proceso catalizado por los abundantes electrones libres a través de la generación del ion hidruro H^-, un átomo de hidrógeno al que se le ha pegado un electrón adicional.

H + e^- = H^- + fotón (energía)      H^- + H à H₂ + e^-

Esta reacción química fue muy eficiente mientras hubo una fracción significativa de electrones libres y lógicamente se tuvo que acabar con el fin de la recombinación. La existencia de moléculas de hidrógeno en fechas tan tempranas fue fundamental para la generación de las primeras estrellas como explicaremos en la próxima entrada 22.

Podemos imaginar que todo hubiera acabado con la recombinación, ya que la energía cinética de los fotones ni de lejos era suficiente como para excitar el electrón orbital del hidrógeno, ni tampoco al del helio, lanzándolo a mayores niveles energéticos. Los astrónomos, haciendo uso de un estilo melodramático, han bautizado a esta época posterior a la recombinación como la era oscura. Pero en esta oscuridad la gravedad, con el permiso de la energía oscura, seguía tejiendo sus hilos… Newton a los mandos.

En un mundo material de hidrógenos y helios, la misteriosa materia oscura estaba trabajando de forma sigilosa y persistente. Sabemos que ya estaba ahí desde antes del momento de la recombinación. También sabemos de la existencia de su masa gracias a los tirones gravitatorios que ejercen sobre la materia bariónica, la que nosotros conocemos, vemos y medimos. Aunque no tenemos una idea clara de lo que pueda ser la tal materia. Hay que pensar que debe estar formada por partículas con masa no excesivamente grande pues tienen que ser muy estables: están haciendo su labor desde el inicio de los años. Además, tenemos que suponer también que no deben moverse a grandes velocidades si resulta que es la encargada de la compactación gravitatoria de la materia. ((Para explicar la materia oscura hay bastantes teorías. Incluso que sea un campo más, como el de la gravedad, que interactúe con la materia. En este artículo (enero 2017) podéis ver un repaso general de la situación del tema.))

¿Y a qué viene ahora hablar de la materia oscura? Pues a que durante su historia inmersa en el plasma anterior a la recombinación ejerció una labor crucial. Por un lado, magnificando a lo largo de los primeros 380.000 años de expansión del Universo los grumos de energía-materia producto de las inestabilidades cuánticas anteriores a la inflación.^[2] Por otro lado, a que se cree que fue la gran responsable que generó la influencia gravitatoria que inició el colapso del hidrógeno atómico surgido de la recombinación. Este hidrógeno primigenio presentaba ya de por sí ligeras variaciones en la distribución de su densidad poblacional a través del espacio, pero quizás no hubiera sido suficiente, o el proceso hubiera sido extremadamente largo como para cebar la espoleta que inició la gran concentración gravitatoria. Y esto lo generó la materia oscura, que logró cuajar las ligeras diferencias iniciales locales de masa bariónica, dando lugar a la arquitectura cósmica que contemplamos hoy en día, espuma, filamentos y paredes de gases, polvo y galaxias.

Posiblemente la materia oscura permea una gran parte del universo y, aunque no sabemos de qué está compuesta, tenemos evidencias indirectas de ella. Es lo que explicaría las incoherencias en las velocidades de ciertas agrupaciones celestes. Una de ellas son los cúmulos de galaxias -nuestra Vía Láctea orbita en uno de ellos, que llamamos Grupo Local- en donde las más exteriores giran a velocidades superiores a lo que les tocaría si allí sólo hubiera masa bariónica. Otra pista la sacamos al observar las velocidades de giro de las estrellas dentro de las propias galaxias, en donde las más externas lo hacen de forma no coherente con la cantidad de materia ordinaria visible. Otro fenómeno que nos permite detectarla es el efecto de lente gravitatoria que ejerce “algo” desconocido en el Cosmos, y que debemos suponer es la materia oscura, sobre la luz emitida por focos que se encuentran detrás de ese “algo”. Así se ha podido estimar que la vía Láctea tiene diez veces más materia oscura que materia bariónica, o bien que incluso hay galaxias compuestas prácticamente en su totalidad por materia oscura.

