Fondo cósmico de microondas: ¿ventana de gravitación cuántica?

2015/09/01 Brizuela, David - Fisika Teorikoa eta Zientziaren Historia Saila, UPV/EHU Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika

Debido a la finura de la velocidad de la luz, cuando miramos un punto lejano (por ejemplo, una estrella), la vemos en la situación que tenía ese punto en el pasado. En las distancias que utilizamos a diario esto apenas afecta, ya que la velocidad de la luz es muy elevada. Pero a distancias mayores este efecto es evidente. Por ejemplo, el sol está a ocho minutos de luz de nosotros, por lo que si se apagara de repente, todavía tendríamos tiempo de hacer lo suficiente antes de quedarnos en toda la oscuridad. En las distancias cosmológicas, este efecto puede ser terrible, porque en el pasado podemos verlo muy lejos! Pero, ¿hasta qué punto? ¿Podemos ver el momento de la creación?

Los rayos de luz que se emiten en los primeros momentos del universo y que ahora llegan a la tierra forman nuestro horizonte de partículas, que para nosotros delimita el límite del universo visible. Ten en cuenta que, en principio, todo el universo puede ser mayor que nuestro universo visible; de hecho, puede ser infinito, pero no tiene por qué hacerlo. Si el nuestro fuera un universo de topología compacta (como el que tiene la superficie de un balón), la luz emitida desde una lejana galaxia podría ser captada en diferentes direcciones. Por ejemplo, a veces en directo y otras dando la vuelta a todo el universo. Por lo tanto, estas galaxias consideradas diferentes serían varias copias de una misma galaxia, en diferentes momentos de la evolución. ¡También podemos ver el sistema solar en algún tiempo anterior!

Como la edad del universo es finita (unos 14.000 millones de años), podría pensarse que esa es quizás la distancia de nuestro horizonte de partículas, es decir, 14.000 millones de años luz. Pero no es así por dos razones fundamentales: por un lado, porque nuestro universo se expande, por lo que esas fuentes que emitieron luz en los primeros momentos se encuentran mucho más alejadas de las mencionadas, a una distancia aproximada de 46.000 millones de años luz; por otro, la temperatura ambiental al principio del universo era tan alta que los átomos no podían formarse de forma estable. El estado de la materia era un plasma de partículas elementales con las que los fotones tenían una gran tendencia a interaccionar. La trayectoria libre media de un fotón era muy corta, ya que en cuanto comenzaba a moverse era absorbida por otras partículas. Por ello, el universo temprano era opaco a la luz y ningún fotón emitido en aquella época ha podido llegar a nosotros.

El Universo se hizo transparente 380.000 años después de la Gran Explosión (Big Bang), en el lenguaje científico conocido como “época de recombinación” (época en la que los átomos de hidrógeno comienzan a formarse de forma estable). El fondo cósmico de las microondas (MHK; en inglés Cosmic Microwave Background) está formado por fotones emitidos en aquella época. Este es el acontecimiento más antiguo que podemos ver en la actualidad y, por tanto, el más cercano a la Gran Explosión. En principio, a medida que mejoramos la tecnología, podemos ser capaces de detectar en el futuro los fondos cósmicos de neutrinos y ondas gravitacionales. Estos se liberaron antes de los fotones de MHK, ya que tanto los neutrinos como las ondas gravitacionales pueden moverse sin grandes interacciones a lo largo de dicho plasma. El MHK ha sido investigado a través de satélites sofisticados. El último que lo ha investigado ha sido Planck, que se dedicó a la toma de datos entre 2009 y 2013. Gracias a estos datos sabemos que el MHK es muy homogéneo y tiene el espectro de un cuerpo negro casi perfecto, fijado a una frecuencia de 2.7 Kelvin. Las pequeñas inhomogeneidades que se observan en el CME se consideran la semilla de la estructura a gran escala de nuestro universo.

