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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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Las fluctuaciones de densidad primordiales

 

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La era de Planck y la inflación
La era de Planck
La era inflacionaria
La homogeneidad del Universo
La planitud del Universo
La aparición de la materia y la bariogénesis

La evolución de la materia
El confinamiento de los quarks y la era hadrónica
El desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica
La nucleosíntesis primordial
La recombinación y la radiación fósil
Las fluctuaciones de densidad primordiales

Algunas curiosidades
La dualidad onda-partícula
La paradoja EPR y la no separabilidad
El ajuste de las constantes fundamentales
El gato de Schrödinger
Los universos paralelos

 

 

 

Universe_expansion_es

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente paradójica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

 

Las fluctuaciones de densidad primordiales

La época de la recombinación señala el final de la era de la radiación y el principio de la era de la materia. La evolución del Universo no está, sin embargo, terminada. En efecto, durante el desacoplamiento entre radiación y materia, el Universo es muy homogéneo, su densidad de materia y energía es más o menos la misma por todas partes.

Ahora bien, hoy día, los telescopios nos revelan que el Universo está muy estructurado: la materia se agrupa en galaxias que se reúnen para formar cúmulos de ellas mismas dispuestos en supercúmulos. El problema se plantea pues de saber cómo, a partir de un Universo homogéneo, han podido aparecer todas estas estructuras.

La minúscula anisotropía de la radiación fósil

La cuestión de la formación de las estructuras del Universo conoció una proyección mayor en 1992, gracias a las observaciones del satélite COBE, que se confirmaron en 2003 por el satélite WMAP. La misión de COBE era estudiar la radiación fósil, en particular la forma en que su intensidad variaba según la dirección en el cielo.

COBE puso de relieve, en primer lugar, que la radiación fósil era de una enorme isotropía, es decir, que su intensidad era la misma en todas las direcciones del cielo, un fenómeno que el escenario inflacionario podía explicar muy bien.

Sin embargo, un análisis más avanzado de los resultados mostró que la radiación no era estrictamente isótropa, sino que presentaba variaciones minúsculas, del orden de uno por 100.000. Estas fluctuaciones ponían de manifiesto que la temperatura de la radiación fósil no era rigurosamente la misma en todas las direcciones del cielo, sino que variaba muy ligeramente alrededor del valor medio de 2,725 grados sobre el cero absoluto.

 

COBE_cmb_fluctuations

 

Las fluctuaciones minúsculas vistas por el satélite COBE en 1992 (después de corrección del movimiento del sistema solar y de las emisiones de la Galaxia). Las zonas azules y rojas son fluctuaciones ínfimas (del orden de cien-milésimas) de la temperatura de la radiación fósil en diferentes direcciones del cielo. Crédito: NASA / LAMBDA

Fluctuaciones de temperatura y densidad

Las variaciones de temperatura en la radiación fósil proporcionaban la prueba de que ya existía falta de homogeneidad en la distribución de materia del Universo durante el desacoplamiento entre radiación y materia.

En efecto, cuando un rayo luminoso se aleja de una fuerte concentración de masa, pierde una ligera fracción de su energía y se encuentra, pues, desplazado hacia el rojo. Así es como faltas de homogeneidad en la distribución de materia causaron las fluctuaciones de temperatura de la radiación fósil. Los fotones que proceden de las regiones donde la densidad de materia era ligeramente superior a la media perdieron más energía, y la radiación parece así un poco más fría. Al contrario, la luz de las regiones menos densas se afectó menos que la media, y su temperatura parece, pues, ligeramente más elevada.

 

WMAP

 

Mapa de la esfera celeste que muestra las fluctuaciones (o anisotropía) del fondo difuso cosmológico observadas por el satélite WMAP (junio de 2003). Crédito : WMAP/NASA

El origen de las estructuras del Universo

Estas fluctuaciones de densidad primordiales son el origen de las estructuras del Universo actual. En efecto, para realizar su trabajo, la gravedad necesita un punto de partida. En un Universo perfectamente homogéneo, ninguna estructura aparecería, ya que la gravedad no sabría por dónde comenzar. Son las fluctuaciones de densidad primordiales que desempeñan el papel de inicio.

Gracias a estas fluctuaciones, la concentración de materia es ligeramente superior a la media en algunas regiones del Universo. Basta con dejar la gravitación actuar y asunto resuelto. Las zonas de más alta densidad van a comenzar a atraer cada vez más materia, mientras que las zonas de más baja densidad van a perder. Con el tiempo, la diferencia de densidad entre regiones ricas y pobres en materia va a acentuarse. Se consigue finalmente un Universo como el nuestro, en el cual la masa está concentrada en galaxias, cúmulos y supercúmulos, estando el resto casi vacío.

El origen cuántico de las fluctuaciones de densidad

La cuestión que se plantea consiste en saber cuál es el origen de estas fluctuaciones. Una vez más, la solución va a sernos aportada por la inflación. Recordemos que esta última se debía a la presencia en el Universo de una formidable cantidad de energía. Pero, como nos lo enseña la mecánica cuántica, la energía está sometida al principio de incertidumbre y conoce, en consecuencia, fluctuaciones. La energía presente en el Universo en la era inflacionaria estaba, pues, sometida a fluctuaciones de origen cuántico.

El efecto principal de la inflación ha sido multiplicar la dimensión del Universo por un factor inmenso. Las fluctuaciones de energía, primero microscópicas, también han sido, pues, desmultiplicadas en tamaño. Al final de la era inflacionaria, estas fluctuaciones alcanzaron una escala colosal. Cuando la energía ha sido finalmente liberada para dar origen a la materia, las fluctuaciones de energía condujeron a ligeras variaciones de la densidad de la materia. Así nacieron las faltas de homogeneidad primordiales que conducirán a las estructuras actuales del Universo.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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