Polarización del fondo cósmico de microondas
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Polarización
del fondo cósmico
de microondas
Se buscan los secretos de la dinámica del universo primitivo
en el brillo ancestral de la gran explosión
Matthew Hedman
n el verano de 2002, un equipo de astrónomos, la temperatura del universo se desplomó hasta quedar en
E que trabajaba con un instrumento instalado en
el polo Sur, el Interferómetro de Escala Angular
en Grados (DASI), anunciaba el descubrimiento
de que el rescoldo de la gran explosión, la
radiación del fondo cósmico de microondas
(FCM), está ligeramente polarizado; es decir, que los
campos eléctricos de las microondas cósmicas presentan
una orientación preferencial. En otras palabras, la señal
procedente del espacio profundo tiene asociada una de-
varios miles de kelvin, los protones y los electrones se
recombinaron y formaron átomos de hidrógeno neutro;
los fotones quedaron libres para viajar por el cosmos.
Este “desacoplamiento” (de la materia y la radiación)
ocurrió cuando el universo contaba apenas con una edad
de 300.000 años.
Ahora, unos 13.700 millones de años más tarde, esos
fotones continúan viajando a través del universo. Sin
embargo, su longitud de onda ha seguido aumentado a
terminada dirección, como las direcciones de las señales medida que se expandía el universo: hoy día, el cosmos
de las estaciones de radio que afectan a la recepción por está sumergido en un débil baño de fotones de microon-
una antena que posea una orientación particular. Desde das, la radiación del FCM. El FCM está presente por
cinco años antes venía yo trabajando en la medición de todo el cielo, pero no se puede sentir ni ver porque es
esa esquiva señal. muy débil, casi mil millones de veces más tenue que
Queda mucho por investigar antes de que la parte las microondas de un horno. Pese a su sutileza, estas
polarizada del FCM desvele todos sus secretos. La com- microondas ancestrales contienen información crucial
ponente polarizada es, en el mejor de los casos, cien mil sobre el universo primitivo.
veces menor que la porción no polarizada del FCM, por Por fortuna, existen dispositivos especializados capaces
lo que medirla resulta muy difícil y requiere paciencia y de rastrear ese fondo de microondas. El FCM aparece
atención. No obstante, hay tanto que ganar, que varios sin cambios, isotrópico, allá donde se mire. Pero los
equipos están empeñados en conocerla mejor. instrumentos más sensibles, como DASI, pueden medir
diferencias muy pequeñas, o anisotropías, tanto en el
Orígenes brillo como en la polarización de la radiación proce-
Durante los primeros cientos de miles de años tras la dente de distintos puntos del cielo (véase la figura 1).
gran explosión, el universo contenía un plasma caliente, Que existan estas anisotropías revela que el plasma del
un mar gaseoso de partículas dotadas de carga. En la universo primitivo no era perfectamente uniforme.
mezcla coexistían también partículas de luz, o fotones. Las anisotropías del brillo y de la polarización fueron
Los fotones no llegaban muy lejos dentro del plasma causadas en el plasma primordial por fenómenos dife-
primordial; los dispersaban los electrones, que, someti- rentes, proporcionan, pues, informaciones distintas sobre
dos a un calor abrasador, no se ligaban a los protones. la naturaleza del universo primitivo. Las variaciones de
Esta dispersión fotónica hacía que el universo no fuese brillo observadas en el FCM reflejan las diferencias de
transparente a la luz. densidad en el plasma primordial: el plasma compri-
Al irse expandiendo el universo, el plasma ocupó un mido tiene una mayor temperatura y brilla con mayor
volumen cada vez mayor y, por lo tanto, se enfrió. Cuando intensidad. Las mediciones de las anisotropías del brillo,
72 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005
como las realizadas en 2003 por la 1. EL INTERFEROMETRO DE ESCALA ANGULAR DE GRADOS (DASI), instalado en la
sonda Wilkinson para el Estudio de Antártida, fue el primer instrumento que detectó la polarización de la radiación del fondo
la Anisotropía de las Microondas cósmico de microondas; fue en 2002. Muchos otros instrumentos intentan ahora refinar
(WMAP), aportan información sobre las primeras mediciones. Se espera que esta información aporte luz sobre propiedades
la estructura y la composición del fundamentales del universo primitivo, como la dinámica y la composición del plasma
universo primitivo (véase la figura 2). primordial y la presencia de ondas gravitatorias. Los edificios principales de la estación
Por otra parte, la anisotropía de la Amundsen-Scott del polo Sur se aprecian en el horizonte.
