ONDIUX: enero 2009

Radiación de Fondo del Universo
Para el curso:
Introducción a la Astrofísica
Dirigido por: Dª. Mº. Begoña de Luis Fernández.
Programa de formación del profesorado (PFP) UNED
Autor: Enrique González Lafuente
Fecha: 20 de Mayo de 1994 .

Índice:

Prefacio.
Desarrollo de la Cosmología Moderna.
En el Comienzo : A. Einstein.
Los Modelos de A. Friedmann.
El Huevo Cósmico de Georges Lemaìtre.
E. Hubble.
El Universo caliente de G. Gamow.
Los dos pronósticos acertados de Gamow.
Nacimiento de la Radioastronomía.
Las Misteriosas Ondas en el Radiotelescopio de Karl Jansky.
Robert Henry Dicke.
Y llego el descubrimiento.
La etapa contemporánea en el desarrollo de la Cosmología.
La Antena de Crawford Hill.
Los Satélites Echo.
¿ De donde procedía aquella fastidiosa interferencia?.
Radiación del Cuerpo Negro.
Características del extraño ruido de fondo.
El problema de la Isotropía.
La prueba más firme en apoyo del Big Bang.
El proceso de la Expansión:
El Premio Nobel a La Teoría del Big-Bang.
Puntos Débiles de La Gran Explosión.
Análisis de la Radiación relicta.
Fotones relictos por unidad de volumen.
¿ Cuál es la Densidad de la radiación relicta ?.
¿ Qué pasaba con estas partículas en el pasado ?.
Los fotones relictos.
Los protones.
George Smoot.
Bibliografía.
Procedencia de las fotografías
Anexo 1
Anexo 2

Prefacio

"No hay nada permanente excepto el cambio."

Heráclito.

Al tener la tarea de realizar un trabajo de investigación, me pareció interesante hacerlo del famoso y casi cotidiano Big Bang, pero la tarea podía ser desalentadora si pretendía hacer algo realmente serio, ya que debido a su extensión el proyecto llevaba tintes de ser algo casi enciclopédico. Una de las opciones que me quedaba era descartar cantidad de hechos relevantes y algunas de las teorías que arrojarían alguna luz sobre el tema; ya que la Gran Explosión o Big Bang parece ser la mejor forma que tenemos de representar la Historia del Universo (ya que lo abarca literalmente todo). Y otra de las opciones era centrarme en un tema que me pareció que era de su interés: La radiación de fondo del Universo.

Para reconstruir la historia del Universo, los astrofísicos se esfuerzan en basar sus especulaciones teóricas en la verificación experimental. La única vía para ellos consiste en encontrar vestigios de los tiempos pasados, que a continuación se examinan a la luz de la teoría. Los progresos en las comunicaciones espaciales y en la estadística han permitido descubrir en la superficie misma de la tierra un verdadero fósil cosmológico: la radiación térmica universal.

El descubrimiento realizado casi casualmente en 1964 de la llamada "radiación fósil a 3ºk" o "de cuerpo negro" ha sido un factor determinante para el desarrollo de la cosmología. En efecto, el hallazgo ha colocado a todo modelo del universo ante una serie de datos que deben ser explicados, pues de lo contrario el modelo en cuestión tendría que ser descartado.

La historia de la Astrofísica es rica en descubrimientos inesperados. He aquí, dos años después solamente del descubrimiento de los quásars, el que, sin duda, ha resultado ser más fascinante y estimulante, el que termina de dotar consistencia a la hipótesis de la expansión del Universo. Se trata de lo que se conoce como "radiación de fondo del cielo".

Es una historia que se ha contado muchas veces desde 1965. Tiene su interés en efecto, porque hace aparecer el papel del azar en la historia del progreso científico, al tiempo que ilumina una vez más, la intensa cooperación que en la astrofísica actual se establece entre observación y construcción teórica.

Cualquier progreso en los conocimientos aporta tantas preguntas como problemas resuelve; y eso es lo importante. Mucho más que las respuestas, siempre provisionales, dadas a tal o cual problema, son las cuestiones abiertas las que atraen la atención del investigador y reclaman incansablemente sus reflexiones.

Por esa razón la ciencia es , por esencia progresiva: cada una de sus conquistas es una llamada a nuevas conquistas. La teoría de la expansión del universo y el estudio de la radiación de fondo en nuestro caso particular ilustra este asunto: las cuestiones abiertas proliferan e inquietan, y son muy difíciles, porque requieren el uso de una física extremadamente refinada, cuyas nociones fundamentales desafían el sentido común.

Este tema que voy a desarrollar se podía encuadrar dentro de tres los capítulos de la Guía didáctica, del curso de Introducción a la Astrofísica, del programa de formación del profesorado:

Tema II: La Astronomía en la Historia.

Tema IV: Nacimiento del Universo (Big-Bang)

Tema X: Estructura a Gran escala del Universo

¿ Hacia donde camina el Universo?.

Fdo Enrique González Lafuente.

20 de Mayo de 1994.

1.- Desarrollo de la Cosmología Moderna.

Veamos muy brevemente las etapas, por las que ha pasado en su desarrollo la ciencia sobre el Universo ya en nuestro siglo.

1.1.- En el comienzo: A. Einstein.

La Cosmología moderna surgió a principios del siglo XX después de haber creado A. Einstein la teoría relativista de la gravitación ( Teoría general de la relatividad, TGR).

El primer modelo cosmológico relativista basado en la nueva teoría de la gravitación, que pretendía describir todo el Universo fue construido por A. Einstein en el año 1917.

Sin embargo el modelo describía el Universo estático y, como lo han comprobado investigaciones astrofísicas, resulto incorrecto.

En 1917 Einstein agregó un término o constante a sus ecuaciones del campo gravitatorio. A este término se le llamó constante cosmológica. Este término expresaría una repulsión a distancias muy grandes, y sería necesario en un Universo estático para contrarrestar la atracción debida a la gravitación. No hay ninguna razón en la actualidad para suponer la existencia de una constante cosmológica.

1.2 Los modelos de A. Friedmann:

El matemático soviético. A. Friedmann obtuvo en los años 1922-1924 las soluciones generales de las ecuaciones de Einstein, aplicadas a la descripción de todo el Universo. Resultó que en el aspecto general, estas ecuaciones describían el Universo que va cambiando en el transcurso del tiempo.

Los sistemas estelares que llenan el espacio no pueden hallarse en posición media a una distancia invariable uno de otro. Ellos deben ora alejarse, ora acercarse recíprocamente. Esto es consecuencia inevitable de la existencia de las fuerzas de gravitación, las que dominan en escalas cósmicas.

La deducción de Friedmann significaba que el Universo debe o expansionarse, o contraerse. Esta conclusión significaba una reestructuración radical de nuestras concepciones más generales sobre el Universo y no todos los intelectuales más progresistas de la humanidad lo comprendieron de inmediato y lo aceptaron.

El modelo de Friedmann, es el modelo matemático de la estructura de espacio-tiempo del Universo, basado en la relatividad general ( sin una constante cosmológica) y el principio cosmológico.

Los modelos de Friedmann sirvieron de base para el posterior desarrollo de la cosmología. Estos modelos describían el cuadro mecánico del movimiento de enormes masas del Universo y su estructura global.

Si las imágenes cosmológicas anteriores estaban destinadas principalmente para describir la estructura del Universo que se observaba en el momento dado con un invariable, en término medio, movimiento de los mundos en éste, los modelos de Friedmann, en cambio, en su esencia eran evolucionistas, relacionando el estado actual del Universo con su historia anterior. En particular, de esta teoría se concluía que en un pasado lejano el Universo no se parecía en nada al que hoy observamos.

En aquel entonces no había ni cuerpos celestes separados, ni sus sistemas, toda la sustancia era casi homogénea, muy densa y se expansionaba con rapidez. Sólo bastante tiempo después de esta sustancia surgieron las galaxias y sus cúmulos.

1.3 El Huevo Cósmico de Georges Lemaìtre.

En 1927, el astrónomo belga, Georges Lemaìtre, al parecer sin conocimiento de los trabajos de Friedmann, elaboró un esquema similar del Universo en expansión. Y, dado que se estaba expansionando, debió existir un momento en el pasado en que sería muy pequeño y tan denso como ello fuese factible. Lemaìtre llamó a este estado huevo cósmico. Según las ecuaciones de Einstein, El Universo no podía encontrarse más que en expansión y, dada su enorme densidad, la expansión habría tenido lugar con una violencia superexplosiva. Las galaxias de hoy son los fragmentos del huevo cósmico, y su recesión mutua el eco de aquella explosión en un lejano pasado. Los trabajos de Lemaìtre también pasaron inadvertidos hasta que fueron puestos a la atención general por el más famoso astrónomo ingles, Arthur Stanley Eddington.

A. Einstein, cuyas teorías general y especial de la relatividad implicaron un cambio radical en la cosmología, y George - Henry Lemaître, cura y astrofísico belga pionero de la idea del Big-Bang, a principio de la década de 1930. (Brown Brothers).

1.4 E. Hubble:

E. Hubble, basándose en observaciones astrofísicas, descubrió en el año 1929 la expansión del mundo de las galaxias que nos rodea y la expansión del Universo, lo que confirma que las conclusiones de A. Friedmann eran correctas.

Usando una variedad de ingeniosas técnicas, Hubble descubrió que las velocidades de recesión de las galaxias son estrictamente proporcionales a sus distancias de la tierra. Esto se conoce como la ley de recesión de Hubble; nos dice que si la galaxia A está dos veces más lejos que la galaxia B de la tierra, su velocidad de recesión es dos veces la de B. Es decir la Ley de Hubble es la relación de proporcionalidad entre la velocidad de alejamiento de las galaxias moderadamente distantes y su distancia.

Esta ley de recesión puede establecerse numéricamente introduciendo una constante, llamada constante de Hubble, ( se la designa por H o H0 y es la razón de la velocidad a la distancia en la Ley de Hubble ) que no es más que un número que especifica cómo aumenta la velocidad de recesión con la distancia.

Los datos de Hubble sobre las distancias de las galaxias dieron un gran valor a esta constante, aunque desde entonces con técnicas perfeccionadas para medir estas distancias, los astrónomos han deducido un valor de unos 24 Kilómetros por segundo por millón de años-luz para la constante de Hubble.

Con el uso de supertelescopios y con las perfeccionadas técnicas espectroscópicas y fotográficas de los años recientes, los astrónomos han medido los desplazamientos Doppler de las galaxias a distancias de unos pocos miles de millones de años luz y han encontrado que la ley de Hubble es todavía valida.

La existencia de otras galaxias no fue confirmada hasta los años 20 de nuestro siglo. Fue Hubble el que, con el telescopio de 2,58 metros del Monte Wilson en California, consiguió ver estrellas individuales en la galaxia de Andrómeda, nuestra vecina más cercana y consiguió demostrar que estaba a más de 2 millones de años-luz de distancia.

1.5 El Universo Caliente de G. Gamow:

Desde finales de los años 40 de nuestro siglo, en cosmología la física de los procesos en diversas etapas de la expansión cosmológica atrae cada vez mayor atención.

En esos años fue propuesta por G. Gamow (que había sido alumno de Alexander Friedmann) la llamada teoría del Universo caliente. En esta teoría se examinaban las reacciones nucleares que transcurrían en la sustancia muy densa en el mismo inicio de la expansión del Universo, suponiéndose que la temperatura de la sustancia era elevada ( de aquí el nombre de la teoría) y se reducía durante la expansión. Y, a pesar de que en las primeras versiones de la teoría había considerables fallos ( eliminados en lo sucesivo), ésta pudo hacer dos pronósticos que pudieron ser comprobados con las observaciones realizadas.

Según el Modelo de Gamow, el proto-universo, en los primeros instantes de la expansión, contiene sólo una radiación térmica correspondiente a una temperatura muy elevada y hecha de una mezcla de toda clase de partículas elementales. A medida que el espacio se dilata y que la temperatura disminuye, muchas de estas partículas desaparecen por aniquilación reciproca, y quedan, sobre todo, fotones.

