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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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El Bin Bang

La recombinación y la radiación fósil

 

Las partículas y las fuerzas
Los fermiones: quarks y leptones
Los bosones: portadores de fuerzas
Las teorías de gran unificación
La teoría del Todo
Las partículas virtuales

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

 

 

 

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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.

 

La recombinación y la radiación fósil

La próxima gran etapa de la evolución del Universo se produce cuando éste tiene 380.000 años y su temperatura ha caído a 3000 grados.

La recombinación

Antes de esta época, protones y electrones están libres y los átomos no pueden existir. Si por casualidad un protón y un electrón se encuentran y se asocian para formar un átomo, su conexión es inmediatamente destruida por un fotón. Por esta misma razón, los fotones, que son absorbidos rápidamente por estos átomos efímeros, tienen una duración de vida muy corta. No tienen, pues, apenas tiempo de desplazarse, lo que se expresa diciendo que el Universo les es opaco.

El cambio llega cuando la temperatura del Universo alcanza los 3000 grados. La energía media de los fotones pasa entonces bajo el umbral de la conexión electrón-protón. La radiación pierde así su capacidad para disociar los pares que se forman. Los encuentros al azar entre núcleos y electrones van en adelante a dar origen a compuestos estables: los primeros átomos de hidrógeno o helio. Este tiempo se conoce bajo el nombre de recombinación, ya que núcleos y electrones se combinan juntos.

La radiación fósil

Al mismo tiempo, los fotones son ahora muy poco energéticos para ser absorbidos por los átomos. La luz no tiene más obstáculos, y los fotones pueden a partir de ahora propagarse sin trabas. El Universo se vuelve transparente para la luz, y se dice que la radiación se desacopla de la materia.

Este desacoplamiento dejó un rastro que es aún observable hoy día. En efecto, como no puede ser absorbida, esta radiación, calificada de fósil, llena siempre aún el Universo. Sin embargo, su temperatura ha sido dividida por un factor 1000, ya que el tamaño del Universo ha sido multiplicado por este mismo factor desde la época de la recombinación. Como la temperatura era en la época de cerca de 3000 grados, el Universo actual debe bañarse de una radiación a aproximadamente tres grados del cero absoluto (2.725 para para ser precisos). Según la ley de Wien, su máximo se encuentra, por consiguiente, a una longitud de onda del orden del milímetro en el ámbito de las microondas.

 

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La antena de los laboratorios Bell en Holmdel, donde Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la radiación fósil en 1965. Crédito: Bell Labs

 

El descubrimiento de la radiación fósil

La confirmación de la existencia de esta radiación fósil vino en los años sesenta. Dos astrofísicos americanos, Robert Dicke y James Peebles, atacaron el problema del nacimiento del Universo y predijeron que el Universo debía estar bañado por una radiación fósil cuyo máximo de intensidad se encontraba en el ámbito de las microondas. Para confirmar esta predicción, Dicke y sus colaboradores se lanzaron en la construcción de una antena destinada a detectar la radiación fósil.

Sin embargo, fueron adelantados, por casualidad, por dos ingenieros americanos, Arno Penzias y Robert Wilson. Estos últimos, habían concebido una antena microondas destinada a recibir las señales de Telstar, el primer satélite de comunicación. En sus primeras pruebas, en mayo de 1965, se dieron cuenta de que captaban una señal imprevista que presentaba la particularidad de ser idéntica en todas las direcciones del cielo. Pensando que se trataba de un simple ruido, debido a los circuitos electrónicos o a la antena, verificaron todo el equipo y limpiaron incluso las deyecciones de pájaros, pero sin éxito.

La explicación les vino finalmente cuando oyeron hablar de los trabajos de Dicke y Peebles: su antena no captaba un ruido parásito, sino la radiación fósil a tres grados del cero absoluto. Este descubrimiento constituía un éxito brillante para la teoría del Big bang, y valió a Penzias y Wilson el Premio Nobel de física. Fue confirmada rápidamente por la antena de Dicke, a finales de 1965, luego por toda una serie de instrumentos, desde antenas terrestres hasta captadores instalados en globos o cohetes.

 

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La radiación fósil, una reliquia de Big bang, medida por el satélite WMAP. Crédito: NASA / WMAP

 

Los satélites COBE y WMAP

Finalmente, en 1989, se lanzó el satélite COBE, que tenía por misión estudiar la radiación fósil con una resolución inigualada. Este instrumento espacial proporcionó un espectro que correspondía con una increíble precisión al de un cuerpo oscuro con una temperatura de 2725 grados sobre el cero absoluto. Tras esta observación, el origen de la radiación fósil no dejaba más dudas. Esta luz microonda constituía bien una prueba de que el Universo había pasado por una fase extremadamente densa y caliente. Observaciones similares, pero aún más precisas, se efectuaron a continuación por el satélite WMAP, lanzado en 2001.

 

 

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

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