polarización del FCM podría desvelar
la dinámica del universo primitivo:
el movimiento del material en el la luz incidente no esté polarizada, la Existen dos mecanismos capaces
plasma primordial y el número de luz dispersada podrá tener una com- de provocar momentos cuadrupolares
ondas gravitatorias. ponente polarizada. locales: los flujos masivos de plasma
Sobre los electrones de un plasma y las ondas gravitatorias. Para repre-
La polarización inciden fotones desde todas las direc- sentar el proceso a través del cual el
La polarización del FCM se originó ciones. Si la luz incidente (no polari- movimiento masivo del plasma crea
en el plasma primordial como con- zada) brilla por igual en cada una de una señal polarizada, imaginemos que
secuencia de la interacción entre los ellas, la partícula se verá empujada fluye radialmente hacia algún punto
fotones y los electrones libres, fenó- con idéntica intensidad en todos los y que en ese flujo hay un gradiente
meno llamado “dispersión Thomson” ejes posibles. Puesto que el electrón de velocidad (véase la figura 7). Si
(véase la figura 5). Cuando la luz se movería de la misma forma por cambiamos nuestro sistema de refe-
(que, debe recordarse, es una onda todos los planos, la luz dispersada rencia por el de un electrón aislado,
electromagnética) incide sobre un no presentaría ninguna polarización nos parecerá que el plasma entorno
CORTESIA DE JOHN KOVAC/DASI/American Scientist
electrón, el campo eléctrico osci- promedio. Sin embargo, si la luz inci- se mueve hacia nosotros en todas las
lante de la onda hace que la par- dente brilla más a lo largo de un eje direcciones. Puesto que el plasma se
tícula dotada de carga vibre en el que de otro, el electrón se desplazará desplaza a altas velocidades, apare-
plano perpendicular a la dirección más en un plano que en otro, y la cen efectos relativistas: la porción
del movimiento del fotón. A su vez, radiación emitida estará linealmente de plasma que avance hacia nosotros
el electrón vibrante genera una nue- polarizada (véase la figura 6). De la nos parecerá más brillante que una
va onda electromagnética: emite luz. luz incidente cuyo brillo varía de esta porción inmóvil. Cuanto más rápido
Esta luz está polarizada a lo largo manera se dice que tiene un momento se mueva el plasma, más brillante
de la dirección de la aceleración del cuadrupolar. Por lo tanto, un momen- lo veremos. Puesto que el material
electrón y, en consecuencia, se ha- to cuadrupolar en la luz incidente que se desplaza hacia nosotros por
llará polarizada en el plano de su genera una componente polarizada delante y por detrás se aproxima a
movimiento. Por tanto, aun cuando en la radiación dispersada. una velocidad mayor que el mate-
INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005 732. EL MAPA DEL FIRMAMENTO levantado por la sonda Wilkinson para el Estudio de la
rial de los lados, habrá un momento
Anisotropía de las Microondas (WMAP) pone de manifiesto las variaciones de brillo (o
cuadrupolar en la intensidad de la
temperatura) de la radiación del fondo cósmico de microondas (rojo, más caliente; azul,
radiación incidente sobre el electrón.
