El origen y destino del universo

Hace unos días, el 16 de marzo, científicos de instituciones estadounidenses y canadienses presentaron nuevos datos del satélite de la NASA denominado Wmap (Wilkinson Map Anisotropy Probe o Sonda del Mapa de Anisotropía Wilkinson). El nombre es en honor del gran astrofísico de Princeton y pionero en el estudio del fondo de microondas, David Wilkinson, fallecido en 2002.

Desde Junio de 2001, Wmap se encuentra situado en uno de los puntos de Lagrange del sistema gravitatorio Tierra-Sol, a un millón y medio de kilómetros de la Tierra en la posición más alejada del Sol; un ambiente excepcionalmente estable para observar. Wmap consiste en dos telescopios que enfocan dos puntos del cielo separados 140 grados aproximadamente en 10 radiómetros diferenciales. Observa un 30% del cielo cada día, todo el cielo cada seis meses, en cinco regiones separadas de frecuencia entre los 22 y los 90 gigahercios (miles de millones de ciclos por segundo).

Sólo el 4% de la energía corresponde a los átomos que forman el universo visible

Wmap nos ha proporcionado la fotografía más detallada del Universo cuando éste contaba tan sólo con unos 400.000 años frente a los actuales 14.000 millones de años, un recién nacido de horas comparado con un adulto de 50 años. El Universo era mucho más simple, no existían galaxias ni ningún otro tipo de estructuras. Analizar los detalles de esta fotografía permite a los científicos determinar el contenido del Universo, comprender el origen de la formación de galaxias y comenzar a comprobar las teorías que describen lo que ocurrió en los primeros instantes de la evolución del Universo.

Uno de los más importantes resultados científicos del siglo XX es la observación de que el Universo se expande. El Universo fue más pequeño y más caliente cuando era más joven. Cuando el Universo visible era sólo una cienmillonésima del tamaño actual y la temperatura era comparable a la del interior de las estrellas, la materia conocida estaba en forma de protones y otros núcleos ligeros, electrones, y fotones (radiación). En tales condiciones, la radiación interacciona con las partículas múltiples veces, de modo que el medio es opaco a la radiación. Un ejemplo ilustrativo es el de la luz del Sol al pasar por una nube opaca: la luz queda atrapada en las múltiples interacciones con las pequeñas gotas de agua. La frecuencia de la radiación está caracterizada por la temperatura del medio. El continuo enfriamiento debido a la expansión permitió que los primeros átomos de hidrógeno se formaran por combinación de protones y electrones. El universo se hizo transparente a la radiación, que escapó hasta nosotros después de la última colisión. Desde entonces, la radiación se ha enfriado, esto es, su frecuencia se ha reducido por efecto de la expansión del universo, un análogo al cambio de tono cuando un objeto sonoro se mueve respecto a nosotros. En 1992, el espectrofotómetro en el satélite Cobe (Cosmic Background Explorer o Explorador del Fondo Cósmico) de la NASA, midió el espectro de la radiación y comprobó que era térmico, tal y como predice la Teoría del Big Bang.

George Gamow fue el primero en predecir la existencia de esta radiación. Su detección es un bello ejemplo en la historia del descubrimiento científico. En 1965, Penzias y Wilson observaron un exceso de ruido en los receptores de radio que estaban construyendo en los Laboratorios Bell en Nueva Jersey. Ciertamente, no era la primera vez que tal ruido aparecía, pero estos investigadores, con sus receptores más desarrollados, caracterizaron las propiedades de esta radiación. Dicke, Peebles, Roll, y Wilkinson, en la Universidad de Princeton, estaban diseñando el experimento de detección de la radiación de fondo cuando recibieron las noticias del descubrimiento de Penzias y Wilson. Inmediatamente, concluyeron que el ruido electromagnético estudiado por sus colegas era el fondo de radiación cósmico que ellos buscaban. Penzias y Wilson compartieron el premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento.

En 1992, Cobe observó por primera vez que, aunque el fondo de radiación es muy uniforme, hay pequeñas fluctuaciones en la temperatura de la radiación, cambios de unas partes en un millón. Wmap da un paso de gigante en la comprensión del Universo al medir nuevos detalles en la estructura de las fluctuaciones debido a una mejor resolución angular que Cobe. En 2003, Wmap presentó sus primeros resultados con un año de observación. Ahora, Wmap aumenta la calidad de la fotografía, mostrándonos con mayor fiabilidad el contenido energético del Universo: sólo el 4% corresponde a los átomos que forman el universo visible; el 22 % corresponde a una forma de materia diferente que no emite o absorbe luz y que denominamos materia oscura; el resto, diferente de cualquier tipo de materia, nombrada energía oscura, actúa acelerando la actual expansión del Además de determinar la amplitud de las fluctuaciones de la temperatura, Wmap ha medido la dirección de la polarización de la radiación de fondo. La polarización de la radiación se debe a la interacción de ésta con la distribución de electrones libres. Esta nueva información en la fotografía es esencial para determinar cuándo el Universo se volvió a ionizar y se formaron las primeras estrellas.

Es importante señalar que no sólo podemos comprender que ocurre en el Universo a partir de su edad temprana revelada en la fotografía de Wmap. Hoy los científicos creemos que es posible discernir lo que ocurrió en la primera fracción de segundo. Las fluctuaciones en la temperatura son debidas a las variaciones en la densidad de materia en el universo joven, una especie de memoria fósil de lo que ocurrió en el primer instante. Más aún, Wmap ha mostrado que está a nuestro alcance medir la polarización de la radiación debida al medio ionizado cuando el universo liberó la radiación. Está a nuestro alcance demostrar si el Universo se triplicó unas 60 veces en una fracción de segundo, durante el periodo que se denomina inflación.

Carlos Peña Garay es físico de astropartículas en el Instituto de Estudios Avanzados en Princeton (EE UU).