La teoría demuestra que estos reaccionan cada vez menos con la materia del universo, cuya densidad decrece en razón de la expansión. Pero esta expansión, en virtud de un efecto previsto por la relatividad general, da también como resultado el aumento considerable de la longitud de onda del fotón, que se corre hacia el rojo.

1.5.1.- Los dos pronósticos acertados de Gamow.

1º- La teoría predecía que la sustancia, de la que se formaban las primeras estrellas y galaxias, debía consistir básicamente de hidrogeno (aproximadamente en 75%) y helio (cerca de 25%), la existencia de otros elementos químicos era insignificante.

George Gamow fue el primero en formular la idea de que en unas condiciones tan extremas como las del Universo Primitivo era posible que, a partir de una mezcla inicial relativamente sencilla de electrones, positrones, neutrinos, antineutrinos, neutrones y protones, además de los fotones de la radioación electromagnética, hubiesen podido formarse los núcleos de los elemento presentes en el Universo. Si bién este proceso denominado nucleosíntesis primordial, no puede justificar más que la aparición de núcleos ligeros, tales como los de deuterio y helio, mientras que los pesados, tales como los de carbono, oxígeno, etc., se sabe sabe en la actualidad que se originan a través de la nucleosíntesis que tiene lugar en el interior de las estrellas.

2º- La segunda conclusión de la teoría consistía en que en el Universo actual debe existir una débil radiación electromagnética, que ha quedado de la época de enorme densidad y temperatura de la substancia. Esta radiación, enfriada durante la expansión del Universo, fue denominada por el astrofísico I. Shklovski radiación relicta.

Gamow calculó, pues que debía existir actualmente un residuo de la radiación térmica primitiva en forma de radiación isótropa y homogénea de fotones, distribuida de acuerdo con el mismo espectro que la radiación del cuerpo negro a algunos grados por encima del cero absoluto. Gamow había predicho en 1946, la presencia de un vestigio de esa radiación inicial a la temperatura de 6 ºK. Si se compara esta previsión con los 3ºK actualmente observados, y si se tiene en cuenta la escasez de datos que se disponía en esa época, hay que reconocer que aquella predicción fue una autentica proeza.

Ambos pronósticos de la teoría se corroboraron brillantemente. El éxito de la nucleosintesis primordial y la observación del fondo de microondas impulsaron las especulaciones para tiempos menores que 0,01 segundos acerca de la abundancia de las diversas partículas elementales en el Universo.

1.6 Nacimiento de la Radioastronomía:

Hacia los años 40 aparecieron posibilidades de observación esencialmente nuevas en cosmología. Surgió la Radioastronomía y después del comienzo de la era cósmica se desarrolló la astronomía roentgen, la astronomía gamma y otras. También aparecieron nuevas posibilidades en astronomía óptica. Actualmente, con diferentes métodos el Universo se investiga inclusive hasta distancias de varios miles de millones de parsecs.

1.6.1 Las Misteriosas Ondas en el Radiotelescopio de Karl Jansky:

El 16 de Septiembre de 1932, el Ingeniero estadounidense Karl Jansky realiza uno de los descubrimientos más importantes en el campo de la astrofísica y la cosmología de todo nuestro siglo XX. Jansky observa por primera vez ondas de radio procedentes del espacio exterior. Este investigador conecta una antena de radio a una instalación amplificadora, a fin de estudiar las diversas cargas estáticas que se producen durante las tormentas en las instalaciones de onda corta. Durante sus trabajos observa la presencia de un ruido uniforme y constante, cuyo origen no es capaz de explicar en un principio. Mediante la realización de experimentos con antenas direccionales, logra determinar que el emisor de este ruido en forma de ondas electromagnéticas está situado en el cielo y localiza su posición en la constelación de Sagitario, en cuya dirección se encuentra el mismo centro de la Vía Láctea. Jansky publica los resultados de sus observaciones, si bien solo encuentra una gran incomprensión entre los astrónomos profesionales. El ingeniero estadounidense Grote Reber ( 1937) es el único que profundiza en la investigación de este fenómeno y construye para su estudio el primer radiotelescopio .Para conseguir una recepción direccional óptima dota a su aparato de una antena parabólica construida por él Gracias a éste le será posible demostrar la existencia de las ondas de radio procedentes de las constelaciones de Sagitario, el Cisne y Casiopea. El Universo todavía reserva algunas sorpresas a los investigadores. El físico estadounidense Carl David Anderson descubre la presencia de los positrones. Debemos añadir al respecto que su existencia se había predicho, en el año 1928, por Paul Adrien Maurice Dirac, en la radiación cósmica (1911). De esta manera se abren nuevas perspectivas en el estudio del universo y de sus distintas manifestaciones.

1.6.2 Robert Henry Dicke.

En 1946, Dicke inventó el radiómetro diferencial de microondas, un instrumento altamente sensible capaz de detectar tipos de radiación cósmica. Lo utilizó para explorar el cielo, y llegó a la conclusión de que, cualquiera que fuese la radiación de fondo, su temperatura era menor de 20 ºC. En ese momento sólo buscaba cualquier tipo de radiación proveniente del cielo profundo, no una radiación cosmológica que fuese una reliquia del Big Bang. En 1964 el físico norteamericano Dicke había señalado que los radiotelescopios, al llegar a tantos miles de millones de años-luz, también llegaban a miles de millones de años en el pasado, tantos miles de millones de años que realmente podían detectar el momento de la gran explosión.

En este caso veríamos la gran explosión a tal distancia y, por consiguiente, la fuente se alejaría de nosotros tan rápidamente que los fotones energéticos liberados no se verían en su verdadera luz. Habría un gigantesco corrimiento al rojo que los desplazaría a la región de las microondas. Además puesto que veríamos la gran explosión si buscásemos lejos en el espacio (lo que significa lejos en el pasado) en cualquier dirección, las microondas deberían llegarnos de todas las partes del cielo por igual como una débil radiación de fondo.

Dicke capitaneaba un grupo de cosmólogos (D. Wilkinson y P.J.E Peebles) que trabajaban en la universidad de Princeton y que estudiaban diversos problemas del Big Bang. Estos astrofísicos conocían las hipótesis de Gamow y en concreto, habían refinado los cálculos de Alpher y Herman acerca de la temperatura del "mar de fotones", y (¡por fin!) se habían convencido que podría ser detectable y servir de confirmación a la Teoría.

Fueron ellos quienes hicieron la aproximación entre el "ruido de fondo" del firmamento y la teoría según la cual el Universo debería haber pasado una fase cálida (en torno a 10.000 ºK) Inmediatamente, comenzaron a diseñar el detector adecuado.

Simultáneamente, el equipo de Gamow seguía profundizando en el asunto y también estaban muy cerca de la solución, al igual que varios investigadores soviéticos (Zaldovich, Nóvikov (Consultar la bibliografía))... Pero todos llegaron tarde.

1.6.3 Y llego el descubrimiento:

En 1965 A. Penzias y Robert W. Wilson, dos físicos americanos de los Bell Telephone Laboratories, publicaron un trabajo en el número 142, página 419 de la prestigiosa revista norteamericana de Astrofísica y Astronomía The Astrophysical Journal con el poco atractivo e irrelevante nombre título de:

"Una medición del exceso de temperatura en las antenas a 4080 Mhz"

Este articulo hubiera atraído muy poco la atención si no hubiese sido por un trabajo acompañante que apareció con él en la página 414 del mismo número de la revista. En este trabajo acompañante, los astrofísicos americanos Robert H. Dicke, J.J.E. Peebles, Peter G. Roll y David T. Wilkinson explicaban la importancia fundamental de estas medidas para la cosmología; y que llevaba un título más dramático:

"Radiación cósmica de cuerpo negro".

La portada del "New York Times" del 21 de Mayo de 1965 informaba: " Científicos de los Laboratorios Bell han observado lo que un grupo de investigadores de la universidad de Princeton consideran el recuerdo de la explosión que dio origen al universo". Más tarde, Wilson reveló que no había apreciado la importancia de su descubrimiento hasta que vio la noticia publicada en la primera página del Times.

Esta radiación ( la radiación relicta ) es la que efectivamente descubrieron los investigadores americanos A. Penzias y R. Wilson en el año 1965 , por lo que en el 1978 fueron galardonados con el premio Nobel. Después del descubrimiento, con gran rapidez se multiplicaron las observaciones de esa radiación en diferentes longitudes de onda. Este descubrimiento significaba que la radiotelescopía no sólo ha llegado al extremo del Universo en el espacio, sino también al comienzo del Universo en el tiempo.

Descubrieron la existencia de una radiación electromagnética, de origen cósmico, que incide sobre la Tierra, desde todas las direcciones con igual intensidad. Recibe el nombre de radiación de fondo o radiación de tres grados Kelvin o radiación fría procedente del espacio. En su contribución a la cosmología, el descubrimiento de la radiación de microondas de fondo tiene el mismo rango que el descubrimiento de Hubble de la relación entre los desplazamientos hacia el rojo de las galaxias y sus distancias.

1.7 La etapa contemporánea en el desarrollo de la Cosmología.

La etapa contemporánea en el desarrollo de la cosmología se caracteriza por la intensiva investigación del problema referente al comienzo de la expansión cosmológica, cuando las densidades de la materia y las energías de las partículas eran enormes.

Aquí las ideas rectoras son los nuevos descubrimientos teóricos en física de la interacción de partículas ( interacciones débiles e interacciones fuertes) para energías muy grandes.

Otro problema importante de la cosmología es el problema del surgimiento de la estructura del Universo: de los cúmulos de galaxias, las mismas galaxias, etc, a partir de la sustancia en expansión, casi homogénea en su principio.

La cosmología contemporánea fue edificada con el aporte de muchos científicos de todo el mundo. Aquí mencionaremos el importante papel de las escuelas científicas creadas en la URSS por los académicos V. Guínzburg, Ya. Zeldóvich, E. Lifshits, M. Márkov e I. Jalátnikov.

Se debe subrayar el papel determinativo de las observaciones astrofísicas en el desarrollo de la cosmología moderna. Sus deducciones y conclusiones se verifican mediante observaciones directas e indirectas.

Hoy podemos juzgar sobre la estructura y la Evolución del Universo que observamos con el mismo grado de fiabilidad con el que juzgamos sobre la estructura y la evolución de las estrellas y de la naturaleza de otros cuerpos celestes.

Actualmente, se sigue buscando y comprobando antiguas evidencias del Big Bang. También se estudia la estructura a gran escala del Universo.

La materia en el Universo se hala casi toda en supercúmulos. Se han encontrado enormes volúmenes de espacio sin nada (o casi nada) de materia en ellos. ( A estas estructuras las llamamos vacios). Hoy en día Vacíos y Supercúmulos nos proporcionan nuestra imagen moderna del Universo. También muy en boga hoy en día es la búsqueda de la materia oscura.

Otras cuestiones serían:

¿Cómo empezó el Universo?

¿Cómo terminara el Universo?

¿ Es el Universo abierto o cerrado?

etc..

¿Por qué la materia en el Universo está tan aglomerado en algunos lugares y la radiación de microondas de fondo es tan regular?.

Esto no es sólo una pregunta, sino la pregunta de la cosmología moderna. La regularidad de la radiación de microondas indica que hubo un tiempo en que el Universo era uniforme, pero el Universo dista mucho de ser uniforme hoy. La materia se halla apelotonada en Supercúmulos y excluida de los Vacios.

El cuestión es pues:

¿ cómo pasó de la uniformidad inicial a la granularidad final sin producir nueva radiación de microondas que se mezclara con la regularidad observada.?...

En lo referente al tema que nos ocupa la radiación de fondo del Universo, voy a destacar dos frases de dos astrofísicos famosos refiriéndose a la arrugas en el espacio-tiempo y a la radiación de microondas.

Según George Smoot " Es absolutamente pensar en lo que significa este descubrimiento. Si se es una persona religiosa, es como mirar a Dios. Hemos conseguido vislumbrar el momento de la creación "

Según Stephen Hawking " El mayor descubrimiento del siglo si no de todos los tiempos".

2.- La Antena de Crawford Hill.

