The Microwave Background: A codified text about the history of the Universe. The Universe has always been filled by a sea of photons: the so-called Cosmic Microwave Background (CMB). Cosmological structures –galaxies, clusters, walls et cetera- formed inside the CMB and altered the photon frequencies producing an observable imprint. As the author explains, the greater part of cosmological evolution can be inferred from the features of this imprint, and such characteristics could be seen as the text of a codified book about the history of the Universe. Here D. Sáez gives some examples of the type of experiment designed to crack this code.
En el seu estat actual, l’univers està molt buit, molt fred i en expansió. En els anys vint, Hubble va demostrar que les galàxies se separen totes de totes; és a dir, que l’univers s’expandeix. A causa de l’expansió, la temperatura ha anat baixant durant milers de milions d’anys, per tant l’univers primitiu degué ser molt calent. Ningú no sap quin és l’origen de l’expansió, però tot s’esdevé com si una gran explosió (Big Bang) haguera produït les condicions inicials per a l’evolució.
Fins fa molt poc es pensava que l’univers solament contenia galàxies, matèria fosca i radiació. Amb aquesta composició, l’expansió devia ser frenada per la força –sempre atractiva– de la gravetat. Això no obstant, observacions recents de supernoves llunyanes de tipus Ia semblen indicar que actualment l’expansió de l’univers es va accelerant. Si això resulta definitivament cert, deu existir algun altre component energètic que produesca la força repulsiva responsable de l’acceleració. Potser es tracta de l’efecte d’algun camp que es troba en el seu estat de mínima energia (buit), i que es manifestaria exactament igual que l’anomenada constant cosmològica (introduïda per Einstein per crear forces repulsives en cert model estàtic d’univers).
«Un dels nostres objectius és fer mapes simulats i comparar amb les prediccions dels diferents models teòrics»
Actualment, la radiació de fons de microones (RFM) és una distribució de fotons amb freqüències compreses entre ~10³ GHz i ~0,4 GHz. Hi ha fotons de totes aquestes freqüències en determinades proporcions. Hom ha verificat que aquestes proporcions són les mateixes que apareixerien en la radiació emesa per un cos negre que estiguera a una temperatura d’uns 2.73 graus Kelvin. Aquest fons de radiació el va predir George Gamov en els anys quaranta i va ser detectat el 1965 per Arno Penzias i Robert Wilson. La detecció va ser casual. Aviat es va veure que una radiació com l’observada solament es podia formar –com a resultat de la interacció dels seus fotons amb la matèria– en un univers molt calent. Aquest fet va transformar el descobriment de Penzias i Wilson en un dels pilars fonamentals del model de Big Bang, en el qual l’univers primitiu és extraordinàriament calent i la formació del fons de microones resulta inevitable.
La RFM és rebuda quasi amb la mateixa intensitat en qualsevol direcció, el que significa que no és emesa per estructures discretes com ara galàxies o estels. En realitat, aquestes estructures es van formar en el seu si. Podem dir que la RFM va ser testimoni de l’evolució de les protoestructures que donaren lloc a les galàxies i a les seues agrupacions (cúmuls, parets, etc.). Aquestes protoestructures, quan interaccionaren amb la radiació, hi deixaren una empremta: una mena de missatge xifrat que hem d’interpretar. Com és aquesta empremta? Es tracta de diferències molt petites entre les temperatures de la RFM corresponents a direccions distintes. Gran part de la història de l’univers està escrita en la distribució angular –en l’esfera celest– d’aquestes temperatures, i més concretament, en les correlacions entre les temperatures que corresponen a direccions diferents. El missatge escrit en la RFM és tan important que no s’estalvien esforços per mesurar-ne la temperatura en tantes direccions com siga possible, a fi d’estimar i intepretar les correlacions que apareguen.