En consecuencia, la luz dispersada más frío). El brillo cambia en una parte en diez mil. Las diferencias de polarización son
por el electrón tendrá una compo- de un orden de magnitud menos; cuesta más medirlas. La radiación del fondo cósmi-
nente polarizada. De esta forma, los co apareció 300.000 años después de la gran explosión, cuando el universo se hizo
cambios de la velocidad del plasma transparente a la luz. Las variaciones de brillo y polarización de esta radiación guardan
conducen a emisiones polarizadas. los secretos de la densidad y del comportamiento de la materia durante la infancia del
Los movimientos masivos de plas- universo. La sonda WMAP ya ha facilitado datos de la polarización; pronto se anunciarán
ma pueden estudiarse en un labora- mediciones más precisas.
torio. Las ondas gravitatorias cons-
tituyen un mecanismo más singular
de generar momentos cuadrupolares. consecuencia, la luz que se desplaza la sencilla razón de que el modo en
Consisten en distorsiones que se pro- en las dos direcciones ortogonales que se desplaza el material determina
pagan libremente por el espacio y presentará brillos diferentes y un mo- su destino. En cambio, la presencia
el tiempo, predichas por la Teoría mento cuadrupolar. Cuando esta luz o ausencia de ondas gravitatorias
General de la Relatividad de Einstein. incida sobre un electrón, se emitirá en el universo primitivo depende
Cuando pasa una onda gravitatoria, una onda de luz polarizada. de unos sucesos de los que se sabe
el espacio se estira y se achata al- poco, acontecidos durante una pe-
ternativamente a lo largo de dos ejes Los flujos frente a las ondas queña fracción de nanosegundo tras
ortogonales (véase la figura 8). Los El movimiento masivo del material la gran explosión. Por tanto, una de
fotones que se propagaran por una di- en el universo primitivo guardó estre- las señales polarizadas (la procedente
rección vertical se aproximarían entre cha relación con las anisotropías de de los flujos de plasma) debe ser
NASA/WMAP SCIENCE TEAM (arriba); BARBARA AULICINO (abajo)/American Scientist
sí, mientras que los que se propaga- densidad del plasma primordial por compatible con el brillo observado
sen horizontalmente se separarían. En
3. LAS ALTERACIONES DEL PLASMA Envoltura de plasma Los fotones se liberan del plasma
que observaremos desacoplado y se dirigen
PRIMORDIAL (izquierda) imprimieron hacia la Tierra
La Tierra
variaciones en la radiación liberada estará aquí
Variaciones Variaciones
durante el desacoplamiento, cuando el de pequeña de pequeña
universo se hizo transparente. Los fotones escala escala
de la radiación que detectamos se han
estado dirigiendo hacia la Tierra desde el
desacoplamiento, de ahí que parezca que
se originaron en una envoltura esférica
centrada en la Tierra (derecha). Las
estructuras y los rasgos de diferentes
Plasma Variaciones Variaciones
escalas de longitud del universo primitivo de gran escala de gran escala
caliente Plasma
se corresponden con distintas escalas frío
angulares en el cielo.
74 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005(que refleja las variaciones de den-
sidad), mientras que la otra señal Filtro
(la de las ondas gravitatorias) debe polarizador
todavía medirse, para comprobar si-
quiera que existe en realidad. Pero
podemos estudiar las dos señales por
separado porque los flujos masivos y
las ondas de gravedad producen en Componente
el cielo luz polarizada con caracte- polarizada
Sólo pasa horizontal
rísticas diferentes. la componente
En principio, podrían observarse polarizada
varios patrones diferentes de seña- vertical
les polarizadas. Los patrones que no Fuente
Componente de radiación
cambian en una reflexión especular
polarizada
se llaman modos E, mientras que los vertical
que sí cambian se denominan modos
B (véase la figura 9). Los flujos ma-
sivos de plasma no pueden generar 4. LA RADIACION ELECTROMAGNETICA NO POLARIZADA consiste en la oscilación de
los modos B; su generación requiere campos eléctricos perpendiculares a la dirección de propagación, pero, por lo demás,
complejos flujos circulares que no con una orientación aleatoria. El paso de esta radiación a través de un filtro especial
pudo haber en el plasma primordial.
