806040200100 MULTIPOLO L1000 10 10 4MODELO I (CHDM):MATERIA OBSCURA FRIA + CALIENTE(0,7, 0,1, 0,2,0)MODELO II (ΛCHDM):MATERIA OBSCURA FRIA + CALIENTE + Λ(0,2825, 0,05, 0,0175, 0,65)MODELO III (SCDM):MATERIA OBSCURA FRIA "SIMPLE"(0,95, 0,05, 0, 0)El grupo <strong>de</strong>l COBE obtuvo laimagen <strong>de</strong> las anisotropías <strong>de</strong>la radiación cósmica <strong>de</strong> <strong>fondo</strong>. Perono se proyectó tal registro para medirel diminuto nivel <strong>de</strong> polarizaciónque la teoría predice para dicharadiación. Así, aunque clavespara la cosmología, <strong>los</strong> resultados<strong>de</strong>l satélite no permitían discriminarentre mo<strong>de</strong><strong>los</strong> <strong>de</strong> formación <strong>de</strong> estructuras.A<strong>de</strong>más, en sus datos seencontraron características que apartabana la RFM <strong>de</strong> una distribucióngaussiana, contra todo pronóstico <strong>de</strong><strong>los</strong> partidarios <strong>de</strong> <strong>los</strong> mo<strong>de</strong><strong>los</strong> <strong>de</strong> lainflación cósmica. Para tranquilidad<strong>de</strong> éstos, <strong>los</strong> análisis posteriores revelaronque la base <strong>de</strong> datos <strong>de</strong>lCOBE no estaba exenta <strong>de</strong> sesgossistemáticos. Lo cierto es que se requierenexperimentos <strong>de</strong> alta resoluciónangular y máxima coberturaespacial para terminar el trabajo iniciadopor el COBE y resolver todos<strong>los</strong> interrogantes abiertos.La sonda MAP medirá las pequeñasanisotropías en la RFM en cincofrecuencias, entre <strong>los</strong> 22 y <strong>los</strong> 90 gigahertzcon una sensibilidad <strong>de</strong> 20microkelvin, luego <strong>de</strong> dos años <strong>de</strong>integración. Al igual que en elCOBE, las antenas <strong>de</strong>l MAP mediránvariaciones en la temperatura T,no <strong>los</strong> valores absolutos <strong>de</strong> T. Alobservar diferencias <strong>de</strong> temperaturaentre puntos <strong>de</strong>l cielo separados en141 o , se cancelan la mayoría <strong>de</strong> lasMODELO IV (TCDM):MATERIA OBSCURA FRIA INCLINADO(0,9, 0,1, 0, 0)MODELO V (ΛSTRINGS):CUERDAS COSMICAS + Λ(0,25, 0,05, 0, 0,7)MODELO VI (OCDM):MATERIA OBSCURA FRIA DE BAJA DENSIDAD(0,45, 0,05, 0, 0)MODELO VII:TEXTURAS GLOBALES(0,95, 0,05, 0, 0)3. ESPECTRO ANGULAR <strong>de</strong> potencias <strong>de</strong> las anisotropías en la temperatura<strong>de</strong> la RFM para siete mo<strong>de</strong><strong>los</strong> cosmológicos representativos, junto con datos experimentales.Las barras <strong>de</strong> error verticales muestran estimaciones con nivel <strong>de</strong>confianza <strong>de</strong>l 68 %, mientras que <strong>los</strong> límites superiores son dados al 95 %. Lasbarras horizontales muestran aproximadamente la incertidumbre en multipo<strong>los</strong>angulares para cada experimento en particular. [Compilación <strong>de</strong> datos cortesía<strong>de</strong> M. Tegmark]. Bajo cada mo<strong>de</strong>lo se <strong>de</strong>tallan <strong>los</strong> valores <strong>de</strong> <strong>los</strong> parámetroscosmológicos utilizados en or<strong>de</strong>n (Ω c, Ω B, Ω , Ω ν Λ ,), correspondientes a materiaobscura fría (c), bariones (B), neutrinos (ν, una familia <strong>de</strong> neutrinos masivos) yconstante cosmológica (Λ). Definimos Ω Bla fracción <strong>de</strong> bariones en la <strong>de</strong>nsidadcrítica. El parámetro <strong>de</strong> Hubble “h” es siempre 0,5 excepto para OCDM (0,6)y ΛCHDM (0,65). El índice espectral escalar es siempre 1 salvo para TCDMdon<strong>de</strong> se usó 0,8. Los espectros fueron calculados con el programa CMBFAST,excepto para ΛStrings y texturas globales que son cortesía <strong>de</strong> U. Seljak.señales espurias. La resolución angular<strong>de</strong>l MAP, <strong>de</strong> unos 20 minutos<strong>de</strong> arco, se traduce en la esperanza<strong>de</strong> medir <strong>los</strong> coeficientesC l con barras <strong>de</strong> error ínfimas, cubriendola región <strong>de</strong> <strong>los</strong> tres primerospicos acústicos.Operan ya globos estratosféricosy radiotelescopios terrestres <strong>de</strong>dicadosa reunir o analizar datos concernientesa la radiación cósmica<strong>de</strong> <strong>fondo</strong>. En ese ámbito, las misionesBOOMERanG y MAXIMAya dieron sus frutos. BOOMERanG,un programa conjunto italo-americano,se sirvió <strong>de</strong> un grupo <strong>de</strong> bolómetros(<strong>de</strong>tectores <strong>de</strong> radiación) instaladosen la barquilla <strong>de</strong> un globoestratosférico. Su misión <strong>de</strong> 1998aprovechó <strong>los</strong> vientos antárticos pararealizar un vuelo circular alre<strong>de</strong>dor<strong>de</strong>l polo Sur durante 10 días. Enel verano austral 98/99 barrió frecuencias<strong>de</strong>s<strong>de</strong> <strong>los</strong> 90 a <strong>los</strong> 400 gigahertz,complementando el barridoproyectado para el MAP y compitiendocon éste en precisión y resoluciónangular.Con el uso <strong>de</strong> globos en lugaresfríos y secos se ahorran interferencias<strong>de</strong> contaminantes; el vapor <strong>de</strong>agua <strong>de</strong> la atmósfera, por ejemplo,emite en microondas. A<strong>de</strong>más, afrecuencias por encima <strong>de</strong> <strong>los</strong> 90gigahertz, el contaminante galácticoprincipal es la emisión térmica<strong>de</strong>l polvo, razón por la cual el trozo<strong>de</strong> cielo que el BOOMERanG seleccionóen el hemisferio meridionalera uno <strong>de</strong> <strong>los</strong> más limpios enpolvo galáctico.Des<strong>de</strong> un principio, la posicióny amplitud <strong>de</strong> <strong>los</strong> picos acústicosse consi<strong>de</strong>raron <strong>los</strong> mejores discriminantesentre <strong>los</strong> mo<strong>de</strong><strong>los</strong> <strong>de</strong> formación<strong>de</strong> estructuras, como la inflacióny <strong>los</strong> <strong>de</strong>fectos topológicoscósmicos. La falta <strong>de</strong> coherenciaen las perturbaciones generadas porla evolución <strong>de</strong> una red <strong>de</strong> <strong>de</strong>fectosborra las oscilaciones secundarias<strong>de</strong>l espectro angular <strong>de</strong> potencias.INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2001 5
1001010,1(T)C l(S)C lB(T)C l10 100 1000MULTIPOLO LE(S)C lE(T)C l4. POLARIZACION EN LA RFM para dos mo<strong>de</strong><strong>los</strong> diferentes. Las curvas naranjay rojas (sin etiquetas) son <strong>los</strong> espectros angulares correspondientes al mo<strong>de</strong>loΛCHDM, con reionización (línea roja discontinua) y sin ella (línea roja continua).El espectro <strong>de</strong> fluctuaciones en la temperatura es virtualmente el mismocon ambas historias <strong>de</strong> ionización (curva naranja). En el mo<strong>de</strong>lo <strong>de</strong> reionización,el universo se reioniza súbitamente a bajo corrimiento al rojo con profundidadóptica Compton <strong>de</strong> 0,05. Las curvas azules y violetas representan un mo<strong>de</strong>lo SCDMpero con una alta contribución <strong>de</strong> modos tensoriales, con índices espectrales invariantes<strong>de</strong> escala. Las curvas superiores muestran separadamente las contribucionesa la temperatura por parte <strong>de</strong> <strong>los</strong> modos escalares (S) y tensoriales (T).Las curvas <strong>de</strong> la polarización <strong>de</strong> tipo E y B generadas por modos tensoriales sonetiquetadas E(T) y B(T) respectivamente. También mostramos en el recuadro unmapa <strong>de</strong>l cielo <strong>de</strong> 2,5 o × 2,5 o con una simulación (cortesía <strong>de</strong> M. Zaldarriaga) <strong>de</strong>la temperatura y la polarización para el mo<strong>de</strong>lo SCDM.A<strong>de</strong>más, la <strong>de</strong>terminante contribución<strong>de</strong> <strong>los</strong> modos tensoriales y rotacionales<strong>de</strong>ja poco espacio para<strong>los</strong> modos escalares, <strong>los</strong> únicos queexhiben la necesaria inestabilidadgravitacional que llevará a la formación<strong>de</strong> estructuras astrofísicasy que son <strong>los</strong> responsables <strong>de</strong> <strong>los</strong>principales picos <strong>de</strong>l espectro.Actualmente, a <strong>los</strong> mo<strong>de</strong><strong>los</strong> mássimples <strong>de</strong> <strong>de</strong>fectos topológicos noles va muy bien. Lo que no <strong>de</strong>ja<strong>de</strong> tener su punto <strong>de</strong> ironía, si recordamosque en <strong>los</strong> <strong>de</strong>fectos topológicosveían Yaakov Zel’dovichy Thomas Kibble, a mediados <strong>de</strong><strong>los</strong> setenta y antes <strong>de</strong>l advenimiento<strong>de</strong> la inflación, las semillas <strong>de</strong> laformación <strong>de</strong> estructuras.En lo que concierne a <strong>los</strong> datosobservacionales <strong>de</strong> la RFM