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación en radios grandes (Wikimedia, Phil Hibbs, CC BY-SA 3.0)

El no saber que pueda ser la materia oscura nos deja en posición muy cómoda como para hacer mil argumentaciones acerca de sus posibilidades. La casuística que idea nuestra imaginación y nuestras teorías abarca a la

-          materia bariónica “fría”, agujeros negros, estrellas enanas marrones y cosas así que no podemos detectar,^[3] o la

-          materia bariónica “caliente” que se mueve próxima a la velocidad de la luz, como pudieran ser los neutrinos escapados del plasma al segundo de iniciarse el Big Bang, o incluso la

-          materia NO bariónica también de los dos tipos “fría” y “caliente”, que pudieran ser partículas ligeras del tipo de los nunca vistos axiones, los tampoco detectados fotinos -la contraparte bariónica del fotón en la supersimetría SUSY-, los neutrinos estériles^[4] u otro tipo de partículas masivas de interacción débil (WIMP’s), que incluyen a los neutralinos. ((Redirijo de nuevo vuestra atención hacia la serie de El Tamiz titulada “Esas maravillosas partículas“, en especial las cuatro últimas dedicadas a la materia oscura y sus posibles “responsables”.))

Imagen forzada de la materia oscura. Los científicos de la NASA han sobreimpuesto encima del fondo de galaxias una mancha en azul -la materia oscura- que es reflejo de los resultados de los cálculos hechos a partir de la observación de 135 imágenes de galaxias deformadas por lentes gravitatorias. De ellas, se ven  claramente un par en la esquina inferior derecha (Imagen: NASA, dominio público)

Al margen de las grandes incógnitas sobre la materia oscura, bastante tenemos con averiguar dónde podemos encontrar a nuestra familiar materia bariónica del Modelo Estándar, la que sabemos que explica un escaso 4% de lo que hay en el universo y que acompañaba a la materia oscura cuando la clarificación de la recombinación. Con el estado de la tecnología actual a lo más que hemos llegado es a decir que del total de la materia bariónica un 7 % está recluida en las galaxias en forma de estrellas, planetas, medio interestelar… Más o menos un 5 % adicional están formando gases arrojados por vientos y flujos de las galaxias, pero atrapados en sus alrededores por la gravedad de la propia galaxia. En aquellas zonas donde la materia oscura se ha concentrado más y se han acumulado galaxias hasta formar un cúmulo, hay también atrapado un 4 % adicional de materia ordinaria a temperatura de decenas de millones de grados y que podemos ver con los telescopios actuales de rayos X.

El resto de la materia bariónica detectada es tan tenue que no brilla lo suficiente como para que la podamos ver directamente. Sin embargo, observando fuentes muy brillantes y lejanas, como puedan ser los cuásares, también podemos deducir que un 30% de esa tenue materia ordinaria se encuentra en bolsas de hidrógeno fotoionizado (protones, núcleos de hidrógeno sin su electrón) por los propios cuásares o galaxias, que tienen una temperatura de unos diez mil grados. Aún más sutilmente creemos detectar trazas de otro 15-25 % que se encuentran formando nubes de gas a una temperatura de unos cien mil grados. El restante 30-40% que no detectamos creemos que aún siguen atrapados en las acumulaciones de materia oscura, a temperaturas de millones de grados, siguiendo sus estructuras filamentosas, sin haber llegado a cuajar en galaxias.

Cuando quedaron libres a los 380.000 años del Big Bang, tanto materia ordinaria como oscura proyectaron sus patrones de distribución espacial hacia el futuro gracias a la expansión continuada del universo. La gravedad que inducían fue el motor para la temprana concentración de masas en el universo. Podemos pensar que todo tipo de estructuras evolucionaron de forma homogénea y homotética, aunque en realidad las galaxias colapsaron a mayor velocidad que los cúmulos y supercúmulos en donde se encontraban.^[5] Gracias a la conjunción de expansión y gravedad se había pasado desde un mundo con variaciones medias de la densidad de la materia de 10^-5, que es lo que vemos en el telón de fondo de la radiación de microondas, a unas variaciones con respecto a la densidad media del universo de 10⁺² para las grandes estructuras -los cúmulos- y a unas variaciones de 10⁺⁶ para las pequeñas estructuras como las galaxias.

Distribución de materia ordinaria bariónica conocida en el universo (Imagen: Xavier Barcons, IyC 2015, fair use)

El resto de la materia bariónica que hemos conseguido detectar es tan tenue que no brilla lo suficiente para que la podamos ver directamente. Sin embargo, observando fuentes muy brillantes y lejanas -como son los cuásares-, y también vemos que un 30% de esa tenue materia ordinaria se encuentra en bolsas de hidrógeno fotoionizado -para entendernos, protones, núcleos de hidrógeno sin su electrón (entrada 17)- por los propios cuásares y las galaxias, y que tienen una temperatura de unos diez mil grados. Aún más sutilmente creemos detectar trazas de otro 15-25 % que se encuentran formando nubes de gas a una temperatura de unos cien mil grados. El restante 30-40% que no detectamos creemos que aún siguen atrapados en las acumulaciones de materia oscura, a temperaturas de millones de grados, siguiendo sus estructuras filamentosas, sin haber llegado a cuajar en galaxias.