La antena situada en la colina de Crawford Hill, de Holmdel en New Jersey (USA), de la compañía Bell Telephone Laboratories (Laboratorios Telefónicos Bell), era un delicado "radiómetro" diseñado por Dicke en 1945, había sido construida para las comunicaciones por radio a través de satélites y seguir la evolución del primer tipo de satélites de comunicación, los Echo.

La antena estaba provista de un reflector de 20 pies, en forma de cuerno con muy escaso ruido de fondo.

Cuando los satélites Echo fueron sustituidos por aparatos dotados de amplificadores, la antena dejó de ser útil. Esto ocurría a principios de los 60.

En esta época, los Laboratorios Bell, estaban interesados en la radioastronomía, una técnica relativamente nueva de observación del Universo, de manera que se decidió transformar la antena en un radiotelescopio.

En 1964, dos jóvenes ingenieros investigadores Arno A. Penzias (alemán nacionalizado estadounidense) y Robert W. Wilson se encargaron del proyecto y recibieron el encargo de perfeccionar la antena. Y comenzaron a usar la antena para medir la intensidad de las ondas de radio emitidas por nuestra galaxia a elevadas latitudes galácticas, esto es, fuera del plano de la Vía Láctea.

Durante cerca de un año, desmontaron los instrumentos de recepción de satélites de la antena e instalaron los detectores científicos. Penzias y Wilson trataron de medir el ruido-radio de nuestra galaxia. En seguida pareció claro que estaban obteniendo algo más de ruido del que podía esperarse en teoría.

Inmediatamente, comenzaron a calibrar su nuevo aparato, buscando todas las fuentes de ruido que pudieran distorsionar sus delicadas observaciones. Penzias y Wilson en el transcurso de sus experimentos, clasificaron todos los ruidos parásitos, logrando eliminarlos todos, salvo uno.

Para eliminar tales problemas, Penzias y Wilson usaron un recurso llamado de carga en frío : en el que se comparaba la energía proveniente de la antena con la producida por una fuente artificial enfriada en helio líquido, a unos cuatro grados por encima del cero absoluto. El ruido eléctrico en los circuitos del amplificador sería el mismo.

Descubrieron que el receptor registraba un extraño ruido de fondo. Creyeron en un principio que el exceso podría deberse a la estructura de la antena y atribuyeron el ruido al mal funcionamiento del aparato, que fue sometido a una revisión exhaustiva. Pero el ruido no cesó.

Esta radiación la oían como un silbido de estática en sus aparatos. Este ruido enloqueció a ambos científicos durante largo tiempo y comenzaron a estudiar toda la literatura sobre ondas procedentes del espacio.

Evidentemente, era necesario cerciorarse otra vez de que la antena misma no estaba generando más ruido eléctrico que el esperado. En particular, se sabía que un par de palomas habían estado posándose y que habían estado anidando en el interior de la antena.

Las palomas fueron atrapadas, enviadas a los Laboratorios Bell en Whippany, liberadas, y halladas nuevamente en la antena de Holmdel unos días más tarde, atrapadas nuevamente, y por último disuadidas por medios más decisivos. Pero en el curso de su permanencia las palomas habían cubierto el cuello de la antena con lo que Penzias llamaba delicadamente "un material dieléctrico blando" , (excrementos de paloma), y a la temperatura ambiente este material podía ser una fuente de ruido eléctrico. A principios de 1965 fue posible desarmar el cuello de la antena y limpiar la suciedad, pero esto, y todos los demás esfuerzos, sólo produjo una disminución muy pequeña del ruido observado. Pero las palomas no eran las responsables del ruido, ya que seguía presente en su ausencia y subsistía el misterio: ¿ De dónde provenía el ruido de microondas?.

2.1 Los Satélites Echo.

La NASA fue la encargada de poner en órbita el primer satélite globo el Echo 1. El Echo 1 lanzado el 12 de Agosto de 1960, es el primer tipo de satélites de comunicaciones pasivo puesto en órbita por los Estados Unidos. Este satélite funciona igual que un espejo de ondas de radio. Los Echo eran grandes globos plateados, que reflejaban las ondas que recibían. Este satélite es seguramente el satélite artificial de la Tierra que más personas han visto a simple vista. El mismo día 12 de Agosto de 1960 el satélite Echo 1, alcanza su órbita. Se trata de una esfera hecha de mylar y con un diámetro de 30,5 metros.

Su principal tarea consistía en la recogida de información acerca de la densidad y las variaciones de esta en la capa más alta de la atmósfera terrestre así como de la medición de la presión de radiación ejercida por el Sol. Además funcionó como el primer satélite pasivo de telecomunicaciones, es decir como espejo para la reflexión de las señales de radio.

Por otra parte el Courier 1B a partir del 4 de octubre de 1960 es el primer satélite de telecomunicaciones estadounidense activo, ya que dispone de un amplificador y de un emisor. Este satélite funcionó sólo durante 17 días.

3.-¿ De donde procedía aquella fastidiosa interferencia?.

La radiación de fondo, traía consigo una cuestión. Había sido descubierta; había sido medida, a pesar de las dificultades debidas a su pequeña intensidad; se sabía que era una radiación de cuerpo negro. Era preciso ahora encontrar su fuente.

Ellos sabían que cualquier ruido proveniente de dentro de la atmósfera sería menos intenso cuando el detector estuviera dirigido hacia arriba , que cuando no lo estuviera, ya que los rayos luminosos atravesarían mucha más atmósfera cuando se recibieran desde cerca del horizonte que cuando se recibieran directamente desde arriba. El ruido extra era el mismo para cualquier dirección desde la que se observara, de forma que debía provenir de fuera de la atmósfera.

El ruido era también el mismo durante el día, y durante la noche, y a lo largo de todo el año, a pesar de que la Tierra girara sobre su eje y alrededor del Sol. Esto demostró que la radiación debía provenir de más alla del sistema solar, e incluso de más alla de nuestra galaxia, pues de lo contrario variaría cuando el movimiento de la Tierra hiciera que el detector apuntara en diferentes direcciones.

Tambíen quedaba excluido, por tanto el origen como emisión conjunta de fuentes extragalácticas tan lejanas y débiles que fueran imposibles de observar por separado: en este caso se puede demostrar que se necesitaría un número enorme de fuentes, muy superior al de galaxias, para evitar "agujeros y rellenos" en la captación de la radiación de fondo

Descubrieron pues, que tras la sustracción de las componentes variables con el tiempo, las estaciones, el día y el paso de la galaxia en los cielos, subsistía este ruido constante que no venía ni de la atmósfera terrestre, ni del Sol ni de la Galaxia.

De hecho, la radiación debía haber viajado hasta nosotros a través de la mayor parte del Universo observable, y dado que parecía ser la misma en todas las direcciones, el Universo también debía ser el mismo en todas las direcciones, por lo menos a gran escala.

En la actualidad se sabe que en cualquier dirección que miremos, el ruido nunca varía más de una parte en diez mil.

Para soslayar la dificultad de ese extraño ruido, comenzaron sus observaciones, en consecuencia, a una longitud de onda relativamente corta, y efectuaron unas medidas precisas de la radiación en la banda de longitudes de ondas próximas a los 7 cm. (exactamente 7,35 cm.). Para su enorme sorpresa encontraron en la primavera de 1964, la presencia de una intensidad radio que provenía pues, sin ningún genero de dudas del cielo.

Mas mediciones efectuadas sobre otras longitudes de ondas encontraron esta irradiación isótropa. Habían detectado una débil radio-señal de fondo que procedía por igual de todas las direcciones del espacio, con una longitud de onda de 7´35 cm., un fenómeno que ellos no podían entonces explicar.

Dicho sea de paso, las ondas de radio con longitudes de onda como 7,35 cm. o 21 cm, y hasta 1 m., son llamadas radiación de microondas. Se las llama así porque esas longitudes de onda son menores que las de la banda de VHF usadas por el radar a comienzas de la Segunda Guerra Mundial.

Comparando la distribución de las intensidades según las longitudes de ondas, se encontró que la radiación universal era parecida a la que emitía un cuerpo negro a la temperatura de 3 grados k (unos -270 grados centígrados).

En diciembre de 1964, Penzias se lamentó casualmente de sus problemas, hablando con un colega suyo, B. Burke, quién recordó el trabajo todavía inédito del grupo de Peebles, en el que se predecía la existencia de una radiación fósil, recuerdo del Big-Bang, que se manifestaría precisamente como un ruido de fondo en una antena de radio especialmente sensible.

Así pues , para discutir el ruido inexplicable de su receptor Penzias telefoneó a Dicke y sus colegas de Princeton, por que el grupo de Princeton estaba construyendo un radiotelescopio especial para buscar radiación térmica residual de fondo que debería aún existir (en forma altamente alterada) si el universo actual hubiera evolucionado a partir de un estado inicial comprimido, muy caliente (el Big-Bang inicial o bola de fuego cósmica) hace unos 15 mil millones de años, cuando la temperatura era de 100 mil millones de grados o más; y entonces las piezas del rompecabezas comenzaron a encajar.

La búsqueda de la radiación de fondo empezó de inmediato y en 1965 Penzias y Wilson, informaron que, después de explicar el origen de toda otra emisión de microondas, aún quedaba un tenue fondo general de radiación, exactamente del tipo que cabría esperar de la gran explosión. (Resultó que esta radiación había sido detectada antes, pero no se había comprendido su origen..)

Según varios relatos, Wilson se desplazó en Diciembre de 1964 a un simposio científico y en el avión de vuelta se sentó junto a un miembro del equipo de Robert Dicke, un científico de la Universidad de Princeton.

Un día Dicke invitó a almorzar en su oficina a algunos colegas que trabajaban en el experimento de radiación cósmica de fondo; ellos eran Peebles, Wilkinson y Roll. En un momento dado sonó el teléfono y Dicke contestó. Los tres científicos le oyeron pronunciar palabras como radiación de fondo y tres kelvin; aguzaron el oído. Luego Dicke se despidió, colgó el auricular, se volvió a sus colegas y dijo: "Se nos han adelantado". La llamada era de Penzias y Wilson. Habían descubierto la extraña radiación y no tenían ni idea de lo que era ¿Lo sabía Dicke?. Pues si.

El contacto con los científicos de Princeton permitió a Penzias y Wilson identificar correctamente el origen de su ruido: correspondía al mar de fotones originario, que estaba a unos 2´7 grados sobre el cero absoluto. Estaban escuchando el ruido de la gran explosión, 15.000 millones de años después.

Desde entonces, esta radiación ha sido medida en muchas longitudes de onda por muchos aparatos. Incluso a finales de la década de los 80 se lanzó un satélite especialmente para estudiarla, el Explorador de Fondo Cósmico (COBE).

La radiación de fondo llega de los confines del Universo en un viaje que ha durado 15.000.000.000 de años y nos informa de cómo era el Universo entonces. Es, en definitiva, el eco de la gran explosión.

Esta radiación fósil, es la que fue liberada cuando se formaron los átomos, pero que se enfrió desde entonces. Esta radiación es característica de un Universo en expansión que se enfría.

Explicaré ahora brevemente la época en la que se formaron los átomos. Esta formación de los átomos, unos 300.000 mil años después del Big Bang, fue por así decirlo la más reciente congelación. Antes de ese tiempo si un electrón intentaba unirse a un núcleo, las colisiones subsiguientes eran lo bastante energéticas como para expulsarlo. Así, hasta la marca de los quinientos mil años, la materia existía en forma de plasma, y tan solo después existió en forma de átomos.

La luz y otras radiaciones electromagnéticas no pueden viajar muy lejos en un plasma sin interactuar con la materia. Así el Universo antes de la formación de los átomos era opaco. Si alguna parte del Universo tenía una masa de materia en ella sería mas opaca, y la radiación ambiente dentro del plasma interactuaría más fuertemente con ella, haciendo estallar la masa de materia.Después de que se formaron los átomos, el Universo se volvió de pronto transparente y fue liberada la luz. A partir de este momento, la luz ejerció muy poca fuerza sobre la materia. Esto significa que las galaxias no pudieron empezar a formarse hasta después de que el Universo se congeló ( por así decirlo) para crear átomos.