polariza la luz, de forma que los campos eléctricos se orientan en una única dirección
Por el contrario, las ondas gravitato-
rias crean modelos E y B con pareja preferencial.
eficiencia. De ahí que quepa distin-
guir entre las dos fuentes mediante En la práctica, no resulta tan sen- Extracción de la información
la cuantificación de las señales de los cillo separar las señales debidas a los El fondo cósmico de microondas es
modos E y B. Puesto que la pola- flujos masivos de las señales causa- una poderosa herramienta para el es-
rización debida a los flujos masivos das por las ondas gravitatorias. Los tudio del universo primitivo no sólo
es más intensa que la debida a las fotones han estado viajando por el porque las variaciones en el brillo
ondas gravitatorias, los patrones de universo durante 13.700 millones de y en la polarización guarden una
modo E miden eficazmente el flujo años; han pasado por distintos avata- relación directa con la densidad, el
y el reflujo del plasma primordial, res, que podrían haber contaminado movimiento y el contenido de ondas
mientras que los patrones de modo los datos. No sabemos si tales fenó- de gravedad del plasma primordial,
B informan sobre el estiramiento y menos impedirán la detección de las sino también porque las propieda-
achatamiento del espacio-tiempo. ondas de gravedad. des y la dinámica del universo a la
Radiación
Radiación polarizada
dispersada y dispersada
polarizada en este plano
Radiación
incidente
polarizada
Radiación
BARBARA AULICINO/American Scientist
Electrón que oscila incidente
a lo largo de este eje no polarizada
5. LA DISPERSION THOMSON entre los electrones libres y los perpendicular a la dirección del fotón incidente. El electrón osci-
fotones generó, en el plasma primordial, radiación polarizada. lante emitirá luz polarizada en el plano en que se mueve. De este
Cuando la radiación incide sobre un electrón (bola roja), la onda modo se crea radiación polarizada, se halle polarizada la radiación
electromagnética provoca la oscilación del electrón en un plano incidente (derecha) o no (izquierda).
INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005 75opuesto, llevando el material fuera
de las regiones densas y reduciendo
la diferencia de densidad.
Momento cuadrupolar
Los efectos de estas dos fuerzas
en la intensidad dependerán notablemente de la escala
de la radiación Momento cuadrupolar de la fluctuación, ya que el universo
incidente en el movimiento en cualquier instante de su historia
del electrón
presenta una longitud intrínseca lla-
mada horizonte, la distancia que la
luz ha viajado en el tiempo desde la
gran explosión. Si la longitud de onda
de la fluctuación es mucho mayor que
el horizonte, a cualquier electrón del
plasma el universo le parecerá prácti-
camente homogéneo, y el plasma no
tenderá a moverse. Pero si la longitud
de onda de la fluctuación es mucho
menor que el horizonte, los electrones
“verán” regiones de distinta densidad;
quedarán, pues, sujetos a las fuerzas
que los empujarán hacia las regiones
Radiación dispersa más densas (gravedad) o hacia las
parcialmente polarizada menos densas (presión). Por tanto, las
variaciones de escala mayores que el
horizonte no cambiarán apenas con el
6. DE UNA RADIACION INCIDENTE que brille más a lo largo de un eje (izquierda) que a tiempo, mientras que las variaciones
lo largo de otro (arriba) se dice que presenta un momento cuadrupolar. Cuando esta luz menores evolucionarán a medida que
el plasma se mueva en respuesta a las
incide sobre un electrón (bola roja), la partícula dotada de carga oscila más en un plano
fuerzas de gravedad y presión.