Ilustración de cómo las oscilaciones acústicas generadas por el movimiento de los bariones, que quedaron congeladas en el momento de la recombinación, pueden seguir siendo observadas a día de hoy en las imágenes reales de las estructuras del Universo. La barrita blanca representa el horizonte acústico actual (Imagen: Chris Blake y Sam Moorfield, fair use)

La figura anterior, una representación artística, intenta hacer visual la idea de cómo el horizonte acústico de la recombinación se proyecta hasta el momento actual, 1.100 veces mayor, para dibujar el patrón de galaxias y cúmulos que observamos hoy en día. Las oscilaciones acústicas generadas por el movimiento de los bariones que quedaron congeladas en el momento de la recombinación, a la izquierda, pueden seguir siendo observadas hoy en día en las imágenes reales de las estructuras del Universo. La barrita blanca de la derecha representa el horizonte acústico actual recrecido con la expansión. La imagen no es una entelequia: la hemos podido constatar con una gran precisión gracias al mapeado tridimensional del universo que las tecnologías modernas nos han permitido confeccionar.

Distribución de las galaxias cercanas realizadas por el programa SDSS -Sloan Digital Sky Survey- que está realizando un masivo estudio espectrométrico del Universo (Imagen: Programa SDSS, fair use)

El proyecto Sloan Digital Sky Survey (SDSS)^[6] lleva desde el año 2000 cartografiando en 3-D el cielo visible, habiendo conseguido medir con precisión la historia de expansión del Universo a lo largo del ochenta por ciento de la historia cósmica, cuando el Universo tenía menos de tres mil millones de años. Lo que ha permitido obtener el modelo real de la distribución de objetos -hasta cuatro millones de galaxias y cuásares- de esta parte del universo (ver imagen parcial en la página siguiente) A partir de esta foto real se han hecho variedad de estudios. En uno de ellos se han medido las distancias entre todos los pares de galaxias de un grupo de 1,2 millones de ellas y se ha hallado la distribución según distancias, lo que ha permitido hallar una correlación entre el número de pares de galaxias distantes entre sí un valor X, con la distancia X que las separa. El resultado se muestra en la curva de siguiente.^[7]

Resultado a partir de los datos de BOSS (SDSS) que indica la tendencia en la intensidad de la agrupación de galaxias -eje vertical- en función de su separación -eje horizontal- como se explica en el texto. El eje de ordenadas se ha multiplicado por s² para magnificar la visualización. Un Mpc (megaparsec) equivale a 3,26 millones de años luz (Imagen: Ashley Ross et al, a partir de libro “The Dark Univers“, pag. 18, Catherine Heymans, 2017, fair use)

Deberíamos esperar que para distancias pequeñas, al estar las galaxias metidas en el mismo halo de materia oscura, la población de pares fuera mayor, mientras que a medida que vamos ampliando la separación la población se fuera ajustando al valor de como si estuvieran distribuidas en el espacio de forma aleatoria. Realmente eso es lo que se puede apreciar en la curva anterior: es más normal que las galaxias estén próximas entre sí en el entorno de las pequeñas distancias.^[8] Pero vemos también una anomalía en la separación de 150-160 megaparsecs, es decir, vemos un máximo fuera de la tendencia situado en valores de la distancia entre galaxias de 490-520 millones de años luz: las galaxias tienden a formar cúmulos de estos tamaños. Lo cual es muy consistente con el tamaño del horizonte acústico postulado como consecuencia del que se había generado en la recombinación y que se puede estudiar en la imagen de la radiación de fondo de microondas (hoy en día unos 490 millones de años luz) como ya comentamos en la entrada 18 de esta serie.

A partir del tamaño de los cúmulos los científicos han determinado, con una precisión del 4%, la relación entre el tamaño del universo ahora y el tamaño del universo justo después del Big Bang. Lo que les ha permitido, por un lado, afianzar la idea que teníamos de que la expansión del Universo se acelera por la presencia de la energía oscura y, por otro, les ha permitido asegurar aún un poco más el hecho de que la acumulación regular de galaxias deriva directamente de las ondas de presión y del tamaño de esas ondulaciones que había en el plasma caliente primitivo. Si nuestros ojos fueran instrumentos adecuados lo podríamos percibir en el cielo, veríamos grandes discos que ocupan el doble del tamaño de la Luna. En alguna entrada posterior hablaremos de estas estructuras.