3.-1 Radiación del Cuerpo Negro.

Para comprender la importancia del descubrimiento de la radiación de fondo, hay que volver a la significación histórica y científica del cuerpo negro.

Conviene remontarse a los últimos años del siglo XIX, cuando los físicos buscaban explicar cómo se presenta el equilibrio de radiación en un recinto a una temperatura dada. La cuestión correctamente planteada se expresaba en los siguientes términos:

Si se toma una caja cerrada cuyas paredes estén a temperatura uniforme,

¿ Cuál es el estado de la radiación en su interior?.

Se sabe perfectamente que cuando se calienta un cuerpo, se percibe una radiación; ante un horno es perceptible un enrojecimiento en la boca del horno; y cuando éste está muy caliente, se vuelve blanco.

Era conocida la existencia de una radiación proveniente de un recinto cerrado; se trataba de explicarla. Situación evidentemente delicada, e incluso un poco paradójica, ya que, para observar la radiación en el interior de un cuerpo negro, hay que horadar el recinto, que deja así de estar cerrado. No es, sin embargo, una situación irresoluble: si la abertura practicada es extremadamente pequeña comparada con las dimensiones del recinto, la perturbación de la radiación es en este caso infinitesimal, y la medida puede efectuarse válidamente y tener un sentido.

La teoría del cuerpo negro, tal como podía establecerse a finales del siglo pasado sobre las bases de la física clásica, conducía a un absurdo: ¡ Las ecuaciones daban una radiación de intensidad infinita!. Cosa que, evidentemente, contradice la experiencia.

Fue necesario que Max Planck introdujese un nuevo parámetro (designado más tarde como "constante de Planck ") para solventar esta dificultad. El único medio, demostraba Planck, de reducir el absurdo teórico al que conduce la teoría clásica del cuerpo negro consiste en suponer que la radiación se produce por cantidades discretas, que el llamó cuantos (quanta). (Mecánica Cuántica) Planck resolvió así la contradicción entre experiencia y teoría cuando se trataba de expresar las propiedades del cuerpo negro.

Hay que añadir que en 1900, cuando Planck avanzó la idea de los cuantos, conservó la teoría de la radiación tal como era, contentándose, podríamos decir, con añadir una restricción nueva suplementaria. Hasta que no llegaron los trabajos de Einstein no se pudo modificar completamente la teoría de la radiación, algunos años más tarde.

Se llama cuerpo negro a un cuerpo ideal que absorbe totalmente las radiaciones y reemite esta energía en forma de radiación electromagnética, cuya distribución espectral se encuentra determinada por la temperatura del cuerpo.

Con todo ello sabemos que esta radiación es la que emitiría un cuerpo negro (un objeto opaco a temperatura uniforme) a la temperatura de 2,735 +-0,06 grados K y casi perfectamente igual en todas las direcciones (salvo ciertas aliteraciones causadas por nuestro movimiento a lo largo de la Galaxia).

La banda de su espectro (longitudes de onda comprendidas entre 1 y 100 mm.) corresponde a la radiación de un cuerpo negro a una temperatura de 2,7 Kelvin (=-270´5ºC).

Así, en cierto sentido la antena de Holmdel está en una caja: la caja es todo el Universo. Sin embargo la temperatura equivalente registrada por la antena no es la temperatura del Universo actual, sino más bien la que el Universo tuvo hace mucho tiempo, reducida en proporción a la enorme expansión que el Universo ha sufrido desde entonces.

3.2 Características del extraño ruido de fondo:

Penzias y Wilson en el Transcurso de sus investigaciones, observaron que el extraño ruido de fondo, descubrieron que tenía las siguientes características:

- El ruido no cesaba. y se mantenía de día y de noche.

- y que la radiación era isótropa.

Ahora desarrollaré brevemente las principales características de esta radiación:

a) El espectro de frecuencia, es decir, la forma en que se distribuye la energía de la radiación en función de la frecuencia, coincide en bastante buena aproximación con el de la radiación emitida por un cuerpo totalmente opaco (un "cuerpo negro", según la terminología de los físicos) que se encuentra a una temperatura de 3ºk, equivalente a -270 ºC. Esto significa que un observador terrestre que mida la temperatura del cielo:

* en la región de las microondas obtendrá un valor constante de cerca de 3º K.

* En frecuencias inferiores a los 600 Megahertzios, la emisión difusa de nuestra galaxia enmascara la radiación a 3º K.

* En frecuencias superiores a los 15 Gigahertzios, la emisión y la absorción atmosféricas, causadas principalmente por la presencia de moléculas de agua y de oxigeno, obligan a realizar las observaciones a gran altitud (alta montaña, aviones, globos) o fuera de la atmósfera (cohetes y satélites).

b) Esta radiación, a diferencia de la difusa de origen galáctico, no presenta una polarización apreciable.

c) Las propiedades de la radiación son las mismas, cualquiera sea la dirección de la observación. Se dice entonces que la radiación es isótropa. Debe proceder, por lo tanto, de una región tan vasta que la posición que la tierra ocupe en el interior de la misma carece de importancia. Es decir, la radiación era perfectamente isotropa, es decir, con la misma intensidad fuera cual fuera la dirección en la que se observara. No podía, pues, proceder de una fuente localizada, incluso muy lejana No parecía proceder de una dirección concreta. Parecía provenir de todos los puntos del cielo, lo que permitía eliminarlo como originado por el hombre. Debía pues considerarse que llenaba todo el universo.

Cuando conectamos un aparato de radio en AM y sin sintonizar ninguna emisora, hay un ruido continuo, procedente de ondas perdidas o de aparatos que emiten en esa frecuencia (como el motor de un coche ,por ejemplo). Esta radiación explica hasta parte de la "nieve" de las pantallas de televisión.

Además este viejo fósil parece realmente invadir todo el Universo, incluyendo a la Tierra, el edificio y la habitación donde nos encontramos en este momento.

La cantidad de radiación cósmica absorbida es, sin embargo, minúscula, ya que no llega a una millonésima parte de la potencia emitida por una bombilla de 100 Watios.

3.2.1 El Problema de la Isotropía.

Cuando Penzias y Wilson descubrieron la radiación del fondo celeste, lo que llamó la atención fue que, llegando de todas las direcciones, presentara las mismas propiedades en todas ellas. Es lo que se expresa cuando recibe la denominación de isotropa ( en griego, literalmente, idéntica por todas partes). Teniendo en cuenta esta característica se puede decir que corresponde al mismo tipo de radiación que la de un cuerpo negro a una temperatura de mas, o menos, 3 ºK. Habíamos señalado, de pasada que esta isotropía no es absolutamente perfecta: no se tardó en observar una muy leve anisotropía en la radiación de fondo celeste.

Esta Anisotropía es imputable al movimiento absoluto de la Tierra con respecto al conjunto del Universo. A la velocidad de la Tierra con respecto al cielo (unos 30 Km/s. a favor o en contra, según el sentido de la observación), la anisotropía de la radiación de fondo del cielo corresponde a una velocidad solar absoluta de 300 Km/s. Esta velocidad produce una diferencia de temperatura aparente de + 0,001ºK en un sentido y -0,001ºK en el sentido contrario. No se trata, en suma, de una simple dificultad "técnica" que se pueda superar por medio de cálculos y observaciones. Y podemos continuar diciendo, con la pequeña rectificación que acabamos de ver, que la radiación en cuestión presenta una gran isotropía.

Pero la explicación de este hecho en sí misma incorpora una considerable dificultad, que proviene esta vez del orden de la teoría. ¿ Cómo explicar, en efecto, que los procesos físicos de los que procede la radiación de fondo, y que se sitúan en la época extremadamente arcaica que hemos precisado, pudiesen tener un efecto de causalidad en todo el Universo, como parece indicar la constatación de la isotropía?.

La cuestión es aguda porque, en la época en la que se produjo, el radio de la esfera de influencia que definía el dominio ligado causalmente representa (retrotraído en la época actual) mil millones de años-luz. Dicho de otra manera, mil millones de años-luz definen el volumen actual en el cual la interacción ha sido posible, desde el comienzo de la expansión del Universo hasta el momento en el que la radiación se libera en el gas.

Ahora bien, ¡el Universo se nos manifiesta como homogéneo a una escala 10 veces mayor!. Esta cuestión no ha recibido todavía respuesta, aunque si numerosas hipótesis, que han podido ser elaboradas por los físicos; estas podrían, al final, permitir soslayar esta dificultad.

4.- La prueba más firme en apoyo del Big Bang.

Este descubrimiento demostró la veracidad de la teoría del Universo caliente.

La presencia de esta radiación, llamada desde entonces Radiación de Fondo supuso un descubrimiento espectacular, y es la prueba más firme en apoyo de la teoría de la gran explosión, y que muchos la consideran concluyente; permitió dar la razón a los defensores del Big Bang y descartar la Teoría del Estado Estacionario, que no podía incorporarlo.

Varios físicos teóricos: Gamow al final de los 40 y el grupo de Princeton, conducido por Dicke, en 1965, habían predicho que sí el universo había tenido un principio muy caliente, la radiación gamma de alta frecuencia (longitud de onda corta), muy intensa que estaba entonces presente y que dominaba el estado inicial del Universo debería existir todavía aunque enormemente desplazada hacia el rojo, debido a la expansión continua del universo que siguió al Big-Bang.

Los cálculos mostraban que la expansión del universo debía haber aumentado la longitud de onda de la radiación inicial en un factor del orden de 1500, coincidiendo exactamente con las características de la radiación de fondo descubiertas por Penzias y Wilson.

Con todo ello se consolidó el llamado "modelo estándar" de la Gran Explosión, que explicaba con bastante precisión la situación actual del Universo a partir de las condiciones reinantes cuando tenía 1 milésima de segundo de edad.

El acontecimiento causó gran sensación: por vez primera, una teoría cosmológica se mostró capaz de predecirse.

El descubrimiento de la radiación a 3 grados K se presentó, pues, como una prueba fehaciente de la realidad del "Big Bang" y de la expansión del universo.

Algunos, sin embargo, señalan que si la isotropía de la radiación, comprobada por los observadores terrestres, no puede negarse, por el contrario su homogeneidad, es decir, la constancia de su intensidad y de su distribución espectral, debería comprobarse en otros lugares que la Tierra. Se esperaba, pues, que los satélites artificiales y los ingenios interplanetarios hubieran acumulado nuevas observaciones.

Los que niegan la realidad de la expansión señalan que la interpretación cosmológica de la radiación a 3 ºk no es unívoca. Pueden invocarse otros mecanismos. Recientemente se ha descubierto en el espacio una radiación gamma asimismo isótropa, que podría ser también un residuo protouniverso.

La interpretación generalmente aceptada es que esta radiación constituye el residuo de la oleada de calor que acompañó a la gran explosión, el Big Bang, con el que se origino el universo que conocemos. En este sentido, la radiación puede considerarse "fósil". Según este modelo, poco después del Big Bang, la bola de fuego primordial, constituida por una mezcla de radiación y materia a altísima temperatura y extraordinaria densidad, comenzó a expandirse.

Esta radiación se interpreta como un resto "diluido" de la radiación térmica liberada durante la explosión (Big Bang) que originó la expansión del Universo. Se creé pues que esta radiación, es la radiación térmica, enormemente alterada, que llenó inicialmente el universo. Este descubrimiento da una imagen clara y definida de cómo empezó el universo y cómo evolucionó a partir de su nacimiento muy caliente hasta su estado final frío. La radiación cósmica de fondo es el calor del Big-Bang que va disminuyendo a medida que el Universo se expande, de forma que ahora es solo una microonda de unos pocos grados por encima del cero absoluto.

La existencia de la radiación cósmica de fondo, junto con la diseminación de galaxias en el espacio, desacredita la hipótesis del estado estacionario como modelo factible del Universo. Es evidente que el Universo ha cambiado con el tiempo; nunca ha permanecido estacionario. Así pues, la elección del modelo acertado de Universo debe hacerse entre los evolutivos y antes será preciso recoger más datos y examinarlos cuidadosamente.

El término Big-Bang empezó como un término burlón. En los años cuarenta de nuestro siglo había muchas teorías que competían por explicar la naturaleza del Universo.