que en el otro y, por tanto, dispersa una radiación parcialmente polarizada. Los momen-
El horizonte crece con la expan-
tos cuadrupolares de la radiación del plasma primordial produjeron radiación polarizada sión del universo; en el momento
(véanse las figuras 7 y 8). del desacoplamiento —cuando los
fotones del FCM se liberaron del
edad de 300.000 años fueron menos variaciones en una escala determina- plasma primordial— el universo era
complejas que las de otros sistemas da de manera independiente, como más pequeño que ahora. Por tanto,
astrofísicos; por ejemplo, menos que si las otras variaciones no hubieran el FCM contiene información so-
las de una galaxia espiral. Esta sim- ocurrido. bre las variaciones mayores y me-
plicidad se aprecia en el mapa de Las anisotropías del FCM acostum- nores que el horizonte. Puesto que
las anisotropías de brillo del FCM bran representarse por medio de un las variaciones mayores apenas han
producido por WMAP, que muestra espectro de potencias, una gráfica que cambiado con respecto a su estado
manchas calientes y frías de tamaños muestra la amplitud de las variacio- inicial, revisten particular interés en
y formas diversos, pero donde no nes en función de la escala (véase la la investigación de las propiedades
existe ninguna estructura clara, como figura 10). Las predicciones de los del universo primitivo. Sin duda, la
arcos o brazos espirales. modelos cosmológicos y los datos polarización debida a las ondas de
No cuesta demasiado cuantificar y procedentes de los experimentos re- gravedad es más detectable a escalas
analizar las anisotropías porque, pese velan varias estructuras, cada una de grandes. Sin embargo, puesto que
a que existen manchas calientes y las cuales fue causada por procesos el plasma apenas se movía a dichas
frías en un amplio rango de escalas, físicos distintos. Para hacernos una escalas, la polarización debida a los
las amplitudes de las variaciones son idea de tales procesos, imaginemos flujos masivos es muy pequeña.
pequeñas. El brillo cambia en una una variación en una escala única, Las variaciones a escalas más
parte en diez mil; la polarización, en en la cual la densidad del plasma cortas que la escala del horizonte
un orden de magnitud menos. Lo que primordial cambie con la posición en el desacoplamiento cambiaron su
quiere decir que las variaciones en la de manera sinusoidal. La amplitud estado inicial cuando el horizonte
BARBARA AULICINO/American Scientist
densidad y el movimiento del plasma de la fluctuación —la diferencia de creció más que la longitud de onda
fueron, en ambos casos, mínimas. La densidad entre las regiones más y me- de la fluctuación. En este momento,
debilidad de las variaciones dificulta nos densas— cambiará con el tiempo las regiones de densidad distinta se
su detección, pero permite simplifi- bajo la influencia de dos fuerzas: la hallaban en contacto, y el plasma se
car las ecuaciones que describen el presión y la gravedad. La gravedad movía en respuesta a la gravedad y
movimiento del plasma primordial. tiende a arrastrar el material hacia a la presión antes de que los foto-
En concreto, las variaciones en una las regiones más densas, aumentando nes se desacoplaran. Estas escalas
escala no afectaron a las otras esca- la magnitud de la variación de den- proporcionan información sobre las
las. Por tanto, podemos considerar las sidad. La presión actúa en sentido propiedades dinámicas del plasma,
76 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005Flujo de plasma
Sistema de referencia: fuera del plasma Sistema de referencia: dentro del plasma
7. LAS DIFERENTES VELOCIDADES DEL FLUJO DEL PLASMA velocidades relativas tienen un momento cuadrupolar (derecha).
PRIMORDIAL (flechas rojas) actuaron como polarizadores de Puesto que el plasma primordial se movía a velocidades altas,
la radiación del fondo cósmico. Imaginemos un plasma que aparecen ciertos fenómenos relativistas: cuanto más rápido se
fluyera a través de un embudo y fuera frenándose a medida aproxime el plasma, más brillante parecerá. En consecuencia,
que se acerca a su destino (izquierda). Un electrón del interior existe un momento cuadrupolar en la intensidad de la radiación
del plasma “ve” que el plasma que le rodea se desplaza hacia que incide sobre el electrón; la radiación dispersada por la
él a velocidades diferentes: más rápido desde la izquierda y partícula cargada presentará una componente polarizada (véase
la derecha, más despacio desde arriba y abajo; es decir, las la figura 6).
