Una aguja en un pajar

• Título: Spectral distortions of the CMB by the cumulative CO emission of galaxies throughout cosmic history.
• Autores: Natalie Mashian, Abraham Loeb, Amiel Sternberg.
• Institución del primer autor: Harvard University, Cambridge, MA, USA.
• Estado del artículo: enviado a MNRAS.

Cuando se trata de estudiar los comienzos del Universo, nada mejor que tener una fotografía a color de lo que estaba sucediendo 400.000 años después del Big Bang. Esta fotografía se conoce como “fondo cósmico de microondas“, o “CMB” por sus siglas en inglés. Aunque quizás resulte contradictorio considerar a un Universo de 400.000 años de edad como un retoño, hay que recordar que el Universo de hoy tiene la exorbitante cifra de 13.800 millones de años, y que la Tierra ha existido desde hace aproximadamente 4.500 millones.

Así pues, una fotografía del Universo a sus 400.000 años es digna de hacer historia. La razón por la que no podemos acceder a etapas anteriores en la vida del Universo es que, en esas épocas, éste era tan pero tan denso que la luz no podía escapar. La temperatura en ese entonces era suficiente para mantener a los electrones y protones separados. Los fotones quedaban así atrapados en equilibrio térmico con la materia ionizada que constituía el Universo, interactuando por un mecanismo conocido como dispersión de Thomson. A medida que el Universo se expandía, se iba enfriando. Llegó un punto en el que la temperatura no alcanzó para mantener a la materia ionizada. Éste fue el momento de la recombinación de electrones y protones para formar átomos de hidrógeno. Desde entonces, los fotones quedaron en libertad y se fueron enfriando (por efecto Doppler) a medida que el Universo se expandía. Estos fotones son los mismos que vemos hoy rodeándonos y a los que llamamos CMB.

Figura 1. Imagen de las perturbaciones de 1 en  100.000 en el fondo cósmico de microondas de 2.73 K observado por Planck y WMAP. Las regiones en rojo son regiones un poco más calientes y aquéllas en azul, zonas más frías en la distribución de materia cuando el Universo tenía 380.000 años de edad. Crédito: ESA/Planck & NASA/WMAP.

Gracias a la fotografía del CMB, ha sido posible determinar la composición y la geometría de nuestro Universo. Esta ha sido la tarea de varios experimentos, de los cuales los más conocidos son COBE, WMAP y recientemente, Planck. Estos satélites se dedicaron a reconstruir la imagen del CMB con cada vez mayor precisión. COBE reveló la imagen de un fondo de microondas más o menos uniforme, como si todo el Universo estuviera embebido en un baño de fotones a una temperatura de 2.73 K. Pero también encontró pequeñas perturbaciones de 1 parte en 100.000 en esta imagen. Esas perturbaciones representan grumos de densidad y la distribución de materia en el Universo temprano. Su distribución nos informa sobre las propiedades del Universo y sus componentes. WMAP y Planck continuaron la tarea comenzada por COBE.  A través de mapas cada vez más exquisitos de las perturbaciones (Figura 1), Planck reveló que el Universo está compuesto en un 32% de materia y en un 68% de energía “oscura”, una misteriosa fuerza que propulsa su expansión acelerada. De toda la materia que compone el Universo, ~85% es materia “oscura” – materia que no podemos ver pero cuyos efectos gravitatorios influyen en el proceso de formación de galaxias, cúmulos de galaxias y toda la estructura de gran escala del Universo. Estos avances han causado una revolución en nuestra manera de entender el cosmos. Y sin embargo, 35 años después del lanzamiento de COBE, quedan cosas por aprender del CMB.

Si bien la temperatura aproximada del CMB es de 2.73 K, no todos los fotones están exactamente a esta temperatura. Hay cierta distribución con la temperatura, el llamado “espectro de cuerpo negro”, que es consecuencia de que la luz y la materia se hallaban en equilibrio térmico antes de desacoplarse. Este espectro fue medido por COBE y se muestra en la Figura 2. La forma exacta de la curva tiene información adicional sobre distintos procesos físicos en el Universo temprano. Algunos ejemplos incluyen: la existencia y decaimiento de partículas supersimétricas, la naturaleza de la materia oscura, modelos del período inflacionario del Universo temprano y la energía inyectada por la formación estelar a lo largo de la historia del Universo. Esta información se halla codificada en desviaciones del espectro de cuerpo negro, las llamadas “distorsiones espectrales”.

Figura 2. El espectro de cuerpo negro del CMB. Los datos tomados por COBE en 43 puntos a lo largo de esta curva tienen tal precisión que las barras de error tienen un tamaño menor al ancho de la curva graficada. Crédito: NASA/COBE.

Figura 3. Las curvas punteadas azul y roja muestran los límites actuales de COBE: distorsiones por encima de los valores de esas curvas están descartadas. La curvas de guiones en azul y en rojo señalan los límites que serían posible con PIXIE en el futuro. La línea verde es la distorsión esperada debido a la reionización del Universo, es decir, una de las señales buscadas, mientras que la línea sólida negra es la emisión debida a monóxido de carbono en las galaxias que se encuentran formando estrellas. La banda en gris representa la incerteza que proviene de ciertas hipótesis adoptadas en el model de emisión de microondas de las galaxias. Figura 3 de Mashian et al.