El astrofísico británico Fred Hoyle acuño el termino Big Bang como un término sarcásticamente burlón hacia sus competidores, sólo para ver que el término hallaba su camino hacia la conciencia general como la descripción de la teoría correcta.

4.1 El proceso de la Expansión:

La expansión determinó una progresiva disminución de la temperatura y de la densidad. Superada una fase inicial que todavía resulta difícil de describir incluso de manera aproximada con las leyes físicas que conocemos, seguida de otras fases durante las cuales la enorme densidad de la materia determinaba todavía unas condiciones muy diferentes de las que nos resultan familiares (aunque susceptibles de estudio y descripción con las leyes que conocemos), la materia asumió gradualmente su naturaleza actual, caracterizada por la existencia de núcleos atómicos y electrones.

Aun así, mientras la temperatura del universo se mantuvo por encima de unos cuantos millares de grados, los átomos resultantes de la combinación de núcleos y electrones no podían sobrevivir a las colisiones con otros átomos y con los fotones de la radiación. El universo se comportaba entonces como un gas de partículas libres ionizadas(plasma), en continua interacción con la radiación. En estas condiciones, el sistema era opaco a la radiación, que en poco tiempo se había visto obligada a asumir, con independencia de todo lo sucedido anteriormente, el espectro de frecuencia de un cuerpo negro a la temperatura reinante en el universo, descrito por la conocida ley de Planck.

Mientras duró esta situación, las eventuales condensaciones locales de materia, interactuando con la radiación, provocaron variaciones locales de temperatura que se mantuvieron mientras duraron las condensaciones. Sin embargo, al cabo de un millón de años del Big Bang inicial, cuando la temperatura descendió por debajo de algunos miles de grados, la formación de átomos estables comenzó a ser posible y las partículas ionizadas libres (núcleos y electrones) desaparecieron. Es la llamada época de la recombinación.

A partir de ese momento, la radiación y la materia dejaron de interactuar de manera apreciable y comenzaron a evolucionar de forma independiente. El Universo se volvió entonces transparente.

Puesto que a partir de aquel instante no hubo ninguna causa más de modificación, el espectro de frecuencia de la radiación quedó prácticamente "congelado" en su forma, la de un cuerpo negro, cuya temperatura sin embargo decrece, a causa de la continuada expansión.

Junto con el espectro se congelaron también las variaciones locales de temperatura asociadas con las eventuales condensaciones de materia existentes en la época de la recombinación, variaciones que permanecen impresas en la distribución espacial de la radiación, independientemente de la evolución posterior de las condensaciones de materia.

La presentación que hemos realizado del Big Bang es extremadamente simplificada. En realidad, es posible considerar varios efectos que pueden alterar el panorama resultante. Por ejemplo, la transición de Universo opaco a Universo Transparente no es instantánea y puede producirse de manera diferente en las distintas frecuencias; en esta situación se pueden verificar distorsiones del espectro de frecuencia, que en consecuencia se desvía del correspondiente al cuerpo negro.

Así pues, los calentamientos momentáneos de la materia en épocas posteriores a la recombinación, provocados por ejemplo por el encenderse de alguna clase particular de objetos (¿protoestrellas? ¿protogalaxias?), pueden volver a introducir durante cierto tiempo una interacción apreciable entre la radiación y la materia y destruir o alterar las huellas de temperatura existentes en la distribución espacial de la radiación.

Incluso se ha sugerido en el pasado que este último u otros efectos, como la emisión térmica del polvo presente en el espacio, podría justificar gran parte de la radiación de fondo actualmente observada, que por lo tanto no sería un simple residuo del Big Bang.

Para decidir entre estas posibilidades y confirmar, modificar o eventualmente descartar el modelo del Big Bang u otros modelos propuestos para explicar el nacimiento del universo, es necesario seguir profundizando en el estudio de las propiedades observadas de la radiación a 3º K.

En la actualidad nos encontramos en un universo en expansión, como parece confirmar el corrimiento hacia el rojo de las líneas de los espectros de las galaxias lejanas, teniendo en cuenta este hecho y en base a los conocimientos actuales de la Física, podemos ir atrás en el tiempo y reconstruir la historia de nuestro universo desde que estaba a una temperatura de 1011 ºK.

En este límite de temperaturas, las únicas partículas existentes en grandes cantidades eran los fotones, electrones, positrones, neutrinos y antineutrinos, en equilibrio térmico.

Lo que ocurre en este Universo se puede explicar por las leyes de la mecánica estadística. Esto, con independencia de lo que ocurriera con anterioridad, parece que está bastante de acuerdo con el hallazgo de la radiación de fondo de 3ºK, reliquia del pasado, con la abundancia de helio, y con la nucleosíntesis estelar.

Es decir en sus ardientes inicios, el Universo emitió casi con toda seguridad radiación gamma altamente energética. Pero con el tiempo el Universo se expandió, se hizo menos denso y se enfrió.

De modo que aquella radiación emitida originariamente se tiene que haber desplazado de un modo continuo desde los rayos gamma y rayos X que corresponden a la materia muy caliente, hacia las formas menos energéticas de los rayos ultravioleta, los visibles y los infrarrojos, convirtiéndose finalmente en las ondas de radio que genera la materia relativamente fría.

A partir de aquí la "expansión" sobrepasaba el estado de hipótesis, y tomaba la dimensión de una verdadera teoría científica, origen de nuevas investigaciones; una teoría que casi nadie discute en la actualidad, aunque su significado siga siendo objeto de debates.

foto pagina 162 curvas del Libro de Eric Chaisson.

4.2 El Premio Nobel a La Teoría del Big-Bang.

En 1978 Penzias y Wilson son distinguidos con el galardón de premios Nobel, por el descubrimiento de la radiación del fondo de microondas procedente del Universo.

La radiación de fondo cósmica o radiación cósmica de 3ºK, descubierta por Penzias y Wilson, se considera "una reliquia fosilizada de los primeros instantes de la historia del Universo"

El Comité Nobel es un baremo útil para marcar la consolidación de una teoría en la comunidad científica: sólo recibe el Nobel aquel cuyo descubrimiento corresponde a la teoría dominante (nunca se puede afirmar que sea la verdadera). Así, la Academia Sueca decidió dar a la Gran Explosión su beneplácito en 1978. Desgraciadamente, para esta época ya habían fallecido sus principales responsables (Gamow, Lemaître...), de manera que el premio fue para Penzias y Wilson. ( ¡lo que parece ser bastante injusto con Dicke y Peebles, y no tanto con Gamow y Lemaître ya que estaban muertos!).

4.3.- Puntos Débiles de La Gran Explosión:

La gran Explosión tiene cuatro puntos débiles importantes:

1.- ¿ Por qué existen galaxias (y consecuentemente estrellas, planetas y personas)?

2.- ¿ Por que la radiación de fondo es tan igual ?.

Como hemos visto, la radiación de fondo de 2,7 grados K es una de las demostraciones básicas de que hubo una Gran Explosión. Sin embargo es el origen también de otro de sus problemas: si medimos la temperatura del cielo en una dirección y luego en su contraria (damos una vuelta de 180 grados), la igualdad de temperatura supera el 0,01 %. Esto es en teoría imposible. Esas zonas del cielo nunca han estado en contacto (ni siquiera en los primeros instantes del Cosmos) por lo tanto no se han podido "decir" la temperatura a la que deben estar, ya que la luz de una no ha tenido tiempo de llegar a la otra. A esto se le conoce como "problema del horizonte".

3.- ¿ Por qué el Universo es tan plano?

4.- ¿ Por qué hay tan poca antimateria en nuestro entorno (que en este caso significa las galaxias cercanas)?

5.- Análisis de la radiación relicta:

La radiación relicta trae una importantísima información acerca del pasado del Universo. Por ello ahora la analizaremos con más detalles. En primer lugar quiero dar algunas cifras que se desprenden de las observaciones.

5.1 Fotones relictos por unidad de volumen.

La intensidad máxima de la radiación relicta corresponde a una longitud de onda de cerca de 0,1 cm. Conociendo la temperatura, también se puede calcular cuántos fotones de esta radiación recaen por unidad de volumen.

Resulta que por cada centímetro cúbico hay:

500 fotones/cm3.

Esto es muchísimo. Hay muchos más fotones relictos que partículas pesadas (protones) y núcleos atómicos más pesados.

Efectivamente, la densidad media de la substancia en el Universo es de cerca de:

3. 10-31 g/cm3.

El componente más importante de esta substancia es el hidrógeno. Por ello dividiendo la densidad por la masa del núcleo atómico del hidrógeno (esta masa es de 10-24 gramos), obtendremos que una partícula corresponde por termino medio a varios metros cúbicos. Esto significa que hay fotones relictos en mil millones de veces más que partículas pesadas.

5.2.- ¿ Cuál es la Densidad de la radiación relicta ?

Con una temperatura de 3º K la energía de cada fotón es de unos:

10-15 ergios.

Multiplicando esta energía por 500 fotones en un centímetro cúbico obtendremos la densidad:

er.r = 5.10-13 erg/cm3

Si escribimos esta densidad de la energía en forma de la densidad de la masa r por la formula de Einstein:

e=r.c2

resultará:

rr.r= 5x10-34 g/cm3.

Comparando esta con la densidad de la substancia

rsubst = 3.10-31 g.

podemos ver que por la masa hay mil veces más substancia que radiación, a pesar de que por la cantidad de partículas la correlación

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es a favor de la radiación.

5.3 ¿ Que pasaba con estas partículas en el pasado ?

Veamos que pasaba con estas y otras partículas en el pasado. En el pasado visible ni las unas , ni las otras partículas prácticamente no nacían ni desaparecían. Aquí se deben hacer ciertas aclaraciones:

5.3.1 Los fotones relictos.

La primera de ellas se refiere a los fotones relictos. El Universo de hoy es prácticamente transparente para la radiación relicta.

Está claro que los fotones relictos en el Universo actual en su aplastante mayoría no interaccionan con la substancia y a causa de ello no pueden cambiar en número.

En el lejano pasado, cuando la densidad de la substancia era grande, también era grande la temperatura. La substancia del Universo estaba ionizada era un plasma casi homogéneo; en ese entonces era opaca para la radiación. Los fotones relictos interaccionaban activamente con esa substancia. Mas cuantos fotones eran absorbidos en el grueso de la substancia, en cierto pequeño intervalo de tiempo, tantos se creaban con esta substancia caliente.

Existía, como dicen, un equilibrio entre la radiación y la substancia. Esto significa que también en este período la correlación de mil millones de fotones por un protón era correcta.

5.3.2 Los protones.

La segunda aclaración se refiere a los protones.

En su lejano pasado, en los primeros instantes después de haber comenzado la expansión, hacía tanto calor en el Universo, que con una temperatura mayor de diez mil millones de grados, la colisión de las partículas creaba protones y sus antipartículas (los antiprotones), neutrones y antineutrones.

La conclusión podría ser: Se puede considerar que tanto los fotones relictos, como las partículas pesadas se conservan siempre.

6.- Investigaciones y peripecias de George Smoot

Dennis Sciama de la Universidad de Cambridge argumentaba que radiación cósmica de fondo se podía utilizar como herramienta para comprobar si el marco inercial local rotaba contra la materia distante en el Universo. Una medición exitosa del principio de Mach multiplicaría la exactitud de este principio por 5000. George Smoot estaba extasiado, ya que podía usar la radiación cósmica de fondo para aprender cosas sobre la rotación del Universo.

Lo que más preocupaba a los teóricos con respecto al Big Bang es su requerido espacio-tiempo para comenzar en un solo punto matemático, fenómeno conocido como "singularidad". Por extraño que parezca, este punto debería ser de tamaño cero y densidad infinita. Aquí las leyes de la física se anulan y el Universo queda, efectivamente, más allá de cualquier descripción matemática. Los teóricos rechazan tal perspectiva porque al igual que Einstein, no dejan que las leyes de la física se derrumben y reine el caos. Esta embarazosa perspectiva podría evitarse, sugirieron algunos, si el Universo se expandiese asimetricamente.