recogidos,hay una cosa cierta: existeun primer pico en amplitud <strong>de</strong> δT l<strong>de</strong> unos 80 microkelvin recientemente<strong>de</strong>tectado por las misionesBOOMERanG, MAXIMA y DASI.Se hallan luego otros picos secundarios<strong>de</strong> menor amplitud y finalmenteun <strong>de</strong>crecimiento paramultipo<strong>los</strong> mayores verificado porel ingenio “Captador <strong>de</strong> Imágenes<strong>de</strong>l Fondo Cósmico” (CBI). A lasescalas angulares más pequeñas, elespectro <strong>de</strong> la RFM pier<strong>de</strong> amplitud<strong>de</strong> forma abrupta. En efecto,en 1968 Joseph Silk mostró que,durante el tiempo <strong>de</strong> la última difusióny <strong>de</strong>bido al acoplamientoimperfecto entre <strong>los</strong> bariones y laRFM, las perturbaciones menoresque la longitud <strong>de</strong> difusión <strong>de</strong> <strong>los</strong>fotones se amortiguarían exponencialmente.(Las refinadas observaciones<strong>de</strong> BOOMERanG y MA-XIMA indican que nuestro universoes espacialmente plano.)Pronto se comprendió que las anisotropíasen la temperatura <strong>de</strong> laradiación <strong>de</strong> <strong>fondo</strong> no eran el únicobanco <strong>de</strong> pruebas para explorar eluniverso temprano. Había que <strong>de</strong>tectary estudiar la polarización <strong>de</strong>la radiación cósmica <strong>de</strong> <strong>fondo</strong>, correlacionartemperatura y polarización,acometer rastreos ópticos y<strong>de</strong> corrimiento hacia el rojo <strong>de</strong> galaxias,levantar censos <strong>de</strong> campos<strong>de</strong> velocida<strong>de</strong>s astrofísicos y observarsupernovas <strong>de</strong> tipo Ia.Martin Rees consi<strong>de</strong>ró, ya en1968, la posibilidad <strong>de</strong> unaRFM polarizada. Transcurridos más<strong>de</strong> treinta años, seguimos sin <strong>de</strong>tectarel campo <strong>de</strong> polarización.Nuevos ensayos en globos, en elmarco <strong>de</strong>l proyecto BOOMERanG,contarán con <strong>de</strong>tectores sensiblesa la polarización y pondrán a pruebanuevas técnicas a emplear en lasonda europea Planck. La sondaMAP también contará con estos<strong>de</strong>tectores y tendrá una sensibilidadsuperior a <strong>los</strong> 10 microkelvinen sus canales <strong>de</strong> baja frecuencia.La polarización constituye un testimportante para <strong>los</strong> mo<strong>de</strong><strong>los</strong> cosmológicos,a la vez que nos ayudaráa recorrer la historia <strong>de</strong> ionización<strong>de</strong>l universo. Surge exclusivamente<strong>de</strong> la interacción entre fotones <strong>de</strong> laRFM y electrones libres. Por tanto,la polarización sólo pudo generarsedurante la última difusión. Su amplitud<strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong> la duración <strong>de</strong>lproceso <strong>de</strong> <strong>de</strong>sacople y, a diferencia<strong>de</strong> las fluctuaciones en la temperatura,no se resentirá <strong>de</strong> las variaciones<strong>de</strong>l potencial gravitatorio. Medicionesfuturas <strong>de</strong> la polarizaciónproveerán un panorama claro <strong>de</strong> lasinhomogeneida<strong>de</strong>s presentes en eluniverso a unos 400.000 años <strong>de</strong> lagran exp<strong>los</strong>ión.Para enten<strong>de</strong>r el proceso <strong>de</strong> polarización<strong>de</strong> la radiación <strong>de</strong> <strong>fondo</strong>,conviene <strong>de</strong>jar bien claros algunospuntos. Primero, la energía <strong>de</strong> <strong>los</strong>fotones es pequeña, comparada conla masa <strong>de</strong> <strong>los</strong> electrones. La frecuencia<strong>de</strong> la RFM no cambia enla interacción, ya que el retroceso<strong>de</strong> <strong>los</strong> electrones es <strong>de</strong>spreciable.Segundo, el cambio en la polarización(esto es, en la orientación <strong>de</strong>lcampo eléctrico oscilante <strong>de</strong> la radiación)ocurre <strong>de</strong>bido a una transiciónllamada difusión Thomson.La probabilidad <strong>de</strong> transición porunidad <strong>de</strong> tiempo es proporcional alcuadrado <strong>de</strong>l producto escalar entrelas direcciones <strong>de</strong> polarizaciónantes y <strong>de</strong>spués <strong>de</strong> la transición. Olo que es lo mismo, se privilegiarála dirección <strong>de</strong> polarización inicial.Tercero, un campo eléctrico osci-6 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2001