Representación artística de cómo la estructuras actuales del Universo siguen los patrones fijados por el tamaño del horizonte acústico salido de la recombinación -representado por la barra blanca- (Imagen: Zosia Rostomian, Lawrence Berkeley National Laboratory, fair use)

Ahí tenemos las bases de la configuración arquitectónica de nuestro Universo. Al poco de la recombinación lucían las primeras galaxias con su colección de estrellas de la población III. Ya veremos qué es de ellas.^[9] Galaxias como la GN-z11, que por encontrarse en un corrimiento al rojo^[10] de z=11,1 sabemos que corresponde a una época 400 millones de años tras el Big Bang. O el cuásar ULAS J1120+0641, con un corrimiento al rojo de z=7, a menos de 770 millones de años tras el Big Bang.

La radiación ultravioleta que se generaba en los hornos nucleares de estas primeras estrellas y cuásares recalentarían las nubes gaseosas de sus alrededores, provocando una rotura de los átomos de hidrógeno que, en su mayoría, quedaron de nuevo ionizados como antes de la recombinación. Eso se produjo en la edad de la reionización que será el objeto de dentro de dos entradas ya que en la siguiente aún nos queda desmenuzar lo que acabamos de apuntar: ¿qué es lo que pasó entre los 380.000 años y la época de la reionización?

1. Para el ojo humano, claro. Y “vacío” entrecomillado porque realmente había mucha materia y radiación. [↩]
2. Ya hablamos en otras entradas de cuán crucial pudo ser su papel en la distribución de la materia y la radiación mientras se expandían las burbujas de inestabilidad cuántica, dibujando un particular horizonte acústico. [↩]
3. ((Ese tipo de “cuerpos” se les conoce como MACHO’s (de su acrónimo en inglés: Massive Astrophysical Compact Halo Object) u objeto astrofísico masivo de halo compacto. Un MACHO es un objeto pequeño de materia bariónica que se mueve por el espacio interestelar de manera aislada (no se encuentra asociado a ningún sistema solar) y que emite muy poca o ninguna radiación. [↩]
4. En este enlace podéis ver en qué consiste tal esterilidad de los neutrinos. [↩]
5. Eso es debido a que el tiempo de colapso de una cierta materia contenida en una burbuja de gas -supongamos una esfera- y por tanto con una densidad ρ, sigue la siguiente ley: . Por tanto las bolsas de gas más densas, que darían nacimiento a las galaxias, colapsaban más rápidamente -del orden de cientos de millones de años- que las bolsas de gas menos densas en su entorno, las que darían a luz a los cúmulos, que seguirían un proceso más lento -del orden de los diez mil millones de años-. Hay que decir que en las concentraciones más densas de materia, como las galaxias, se daban a la vez otros procesos a niveles moleculares por los que se disipaba energía, lo que iba a favor de una más duradera actuación de la gravedad compresora. Por todo ello los cosmólogos afirman, me imagino que de forma coloquial, que las galaxias son formaciones moribundas mientras que los cúmulos aún están con plena vitalidad. [↩]
6. Aquí podéis encontrar la página oficial de dicho proyecto. [↩]
7. El eje de ordenadas se ha multiplicado por un factor s² para magnificar la visualización. Un Mpc (megapársec) equivale a 3,26 millones de años luz. Realmente tenemos que decir que el parámetro ξ(Mpc²) indica el número relativo de pares de galaxias separadas por una distancia s en Mpc -megapársec- con relación al número de pares que saldrían bajo la suposición de que toda esta población estuviera distribuida en el espacio de forma aleatoria. Da una idea de sobredensidad. [↩]
8. Lo cual sería esperable si lo vemos de otra manera, ya que en la profundidad de la edad del Universo había bastante menos galaxias que ahora. Si las galaxias fueran en su mayoría muy antiguas, la expansión del Universo desde las edades tempranas -un factor 1.100 desde la recombinación- las habría separado mucho, cosa que se detectaría en la curva, que estaría desplazada hacia la derecha. [↩]
9. Las estrellas están agrupadas en tres tipos de familias. Las más jóvenes son las de Población I y las más viejas de Población III. Se diferencian no sólo en su edad, sino también por los elementos químicos que las componen. [↩]
10. Ya veremos también qué es esto del “corrimiento al rojo” con más detalle en una entrada posterior, pero tiene relación con la edad de la luz que recorre el Universo. A más edad, más corrimiento al rojo. Hoy z=1. [↩]

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