En este caso, podría oscilar, expandiéndose y contrayéndose de forma alternada, de manera que el momento decisivo al final de la fase de contracción pudiera evitarse. Si una dirección era colapsada más rápidamente que las otras, entonces el Universo se desplomaría, se cruzaría y comenzaría a expandirse nuevamente hacia afuera antes de que llegaran las otras direcciones.

Esto según Smoot era un territorio inexplorado, por lo que pensó que si lo ponía a prueba experimentalmente, seguramente encontraría algo interesante.

Pensaba que la radiación cósmica de fondo, impregnaba todo el espacio, y en consecuencia podía ser utilizada como sustituto del mítico espacio absoluto concebido por Newton y rechazado por Einstein, pero sin violar la relatividad especial (como decía Peebles).

La radiación cósmica sería un marco Universal de referencia mediante el cual podría detectarse el espacio absoluto. De pronto Smoot se dio cuenta de que este podía ser su punto de apoyo para explorar el Universo.

Si Match tenía razón ( y los experimentos en el laboratorio parecían confirmarlo), desde el momento en que la Galaxia rota, el Sol y la Tierra deben de estar moviéndose alrededor de ella a unos 250 Km/s. Sciama y Peebles señalaron que esto significaba que había una anisotropía dipolar a nivel del 0,08 %, casi una parte en mil.

G. Smoot se dedica durante una buena parte de su tiempo a experimentos a encontrar los dipolos utilizando Globos. El MAX: el millimeter anisotropy experiment o experimento de anisotropía milimétrica fue un experimento en globo en Palestine (Texas). Estos experimentos corrieron toda clase de vicisitudes pero le sirvieron en su gran carrera de encontrar las arrugas del espacio-tiempo.

G. Smoot buscó el apoyo de Luie, en su proyecto de búsqueda del dipolo. Desde el fracaso del experimento de Michelson-Morley en 1886 a la búsqueda de un marco universal de referencia absoluto y de demostrar la existencia del éter: los físicos teóricos tenían un rechazo natural a todo aquello que se le pareciese. El experimento lo bautizaron con el nombre de: Nuevo experimento de Arrastre del Éter.

6.1 El Radiómetro diferencial de Microondas D.M.R

Durante casi una década, los astrónomos habían estudiado la radiación cósmica de fondo valiéndose de instrumentos tales como receptores de radio y bolometros, que son sensibles a la extremadamente tenue radiación de microondas del cielo.

George Smoot decidió utilizar un receptor de radio conocido como differencial microwave radiometer (Radiometro diferencial de microondas, o DMR ,cuyo antepasado había sido inventado en los años cuarenta por Robert Dicke.

El DMR no medía la temperatura absoluta de un punto determinado del cielo, sino la diferencia de temperatura entre dos puntos, de ahí el termino diferencial.

Mientras que un radiómetro de una antena diría " la temperatura en el punto A es de 2,725 ºK", un radiómetro diferencial de doble antena nos indicaría que la diferencia de temperatura entre el punto A y el punto B es de 0,002 ºK".

Se diseño un DMR asimétrico y lo ubicaron sobre una plataforma que podía girar 180º hacia adelante y hacia atrás, de esta forma, cada visión de antena se intercambiaba y la señal del cielo variaba de signo mientras toda falsa señal de cualquier asimetría de DMR permanecía constante. Este doble control de cada medición incrementaba la sensibilidad y la fiabilidad de todo el instrumento.

El equipo de Smoot sabía que la construcción era técnicamente difícil y que dependía de donde se instalase el DMR. Su objetivo era llegar tan alto como fuese posible por encima de la superficie terrestre, esto es, de los radares militares, del oxigeno atmosférico, el vapor de agua y demás fuentes de interferencia de microonda.

Por ese entonces Smoot había fantaseado en sobre la posibilidad de ubicar los instrumentos en satélites en órbita alrededor de la Tierra y ya estaba haciendo planes para sugerir la posibilidad a la NASA. Sin embargo esta perspectiva todavía era remota y entretanto debía conformarse con soluciones más vulgares.

Entonces en 1973, escuchó una conferencia de Charles Townes que realizaba sus experimentos en avión de transporte militar el C-141, que había sido reconvertido en observatorio volante. Y pensó con la posibilidad de poner el DMR en un avión.

6.2.- El Avión que espiaba el Origen del Universo.

En busca del avión G. Smoot visitó las instalaciones de la NASA-Ames situadas en Mountain View, para interesarse por el Observatorio Aerotransportado Kuiper, pero este avión tenía dos problemas: el primero que solo disponía de una ventana y necesitaban dos y el segundo era que no alcanzaba la altura suficiente, para poder así eliminar la mayor cantidad de ruido atmosférico posible.

Pero entonces se le ocurrió la idea de utilizar el avión espía U-2, estos eran capaces de alcanzar la estratosfera volando a más de 21.000 metros de altura, teniendo una gran estabilidad. Pidió el avión a Hans Mark y este se lo concedió sin reparos, y les hizo tener confianza en que la NASA vería de buen grado el participar en el "Nuevo experimento de arrastre del éter".

El primer desafió con el que se encontró fue integrar el radiómetro diferencial de microondas con el U-2. El DMR tenía que estar totalmente automatizado, pues el piloto debía encargarse de los controles del avión y no había lugar para un pasajero.

Para poder evitar las posibles interferencias atmosféricas instalaron un radiómetro extra, el 54 GHz DMR. La emisión atmosférica de microondas es unas cuatrocientas veces mayor que el 33GHz, de modo que el nuevo radiómetro detectaría la más ligera fluctuación en las señales atmosféricas y por lo tanto cualquier inclinación, por leve que fuera del U-2. Después del vuelo se podía comparar la señal del 54 Ghz con la del 33 Ghz para distinguir entre las señales causadas por la anisotropía cósmica y las provocadas por la atmósfera. (El 54 Ghz DMR funcionó maravillosamente, pues midió la inclinación del avión con una precisión de más de un sexto de grado.

El primer vuelo del U-2 fue fijado para el 7 de Julio de 1976, dos semanas después de que la sonda Viking fuese lanzada sobre Marte.

Los cuernos del DMR cambiaban de posición cada 32 segundos y, e iban comparando automática y repetidamente las temperaturas de distintas partes del Cosmos. Los datos se analizaban al principio a medida que llegaban.

Después de que se resolvieran algunos problemas iniciales, el DMR se dedicó a su tarea principal, es decir medir las diferencias minúsculas en la radiación de fondo en diferentes partes del cielo. Posteriormente se consiguió aumentar la sensibilidad del DMR desarrollando nuevos programas de ordenador para analizar datos. Estaban preparados para utilizar la radiación cósmica de fondo como una herramienta con la que explorar la dinámica del Universo.

Al cabo de seis vuelos científicos completos, los datos del DMR aportaban la prueba de la rotación del Universo. En el mapa celeste que estábamos formando de manera acumulativa, hallamos indicios de que se estaba formando un dipolo. Se había diagramado los datos sobre una esfera celeste que mostraba las constelaciones, las estrellas más brillantes, un escorzo de la Vía Láctea y el sistema celeste de coordenadas señalado en él. Puso marcas de colores en el globo indicando las variaciones de temperatura. Y finalmente pudo observar lo que buscaban: la anisotropía dipolar mostraba una parte del cielo más caliente (desplazamiento hacia el azul) y la opuesta más fría(desplazamiento hacia el rojo).

El grado de anisotropía era pequeño, tan solo uno por mil. El cielo era más caliente en la dirección de Leo y más frío en la de Acuario, lo que significaba que la Tierra se movía hacia la primera y se alejaba de la segunda. Solo había una explicación: La Galaxia entera no solo rota, tal como debe ser, sino que también se mueve a través de espacio.

Nadie había sospechado semejante cosa. Y comprobaron que se desplazaba muy rápidamente, a 600 Km/s, es decir, más de dos millones de kilómetros por hora. Sus resultados solo podían ser correctos si existía una masa celeste tan gigantesca como insospechada, cuya gravedad estuviera arrastrando a la Vía Láctea hacia ella.

Estos datos fueron anunciados en la reunión de la Sociedad Americana de Física que tuvo lugar en Washington en Abril de 1977. El New York Times publicó un articulo sobre el descubrimiento el !4 de Noviembre de 1977. En él se exponía el desafío que sus resultados planteaban a la cosmología ortodoxa.

En primer lugar, el movimiento extraordinario de nuestra galaxia suponía la existencia de cuerpos masivos hasta no detectados en el Universo, lo cual significaba que en este la materia no está distribuida de manera tan homogénea como se había pensado. La inesperada existencia en el Universo actual de estructuras enormes, significaba que las semillas cósmicas de las cuales creció deben de haber estado presentes en el Universo primitivo. De otro modo, no podrían haberse desarrollado tanto como lo hicieron. Por lo tanto un efecto de su descubrimiento fue enfocar la atención sobre la naturaleza de esas semillas y el modo de detectarlas.

Años más tarde , otros astrónomos emprendieron la búsqueda de semejante estructura y la encontraron; le pusieron por nombre gran atractor. Pero por grande que sea, es muy probable que existan otras estructuras de este tipo.

6.3.- Conclusiones de los Resultados del U-2.

Vivíamos en un Universo muy diferente del que se había aceptado hasta entonces.

En la cosmología acababa de producirse una revolución. Se había derribado la vieja teoría de que las Galaxias están distribuidas uniformemente por todo el Universo, y se planteaba un panorama completamente nuevo.

Algunas regiones del Universo están virtualmente desprovistas de Galaxias y existen como vastas extensiones de nada; en otras, miles de millones de Galaxias forman inmensos supercúmulos galácticos que ejercen una enorme influencia gravitacional sobre otras galaxias distantes cientos de millones de años luz. Nuestra propia Vía Láctea, como descubrió G. Smoot es una de esas víctimas galácticas y está siendo arrastrada a 600 Km/s hacia un gran supercúmulo.

Esta descripción del Universo - descomunales concentraciones galácticas alternadas con vacíos inimaginables - es muy distinta de la aceptada por los astrónomos a principios de los años setenta. Esta nueva visión hace que sea más urgente comprender los mecanismos que formaron las estructuras cósmicas después del Big Bang.

Las conglomeraciones masivas de Galaxias deben de haber crecido a partir de semillas cósmicas presentes en los primeros instantes del Universo. Estas semillas debían evidenciarse como fluctuaciones en la radiación cósmica de fondo (fluctuaciones que representan regiones primordiales de densidad ligeramente más elevada). Estas arrugas en el espacio-tiempo habrían desencadenado la condensación local de materia bajo la influencia de la gravedad, produciendo embriones de Galaxias y Supercúmulos. Hasta este momento, ninguna de estas semillas había sido vista (Hasta el COBE). La radiación cósmica de fondo, hasta donde se había podido determinar era completamente uniforme en todas las direcciones. Esto sólo podía significar una cosa: todas las teorías cosmológicas estaban equivocadas o nadie había buscado seriamente las semillas.

La Cosmología moderna descansaba sobre cuatro pilares:

- El oscuro cielo nocturno.

- La composición de los elementos.

- El Universo en Expansión y

- La existencia de la radiación cósmica de fondo.

Las arrugas si se encontraban significarían el quinto pilar. Y su descubrimiento podría convertirse en el más trascendental acontecimiento de la cosmología moderna. G. Smoot esperaba poder encontrar estas arrugas y al final lo consiguió con el COBE, después de múltiples experiencias y contratiempos.

6.4.- En busca de las Arrugas. EL COBE

El descubrimiento en 1964-1965 de la radiación cómica de fondo parece confirmar la realidad del Big Bang. Pero deja sin contestar una pregunta clave:

¿Cómo dirigió el Big-Bang la formación de estrellas, galaxias, cúmulos galácticos y demás, por condensación de la sustancia de la creación?.

Si el Big Bang tuvo lugar, las claves para la formación de las estructuras que actualmente vemos en el Universo deberían ser observables en los primeros residuos de la furia de la creación. Los indicios deberían advertirse en la radiación cósmica de fondo.