tales como la densidad de masa y la polarización por medio de los movi- de la polarización y del brillo del
velocidad del sonido, que dependen, mientos masivos del plasma; en el es- FCM se encuentran estrechamente
en buena medida, de la composición pectro de potencias aparece una serie acopladas.
del universo primitivo. de picos y valles. Hay una relación Las variaciones del FCM experi-
La pugna entre las fuerzas de gra- simple y directa entre las variaciones mentaron más cambios durante el
vedad y la presión provoca la oscila- de la velocidad y la densidad de un desacoplamiento y posteriormente al
ción del plasma hacia fuera y hacia el plasma oscilante, análoga a la relación mismo; no se trató de un proceso
interior de las regiones densas. Estas entre la posición y la velocidad de instantáneo. Mientras se producía,
oscilaciones modifican las variaciones una masa en un resorte. En conse- los fotones viajaron distancias finitas
de brillo y generan una considerable cuencia, a esas escalas las variaciones entre dispersiones, y por tanto cance-
BARBARA AULICINO/American Scientist
8. LAS ONDAS DE GRAVEDAD del universo primitivo debieron de es- ejes se modifican también. Esta distorsión pudo producir un momento
tirar y aplanar el plasma primordial a lo largo de dos ejes ortogona- cuadrupolar en el brillo (sombreado) de la radiación del plasma y
les. Cuando la forma de una región se distorsiona, la densidad y las polarizar, pues, la radiación del fondo cósmico (véase la figura 6).
longitudes de onda de los fotones que se desplazan a lo largo de los No se han detectado ondas gravitatorias en la señal polarizada.
INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005 77laron cualquier variación acontecida esencialmente proporcionales a las brillo concuerdan con la polariza-
a menor escala. Tras el desacopla- escalas de longitud del universo tem- ción esperada. Es más, ni siquiera
miento, algunos fotones fueron dis- prano. Si el universo no estuviera en se ha detectado la esquiva señal de
persados por el plasma tenue produ- expansión y se atuviera a una sim- las ondas de gravedad.
cido por las estrellas y otros objetos ple geometría euclídea, la constante
luminosos, y otros se desviaron al de proporcionalidad vendría fijada Medición de la polarización
pasar cerca de objetos de gran masa. por el radio de la esfera. Sin em- Se emplean varios procedimientos
Estos fenómenos alteraron de forma bargo, el universo se ha expandido para extraer la débil señal de la po-
particular las señales de la polariza- desde que se liberaron los fotones, larización de la más intensa radiación
ción, a gran y a pequeña escala, de y la geometría del universo podría no polarizada. Cada método presenta
ahí que las observaciones del FCM no ser exactamente euclidiana. En sus propios puntos fuertes y sus pro-
perfilen ciertas características del uni- consecuencia, la escala angular de los pias dificultades, pero todos compar-
verso tras el desacoplamiento. rasgos en el FCM depende también ten ciertas características básicas.
Aunque la física que determina de la geometría y de la historia de Todas las técnicas miden la dife-
las estructuras y las propiedades la expansión del universo. rencia en la intensidad del campo
del plasma primordial depende de A pesar de que WMAP y otros eléctrico a lo largo de dos ejes or-
la escala de la longitud de las varia- experimentos observan ahora y miden togonales. Las medidas diferencia-
ciones, éstas se miden en la práctica muchos rasgos del espectro de po- les son comunes en polarimetría, y
por su escala angular sobre el cielo. tencias de las anisotropías del brillo, particularmente útiles en este con-
Desde el desacoplamiento, los foto- sólo se acaba de empezar a abordar la texto porque la resta de dos señales
nes se han venido dirigiendo hacia polarización del FCM. Los datos po- ortogonales cancela, en principio, la
nosotros; parecen, pues, originarse larimétricos carecen de la precisión componente no polarizada. Sin em-
en una envoltura esférica centrada suficiente para mostrar con claridad bargo, puesto que la señal polarizada
en la Tierra (véase la figura 3). Las los patrones predichos o demostrar es muy pequeña, no podemos estar
escalas angulares del cielo, pues, son con contundencia que los datos de seguros de que la diferencia medida
con el instrumento no venga causada
por alguna asimetría del equipo. La
rotación periódica del equipo permiti-
Modos E Modos B
ría eliminar de la señal real del cielo
la contribución instrumental, pero en
la práctica la rotación completa del
instrumento es complicada, por lo
que se emplean técnicas inteligentes
para modular la radiación polarizada
entrante y separar la señal real de
los artefactos instrumentales.