Les protoestructures interaccionen amb els fotons canviant la seua freqüència. Tres canvis de freqüència –per causes diferents– es van superposar: 1) el que experimenta qualsevol fotó per moure’s en el camp gravitatori creat per les protoestructures; 2) el que experimenten els fotons de microones quan interaccionen amb electrons energètics onsevulga que n’hi haja, i 3) el que experimenta tot fotó quan existeix un moviment relatiu entre la zona de la qual prové i l’observador (efecte Doppler). En presència d’una distribució de protoestructures en evolució, els fotons de la RFM que ens arriben des de direccions distintes experimenten canvis de freqüència diferents, els quals dependran de la distribució i estat evolutiu de les protoestructures que els fotons troben en cada camí. Quan canvien les freqüències dels fotons canvia la temperatura de la seua distribució. Les temperatures resultants –com els canvis de freqüències– depenen de la direcció, per això es diu que estan distribuïdes de manera anisotròpica. En l’argot cosmològic, les diferències de temperatura corresponents a direccions distintes es diuen anisotropies.
Fins a l’any 1992 solament s’havia detectat l’anomenada anisotropia dipolar: unes diferències de temperatura degudes al moviment peculiar del Grup Local (agrupació formada per una vintena de galàxies a la qual pertany la Via Làctia). Aquell any, un grup liderat pel doctor G. Smoot que utilitzava un satèl·lit de la NASA anomenat COBE va detectar altres anisotropies més petites produïdes pel mecanisme gravitatori esmentat adés. Aquest grup podia trobar diferències relatives de temperatura per a parells de direccions separades per una distància angular major que uns 10°. El valor típic de les citades diferències relatives va resultar ser de l’ordre de 10-5, un valor molt petit. Els aparells a bord del COBE no tenien prou resolució per mesurar diferències relatives per a distàncies angulars menors que 10°, però aquestes mesures són necessàries per a estudiar les anisotropies d’origen no gravitatori. Alguns detectors que operen des d’observatoris terrestres (Tenerife, Pol Sud, etc.) i des de globus sonda han fet alguns mesuraments d’aquesta mena; no obstant això, els experiments amb millors perspectives són els que s’han projectat per a mesurar des de l’espai (sense el problema de l’atmosfera i capaços de cobrir quasi tot el cel en el transcurs de la missió). Entre aquests cal citar la missió MAP de la NASA, que mesurarà anisotropies considerant parells de direccions separades més de 30’ i el satèl·lit Planck de l’Agència Espacial Europea, que serà llançat uns anys després que MAP i que prendrà mesures per a separacions angulars encara més petites (majors d’uns 10’).
L’autor d’aquestes ratlles en col·laboració amb el professor J. V. Arnau i els doctors M. J. Fullana i V. Quilis, ha investigat diversos aspectes de la RFM. Aquest petit grup que pertany a un altre de major –subvencionat actualment pel Ministeri d’Educació i Cultura– ha estudiat la empremta que certes estructures cosmològiques –com ara el Gran Atractor, els cúmuls rics de galàxies i els anomentas buits– imprimeixen sobre la RFM. A més, alguns membres del grup han fet mapes –simulats amb ordinadors– de la distribució de les temperatures de la RFM en el cel i els han sotmès a anàlisis apropiades. Aquestes investigacions han donat lloc a mombrosos articles publicats en revistes internacionals especialitzades. El grup pensa continuar treballant en aquesta línia, d’una banda estenent els estudis esmentats adés al cas –de moda– d’un univers amb constant cosmològica, i de l’altra col·laborant amb l’equip del detector de baixa freqüència del projecte Planck (al qual D. Sáez pertany en qualitat d’associat). Un dels nostres objectius és fer mapes simulats del que veurien els detectors de Planck i estudiar la forma de comparar la informació continguda en aquests mapes –després d’eliminar sorolls i contaminacions– amb les prediccions dels diferents models teòrics. És una prolongació natural de la línia de simulacions de fons de microones prèviament desenvolupada pel grup.