Para sus descubridores, la radiación de fondo proveniente de todas las regiones del Universo tiene la misma apariencia, una imagen que muestra un tejido uniforme de espacio y energía. Pero para que las estructuras se condensasen a partir de los productos del Big Bang, ese tejido uniforme tiene que haber tenido pequeñas arrugas, fluctuaciones en la temperatura causadas por las áreas de mayor densidad.

De acuerdo con la teoría del Big Bang, la materia (familiar y no familiar) pude haberse condensado para más tarde formar estructuras galácticas en esas áreas a través de la gravedad.

Esas arrugas - a las que podemos llamar "semillas cósmicas" de las que crecieron las galaxias - tiene que haber estado presentes, pues de otra manera la cosmología moderna, y específicamente la teoría del Big Bang, se verían en serias dificultades.

En 1974 comenzó la era de los satélites cosmológicos. En sus anuncios de oportunidades números 6 y 7, la NASA invitaba a los investigadores a proponer misiones astronómicas para satélites Explorer, tanto de tipo pequeño como mediano. G. Smoot había trabajado en Cosmología desde hace cuatro años, convencido de que era el ámbito donde las cuestiones fundamentales serían planteadas y respondidas. Smoot había tenido su primera experiencia lanzando a la estratosfera, a bordo de globos, instrumentos científicos exquisitamente sensibles, y muchos de ellos se habían perdido para siempre o habían sido convertidos en chatarra. Por otra parte acababa de embarcarse en la emocionante tarea de convertir un avión espía en un observatorio volante, para buscar las claves del Universo a través de la radiación cósmica de fondo. Pero los satélites era lo que el justamente buscaba.

G. Smoot y sus colegas de Berkeley empezaron a esbozar la propuesta al anuncio publicado de la NASA. En realidad se trataba de dos propuestas, y ambas tenían que ver con aspectos de la radiación cósmica de fondo.

El primer experimento consistía en realizar un mapa de microondas celestes, para buscar señales en aquélla, evidenciando las elusivas arrugas.

El segundo, que requería un instrumento de mayor tamaño, mediría el espectro de la radiación de fondo para determinar hasta qué punto era, en realidad, una reliquia del Big Bang con la esperada curva térmica, o de cuerpo negro.

G. Smoot conjeturó que el menor de ambos experimentos sería el que mayor número de probabilidades de éxito tendría, por lo que me concentré en él. El instrumento de medición del espectro se hizo tan grande que decidimos que requeriría un satélite solo para él. Para sus experimentos, estar en el espacio suponía una ventaja enorme. Ninguna contaminación atmosférica interferiría en la mediciones, ni se correría el riesgo de que las condiciones climáticas desbaratasen el experimento; se podrían hacer calibraciones fácilmente, sin que el agua se condensase o la atmósfera se congelara. La rotación del satélite y la órbita que trazaría exploraría automáticamente el cielo. El espacio proporciona un entorno más fácil de controlar y con una temperatura más homogénea que en la Tierra. Por otra parte se contaría con más tiempo de observación para conseguir la sensibilidad y calibraciones necesarias. Las cosas serían mucho mejores desde cualquier punto de vista.

La NASA recibió más de 120 propuestas llegadas de toda la nación. Los que se inclinaban por la Cosmología constituían una minoría: sólo tres grupos - el de G. Smoot, el de Gulkis y el de Mather- eran partidarios de lanzar satélites para observar la radiación cósmica de fondo. La propuesta de G. Smoot se centraba en la Búsqueda de arrugas en la radiación cósmica de fondo, para lo cual se valdrían de un pequeño instrumento lanzado a bordo de un cohete de bajo costo, al que pusimos por nombre Scout. La propuesta de Gulkis era similar a la de Smoot, en tanto que la de John necesitaba un satélite de lujo.

La NASA decidió que los tres grupos, deberían trabajar juntos. Y en 1976 seis de ellos Sam Gulkis, Mike Hauser, John Mather, Rainer Weiss, Dave Wilkinson y G. Smoot, constituyeron un equipo de estudio que debería de encargarse de evaluar y desarrollar las ideas.

Este grupo propuso una misión llamada "Cosmic Background Explorer" (explorador cósmico de fondo) o COBE, que portaría tres instrumentos:

1-) La idea de Smoot era emplear un radiómetro diferencial de microondas el DMR, más sensible que el utilizado en el U-2, para poder trazar el mapa del Universo tal como debía ser 300.000 años después de del Big Bang y buscar las semillas cósmicas primordiales.

2-) John Mather estaría a cargo del proyecto de "Infrared Absolute Spectrophotometer" (espectrofotómetro infrarrojo absoluto) o FIRAS, que mediría la curva espectral que indica la cantidad de Energía de cada longitud de onda de la radiación; su forma global nos diría si la radiación había sido producida por el suceso del Big Bang o por alguna otra cosa.

3-) Mike Hauser, por su parte, tendría a su cargo el "Diffuse infrared background experiment" (explorador de fondo difuso de infrarrojos) o DIRBE, que buscaría el fondo difuso de infrarrojos, el brillo de loa más antiguos objetos luminosos, como las estrellas y las galaxias. estas podían datar de diez o cien millones de años después del Big Bang.

Un dipolo como el detectado por el U-2, tiene dos polos, las partes más frías y calientes del cielo, que resultan de nuestro movimiento relativo respecto de la radiación cósmica de fondo. Un cuadriculo es un modelo de la temperatura en el cielo con cuatro polos, dos calientes y dos fríos, en un esquema simétrico.

El equipo tenía que probar sus instrumentos por exigencia de la NASA; no tenían más remedio pues que dedicarse a probarlos otra vez en los dichosos globos. En 19 de Noviembre de 1982 lanzaron un globo desde el Instituto de Pesquisas Espaciais (INPE) en Cachoeira Paulista.

Realmente la anisotropía cósmica , estaba resultando más difícil de detectar de lo que habían supuesto.

A finales de los años 60 los teóricos habían sugerido que la anisotropía podía ser relativamente fácil de encontrar (tan obvia quizá, como una décima parte de la radiación cósmica de fondo). Pero a mediados de los años 80, los instrumentos eran tan sensibles como una parte en diez mil, y aún así las semillas no aparecían. La única manera de poder encontrarlas era con el COBE. El COBE estaba previsto que se lanzase con un cohete tipo Delta, pero la NASA en esa época estaba pensando en los transbordadores espaciales tripulados.

Pero tras la desgracia del 28 de Enero de 1986, en la que se produjo la explosión del Challenger, toda la carrera espacial se vio paralizada, y consecuentemente tuvo que retrasar el proyecto COBE. La NASA preveía lanzar el COBE en 1988 y para entonces todos los instrumentos tendrían que estar preparados.

G. Smoot pensaba que si alguna vez conseguían lanzar el satélite, podría dar una respuesta a las semillas cósmicas. La detección de la variante de temperatura en la radiación cósmica de fondo, confirmaría que la gravedad moldeó el Universo presente. Si se fracasaba en el intento de detectar dichas semillas tendrían que buscar otras explicaciones.

Finalmente se había alcanzado el objetivo: los instrumento fueron rediseñados y se consiguió que el nuevo COBE pesara la mitad del original. Había requerido el trabajo de más de un millar de personas, varios años de esfuerzo contante, y su costo ascendía a 160 millones de dólares. Ya estaban listos para enviar el satélite desde la base de Vanderberg a fin de que fuese lanzado a bordo del cohete Delta.

El COBE se preveía ser lanzado el 18 de Noviembre de 1989. Los tres instrumentos a bordo del COBE iban a explorar la historia temprana del Universo de un modo que jamás había sido posible. La horquilla de lanzamiento sería entre las 6.24 y las 6.54 de la mañana .

El Delta era un cohete de 40 metros de altura que en la torre de lanzamiento pesaba 215 toneladas. La primera de sus dos etapas estaba alimentada con combustible líquido y contaba con nueve cohetes aceleradores. esta había sido construida por la McDonnell-Douglas en tanto que la segunda por Aerojet. La Thiokol Corporation era la responsable de los cohetes aceleradores. Para alcanzar la velocidad de escape el Delta debía superar los 27.000 Km/hora .

Una vez en órbita, expulsaría el satélite, que debía girar alrededor de la Tierra a unos 25.200 Km/hora.

Y por fin el Satélite COBE fue lanzado. Según Dennis McCarthy "debo reconocer que fue todo un paseo". El COBE se situó en un órbita muy estable: 900,5 Km por 899,3 Km de altura; casi perfectamente circular.

Se empezaron a analizar los datos y se comprobó que eran satisfactorios. Querían hablar de los resultados del COBE en la reunión de la Sociedad Americana de Astronomía en Enero de 1990, pero estaban dispuestos a no decir nada hasta que no hubieran enviado sus informes al Astrophysical Journal.

Y el último día de la conferencia John proyecto una transparencia en la que se veía un gráfico teórico de la radiación de cuerpo negro, mostrando como debía aparecer la radiación cósmica de fondo si realmente emanaba del Big Bang. Superpuestos a la curva teórica estaban los 67 puntos de datos medidos por el FIRAS, que juntos daban el espectro actual de la radiación de fondo. Se oyó una gran ovación. Y luego G. Smoot mostró sus datos del DMR. John reconoció que "todavía no hemos recogido las pruebas de nuestra existencia, pero me resisto a creer que la estructura actual existente no ha dejado su firma sobre la radiación de fondo".

Todavía le estaban siguiendo la pista al Big Bang.

Finalmente, el jueves 23 de Abril de 1992, en el encuentro de la Sociedad Americana de Física, que se celebraba en Washington, G. Smoot y su equipo dieron a conocer sus descubrimientos; previamente habían dado a conocer que el equipo del COBE se disponía a comunicar un anuncio importante.

El plan de G. Smoot era acercarse al momento del anuncio paso a paso. En primer lugar recordó a la audiencia los datos obtenidos por el COBE dos años atrás, según la radiación cósmica de fondo tenía las características de una radiación de cuerpo negro, lo que hacía que la teoría del Big Bang fuese digna de crédito. Después dijo que el radiómetro diferencial de microondas había medido el dipolo que previamente habían descubierto y que el anunció 15 años atrás. luego mostró datos referentes a que el aparato funcionaba bien. Y luego anuncio el ansioso Cuadrupolo. (Todo el mundo en la sala sabía lo que esto suponía), pero habían llegado todavía mas lejos: Habían descubierto y detectado un espectro de arrugas de todas las magnitudes.

Este hecho marcó la culminación de 20 años de investigación para G. Smoot y para la Cosmología suponía el mayor hito del largo viaje para comprender la naturaleza del Universo. Simplemente, el descubrimiento de las arrugas salvó la teoría del Big Bang en un momento en que era atacada por un número mayor de detractores. El resultado indicaba que la gravedad realmente pudo haber dado forma al Universo presente a partir de minúsculas fluctuaciones cuánticas que se produjeron en la primera fracción de segundo posterior a la creación.

Según como dijo Stephen Hawking:

" Es el descubrimiento más grande del Siglo, y quizá de todos los tiempos".

La imagen proporcionada por el satélite, lanzado por la NASA en Noviembre de 1989 y encargado de estudiar la radiación de fondo, muestra las diferencias de energía, y por tanto de densidad de materia, de esta radiación hacia el año 300.000 del Universo (hace unos 14.700 millones de años), indicio de que la materia no se encontraba uniformemente distribuida por el Cosmos, lo que explicaría que se llegasen a formar Galaxias.

De acuerdo con la teoría del Big Bang, hace unos 15.000 millones de años, el Universo era tan pequeño que ocupaba un espacio inferior al de un núcleo atómico. Y aunque nos imaginemos algo tan minúsculo como exterior a nosotros, lo cierto es que todo cuanto conocemos y nos rodea, animales, plantas rocas, planetas estrellas, incluidos nosotros mismos, estábamos ya allí metidos, en una extraña promiscuidad de densidad y temperatura casi infinitas.

Cuando en Abril 1992 se anunció que el satélite COBE había descubierto arrugas en la estructura del espacio-tiempo, se aseguraba haber logrado explicar el origen de las galaxias en armonía con las predicciones que la teoría del Big-Bang mantiene; y se produjo un notable interés público por el origen y la evolución del universo.