Hay que tener además mucha pa-
ciencia, porque la señal es demasia-
do pequeña para medirla con rapidez.
Sólo se puede recoger un número
fi nito de fotones por segundo; la
señal está con frecuencia domina-
da por fluctuaciones aleatorias. Por
tanto, se debe repetir la medición
durante muchos segundos para que
las variaciones aleatorias se anulen
y quede sólo la señal real de la
polarización. Incluso con los mejo-
res instrumentos se requieren horas
para detectar la señal dominante
Flujo de plasma
procedente del movimiento masivo
del plasma primordial. Caracterizar
Ondas gravitatorias polarización y detectar las ondas
BARBARA AULICINO/American Scientist
gravitatorias primordiales requieren
9. DOS PATRONES DE SEÑALES POLARIZADAS puede haber en el fondo cósmico de años de observación.
Varios equipos de investigación
microondas. El patrón de modos E presenta simetría especular, tal y como se aprecia
construyen hoy grandes redes de
en las reflexiones de abajo, mientras que los modos B cambian cuando se reflejan en un polarímetros con el fin de acelerar
espejo. Los flujos masivos del plasma primordial generaron sólo modos E; las ondas de las observaciones. Puesto que cien
gravedad habrían producido los dos patrones. Cada barra representa la señal polarizada polarímetros pueden ver en un día
en un punto del cielo. La longitud de la barra corresponde al tamaño de la señal y su lo que un detector recogería en cien
orientación indica la dirección de polarización. días, estas redes se convertirán en
78 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005+
Predicciones teóricas Predicciones teóricas
Sonda Wilkinson
Variaciones de la polarización de modo E
Cartógrafo del Fondo Cósmico
para la Anisotropía
de las Microondas Interferómetro de escala
Variaciones en la intensidad del brillo
Cartógrafo del Fondo angular gradual
Cósmico Cartógrafo de la Polarización
Red de Bolómetros de la Anisotropía Cósmica
para la Cosmología
de Minutos de Arco
0
–
90 2 0,5 0,2 1,0 0,2 0,1
Escala de las variaciones (grados) Escala de las variaciones (grados)
10. LAS ANISOTROPIAS DEL BRILLO (izquierda) y de la polariza- fluía poco, pero si las ondas de gravedad existieron, deberían
ción de modo E (derecha) del fondo cósmico de microondas manifestarse a esta escala. A escalas intermedias (de 2 grados
se pueden cuantificar con un espectro de potencias, que muestra a 0,2 grados), una serie de picos y valles reflejan las oscilacio-
la amplitud de las variaciones a diferentes escalas angulares. nes del plasma primordial. Los picos de las variaciones de brillo
Aquí se comparan las predicciones teóricas con los resultados de se identifican con grandes variaciones de densidad en el momento
varios instrumentos. En el universo primitivo, cada proceso tenía del desacoplamiento, mientras que los picos en la polarización
su importancia a una determinada escala; los rasgos correspon- indican que el material se desplazaba rápidamente. Las varia-
dientes a diferentes escalas angulares remiten, pues, a fenó- ciones de las escalas angulares más pequeñas (menos de 0,2
menos diversos acontecidos en el plasma primordial. A grandes grados) disminuyen porque durante el desacoplamiento los fotones
escalas angulares (mayores que 2 grados), las variaciones reflejan recorrieron distancias finitas entre una dispersión y la siguiente,
las condiciones de los primeros momentos del universo. La borrando las variaciones de pequeña escala. Las dos gráficas se
ADAPTADO DE WMAP SCIENCE TEAM DATA (gráfica de la izquierda); ADAPTADA DE REDHEAD ET AL, 2004 (gráfica de la derecha)/American Scientist
polarización de modo E es pequeña, lo que indica que el plasma han realizado a distinta escala.