7.- Bibliografía:

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Autor: George Gamow

Editorial: R.B.A. Editores S.A.

Precio: 995 Pts.

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1993. Barcelona

Referencias, paginas: El Caos y el Universo en Expansión: 352 a 359..

2.-) La Creación del Universo.

Autor: George Gamow

Editorial: R.B.A. Editores S.A.

Precio: 995 Pts.

Colección: Biblioteca de Divulgación Científica. Nº1.

Precio: 995 Pts.

Lugar y Fecha: 1952. George Gamow.

1993. Barcelona

Referencias, paginas: Evolución contra permanencia: 17 a 38.

La gran Expansión: 39 a 72.

Apéndice II: Variaciones de temperatura y densidad en un Universo en Expansión: 212 a 214.

3.-) La Expansión del Universo.

Autor: Evry Schatzman

Editorial: Ediciones Akal S.A.

Colección: Ciencia Hoy Nº 4.

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Referencias, paginas: La radiación de fondo del cielo: 36 a 40.

El problema de la Isotropía: 47 a 49.

4.-) Los Niños de Urania

Autor: Evry Schatzman

Editorial: Salvat

Colección: Biblioteca Científica Salvat Nº 90.

Lugar y Fecha: 1986: Editions du Seuil. París

1989: Barcelona. Salvat Editores.

Referencias, paginas: Apéndice 2: La Física de la expansión y la radiación de fondo del Universo. Paginas 193 a198.

5.-) Nueva Guía de la Ciencia. Ciencias Físicas.

Autor: Isaac Asimov

Editorial: R.B.A. Editores S.A.

Colección: Biblioteca de Divulgación Científica Nº 6.

Precio: 995 Pts.

Lugar y Fecha: 1960. Basic BooKs, Inc. New York..

1993. Barcelona

Referencias, paginas: Ampliación del Universo: 50 a 52.

La gran Explosión Big Bang: 65 a 68

6.-) El Universo (I) ( De la Tierra plana a los cuasares ).

Autor: Isaac Asimov.

Editorial: Alianza Editorial. y Club Internacional del Libro.

Colección: Biblioteca fundamental de nuestro tiempo Nº 4.

Lugar y Fecha: 1966. Isaac Asimov.

1985. Duodécima edición 1985

Referencias, paginas: .La Galaxia de Andrómeda. 123 a 127.

7.-) Historia del Telescopio.

Autor: Isaac Asimov.

Editorial: Alianza Editorial.

Colección: El Libro de Bolsillo Nº 1200. Sección: Ciencia y Técnica.

Lugar y Fecha: Madrid, 1986

Precio 850 Pts

Referencias, paginas: Los quásars: 271, 272.

8.-) De Stonehenge a la Cosmología contemporánea. Copernico

Autor: Fred Hoyle.

Editorial: Alianza Editorial.

Colección: El libro de bolsillo Nº 630. Sección: Ciencia y Técnica.

Precio: 525 Pts.

Lugar y Fecha: 1972. W.H. Freeman & Company.

1986: Madrid

Referencias, paginas: Desarrollos recientes de la Cosmología (I y II):75 a 120.

9.-) Historia del Tiempo. Del Big Bang a los agujeros negros.

Autor: Stephen W. Hawking

Editorial: Alianza Editorial.

Colección: El libro de bolsillo Nº1485. Sección: Ciencia y Técnica.

Precio: 590 Pts.

Lugar y Fecha: 1988. Stephen w. Hawking.

1990. Madrid

Referencias, paginas: El Universo en Expansión. 59 a 81.

El origen y el destino del Universo: 158 a 193.

10.-) Material de apoyo para el curso: Introducción a la Astrofísica.

Autor: Mª Begoña de Luis Fernández.

Editorial: UNED.(840240)

Colección: Programa de Formación del profesorado

Lugar y Fecha: Madrid, 1992

Referencias, paginas: .Astronomía y procesos nucleares: 83.

(Revista Tribuna de Astronomía, extra Nº2)

11.-) Guía Didáctica: Introducción a la Astrofísica.

Autor: Mª Begoña de Luis Fernández.

Editorial: UNED.(840240)

Colección: Programa de Formación del profesorado

Lugar y Fecha: Madrid, 1992

Referencias, paginas: La Astronomía en la Historia: 11

Nacimiento del Universo: 13

Estructura a gran escala del Universo: 21.

12.-) El Universo: Guía Didáctica.

Autor: Mª Begoña de Luis Fernández

Editorial: Equipo Sirius, S.A.

Colección: Colección Praxis.

Precio: 1250 Pts.

Lugar y Fecha: 1988. Madrid.

Referencias, paginas: Nacimiento del Universo: 31 a 33.

Estructura a Gran escala del Universo: 77 a 80.

13.-) Física Cuántica. Átomos, moléculas, sólidos, núcleos y partículas.

Autor: Robert Eisberg y Robert Resnick.

Editorial: Editorial Limusa. Noriega Editores.

Precio: 4880 Pts.

Lugar y Fecha: 1989 México, D.F.

Referencias, paginas: Aplicación: la ley de radiación de Planck en termometría38

14.-) El Amanecer Cósmico. Orígenes de la materia y la vida.

Autor: Eric Chaisson

Editorial: Salvat

Colección: Biblioteca Científica Salvat Nº 66.

Lugar y Fecha: 1989: Barcelona. Salvat Editores.

Referencias, paginas: El Gran panorama: Paginas 1 a 31.

15.-) Relatividad, Agujeros Negros y el destino del Universo.

Autor: Eric Chaisson.

Editorial: RBA Editores.

Colección: Biblioteca de Divulgación Científica Nº 10.

Precio: 995 Pts.

Lugar y Fecha: 1988 Eric J. Chaisson.

1993. Barcelona

Referencias, paginas: .Pruebas Cosmológicas: 157 a 171.

16.-) Espacio-tiempo y Átomos. Relatividad y Mecánica Cuántica.

Autor: José Manuel Sánchez Ron.

Editorial: Ediciones Akal S.A.

Colección: Historia de la Ciencia y de la Técnica Nº 51.

Lugar y Fecha: 1992. Madrid.

Referencias, paginas: Cosmología relativista y Expansión del Universo. 17 a 23.

17.-) Tiempo Cero : Un viaje al BIG BANG.

Autor: Eusebio R. Arias.

Editorial: Equipo Sirius.

Colección: Biblioteca de Divulgación Científica. Tomo 6.

Lugar y Fecha: Madrid, 1992

Precio 500 Pts

Referencias, paginas: El Eco de la Explosión: 43.

18.-) El Universo. (Su principio y su fin).

Autor: Lloyd Motz

Editorial: Antoni Bosh, editor

Colección: Conjeturas

Lugar y Fecha: 1975, Lloyd Motz

1985. Barcelona.

Precio: 1790 Pts.

Referencias, paginas: Recesión de las Galaxias: 37,38

Radiación cósmica de fondo: 60,61.

19.-) Universo. Expo´92. Pabellón temático.

Autor: Sociedad Estatal para la exposición Universal de Sevilla 92

Editorial: Centro Publicaciones. Expo´92

Lugar y Fecha: Sevilla 1992.

Referencias, paginas: El salto de lo más grande a lo más pequeño: 38.

20.-) 1001 Cosas que todo el mundo debería saber sobre Ciencia.

Autor: James Trefil

Editorial: R.B.A. Editores S.A.

Precio: 995 Pts.

Colección: Biblioteca de Divulgación Científica Nº 3.

Lugar y Fecha: 1992. James Trefil.

1993. Barcelona

Referencias, paginas: Capitulo 7: Astronomía. 351 a 407..

Cuestiones 900,904,914,917,922,932,933, y 935 a 942.

21.-) El Universo.

Editorial: Editorial Noguer.

Colección: EMA (Enciclopedia del Mundo actual).Tomo 5.

Lugar y Fecha: Barcelona 1977

Referencias, paginas: Big Bang: Pag 66 y 67

Modelo de Gamow: Paginas 152 y 153

Radiación cosmológica. Pag 184 y 185

Hubble, 28,30,32,37,42

22.-) Los tres primeros minutos del Universo

Una concepción moderna del origen del Universo.

Autor: Steven Weinberg

Editorial: Alianza Editorial

Colección: Ciencias.

Lugar y Fecha: 1977: Steven Weinberg.

1991: Madrid

Referencias, paginas: El fondo de radiación cósmica de microondas. 47 a 71.

Glosario: 135 a 142.

Suplemento matemático:

El Efecto Doppler, 143,144.

Radiación del cuerpo Negro; 148, 149, 150.

23.-) Cómo explotó el Universo.

Autor: I. Nóvikov.

Editorial: Editorial Mir Moscú.

Colección: Ciencia Popular.

Lugar y Fecha: Moscú 1988. España 1990.

Precio 700 Pts

Referencias, paginas: Capitulo 1: Introducción. Páginas 11 a 19. Capitulo 13: Reflejo de la Gran Explosión Pagina 90.

24.-) Atlas de Astronomía.

Autor: Arthur Klein.

Editorial: Editorial THEMA. Ediciones Mistral, S.A.

Colección: Gran Colección de Atlas de las Ciencias.

Lugar y Fecha: 1989 Bilbao.

Referencias, paginas: Cosmología: 82 a 87.

25.-) Crónica de la Técnica

Autor: Director: Guillem Burrel i Floría.

Editorial: Plaza & Janés Editores, S.A.

Lugar y Fecha: 1988: Alemania; 1989: Esplugues de LLobregat..

1992: Edición especial para Diario 16.

Referencias, paginas: 588: Karl Jansky descubre unas misteriosas ondas de radio.

588: Nacimiento de Penzias.

601: Nacimiento de Wilson.

606: Se construye el primer radiotelescopio.(Grote Reber)

691: Lanzamiento del Satélite Echo 1.

693: Los Satélites ya son rutina.

699: Imágenes de televisión vía satélite.

708: La radiación fría procedente del espacio.

851: Una foto del año 300.000 del Universo.

867: Premios Nobel de Física 1978. Científicos de la A a la Z.: 882 a 917.

26.-) Arrugas en el Tiempo

Autor: George Smoot y Keay Davidson

Editorial: Plaza & Janes Editores.

Colección: Saber más.

Precio: 2600 Pts.

Lugar y Fecha: 1993. George Smoot.

Febrero 1994. Barcelona.

Referencias, paginas: Páginas 102 a 105; 142 a 158; 164 a 173; 182,188,

194,200,201,225 a 242,267,272,280,284,306,314,

317, 336.

27.-) El Universo. Enciclopedia Sarpe de la Astronomía.

Dirección: Piero Tempesti.

Editorial: Editorial Sarpe.

Lugar y Fecha: 1982. Madrid.

Referencias, paginas: .Tomo 3. La Evolución del Universo: 921 a 948.

28.-) Astronomía Vídeo. El Universo en Directo.

Dirección científica: Corrado Lamberti.

Editorial: Orbis-Fabri.

Colección: Fascículo Fotográfico Nº 30.

Lugar y Fecha: Barcelona. 1992.

Referencias, paginas: Pag 1: El Eco del Big Bang y el origen de las Galaxias.

¿Que es la radiación "Fósil"? (Articulo de Giorgio Sironi publicado en L'Astronomia en Noviembre de 1981).(Hecho)

Pag 3: En la radiación "Fósil", La historia del Universo Primordial.(Articulo de Nazzareno Mandolesi publicado en "L'Astronomia" Junio de 1987.

Astronomía Video: El Cielo en la Historia: Paginas: 51, 131, 227, 261, 281, 303

Astronomía Video: La Vía Láctea: 27, 31,41, 67, 71, 75,91,93,105

Astronomía Video: El Universo: 1,51,59,73,183.

Astronomía Video: Sistema Solar: 371.

Astronomía Video: Instrumentos y Métodos: 83,87.

Astronomía Video: Vida en el Universo: 3,7, 9,11,35.

Publicado Originalmente en la página:

http://www.geocities.com/Eureka/Enterprises/9089/

http://www.geocities.com/Eureka/Enterprises/9089/htm/radiacion.htm

FIN.

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martes, 27 de enero de 2009

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