poderosas herramientas para el estu- nes del Fondo Cósmico (CBI)— hi- Creador de Imágenes Q/U (QUIET)
dio de la polarización primordial en cieron públicas las nuevas medidas y QUEST de DASI (QuaD), han in-
cuanto comiencen a funcionar a lo de la polarización del FCM. Los crementado sus esfuerzos. Estos y
largo de los próximos años. científicos del WMAP anunciarán otros experimentos proporcionarán
El fondo cósmico de microondas pronto sus resultados. Durante los nuevos resultados, interesantes y qui-
no es la única fuente de microondas últimos meses, varios grandes pro- zá sorprendentes, sobre la dinámica
polarizadas. Los electrones y el polvo yectos nuevos, como el Experimento del universo primitivo.
del interior de nuestra galaxia y de
los objetos extragalácticos polarizan
también la radiación a las longitudes
de onda del FCM. Aunque estas seña- El autor
les polarizadas pudieran ser débiles, Matthew Hedman es investigador asociado del departamento de astronomía de la
no está claro si deben despreciarse, Universidad Cornell. Participó en la detección de la polarización del fondo cósmico
en particular cuando se trata de de- de microondas en sus años de doctorando de la Universidad de Princeton y, luego,
tectar la tenue señal de las ondas siendo ya investigador del Centro de Física Cosmológica (hoy Instituto Kavli de Física
gravitatorias. Afortunadamente, los Cosmológica) de la Universidad de Chicago. Actualmente se ocupa del análisis de los
espectros de frecuencia de estas datos enviados por la nave Cassini desde Saturno.
otras fuentes difieren del espectro ©American Scientist Magazine.
del FCM; por eso, se está planeando
medir la polarización cosmológica Bibliografía complementaria
en varias longitudes de onda. Estas FIRST-YEAR WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP) OBSERVATIONS: PRELIMINARY
observaciones deberían identificar di- MAPS AND BASIC RESULTS. C. L. Bennett et al. en The Astrophysical Journal Supple-
cho ruido y aislarlo de las señales ment Series, vol. 148, págs. 1-27; 2003.
de origen cosmológico. POLARIZATION OBSERVATIONS WITH THE COSMIC BACKGROUND IMAGER. A. C. S. Redhead et
Queda mucho camino por reco- al. en Science, vol. 306, págs. 836-844; 2004.
rrer en el estudio de la polarización FIRST MEASUREMENTS OF THE POLARIZATION OF THE COSMIC MICRO-WAVE BACKGROUND AT
del FCM. Aun así, se ha progresa- SMALL ANGULAR SCALES FROM CAPMAP. D. Barkats et al. en Astrophysical Journal
do bastante. En septiembre de 2004, Letters, vol. 619, pág. L127; 2005.
varios grupos experimentales —los DASI THREE-YEAR COSMIC MICROWAVE BACKGROUND POLARIZATION RESULTS. E. M. Leitch,
de DASI, el Cartógrafo de la Pola- J. M. Kovac, N. W. Halverson, J. E. Carlstrom, C. Pryke y M. W. E. Smith en The
rización de la Anisotropía Cósmica Astrophysical Journal, vol. 624, págs. 10-20; 2005.
(CAPMAP) y el Creador de Imáge-
INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, diciembre, 2005 79También puede leer