Como se ha mencionado en la introducción, el MHK puede ser uno de los lugares que podemos encontrar en la naturaleza los efectos de la gravitación cuántica, ya que el universo era muy violento en un principio. La temperatura era tan alta que las energías de interacción entre partículas eran mucho más altas que las que podemos obtener en el suelo con cualquier acelerador de partículas. Sin embargo, como ya se ha indicado, los fotones de MHK que se muestran en la actualidad se emitieron mucho más tarde que la Gran Explosión, unos 380.000 años después. Cosmológicamente, este tiempo equivale a vacío. Por analogía, si pensamos que el universo es una persona de mediana edad (50 años), ese tiempo sería de 12 horas. Sin embargo, el universo para este tiempo ya era refrigerado y la curvatura del tiempo espacial era relativamente pequeña, por lo que las ecuaciones clásicas de Einstein serían una aproximación muy buena para describir la evolución. Entonces, ¿por qué pensamos que es posible detectar los efectos de la gravitación cuántica en MHK? Para responder debemos hablar de inflación.

Según el modelo estándar de la Cosmología, durante los 10 -36 ^segundos siguientes a la Gran Explosión, el Universo sufrió una fase de inflación enorme, que disparó su tamaño. En un corto espacio de tiempo, ^entre 10 y 32 segundos, el volumen del universo se multiplicó por 10 ^78. Piensa por un momento en el enorme tamaño de este número: ¡una habitación normal sería el tamaño de nuestro universo espectacular!

Alan Guth propuso por primera vez un mecanismo inflacionista de este tipo, en la década de los 80, para dar respuesta a una serie de cuestiones conceptuales sobre el universo temprano, entre las que se encuentra el porqué de la sorprendente homogeneidad de nuestro universo, especialmente la MHK. Ten en cuenta que el MHK está formado por puntos muy alejados entre sí y que, en un modelo sin inflación, no podrían tener ningún tipo de interacción o intercambio de información en toda la historia del universo, es decir, no todos estos puntos estarían conectados causalmente. Por el contrario, según la teoría de la inflación, todos estos puntos estuvieron muy próximos en el pasado y, por tanto, conectados causalmente. Esta situación permitió iniciar el intercambio de información entre ellos, alcanzando el equilibrio térmico que vemos en la actualidad. Por otra parte, la inflación ha tenido un gran éxito y ha sido más útil de lo esperado inicialmente. En este modelo se obtienen con gran precisión los valores de pequeñas inhomogeneidades de MHK. Veamos con más detalle cómo se consigue este resultado.

En los modelos de inflación más simples existe una partícula llamada inflatón en el universo temprano. A medida que esta partícula pierde lentamente su energía potencial, provocó una expansión exponencial del universo durante la época inflacionaria. Al final de este proceso, la energía potencial del inflatón todavía era bastante elevada. Como en la actualidad no se observa ninguna de estas partículas, se considera que después de la inflación, en lo que se conoce como periodo de recalentamiento, de toda esa energía potencial surgieron partículas corrientes, es decir, partículas del modelo estándar que conocemos. Sin embargo, todavía no se entiende muy bien este proceso.

Normalmente también se supone que, al comienzo de la inflación, las fluctuaciones cuánticas de diversas magnitudes que describen la geometría del inflatón y del universo se encontraban en estado puro. Este estado cuántico de vacío no es un objeto sencillo y estático. Por el contrario, se trata de una entidad compleja y dinámica. Según el principio de incertidumbre de Heisenberg, durante un breve período de tiempo se pueden vulnerar las leyes de la física, como la conservación de la energía. Este resultado es muy conocido en la teoría cuántica común de campos. Esto puede ocurrir básicamente porque la naturaleza no permite la observación en este corto periodo de tiempo. Por ello, la generación de partículas virtuales es constante en el vacío cuántico. En condiciones normales, estas partículas se destruyen entre sí antes de ser observadas. Pero la expansión del universo convierte estas partículas virtuales en entidades reales. Intuitivamente podría pensarse que se produce una partícula virtual y su correspondiente antipartícula (todas las características físicas iguales pero con carga eléctrica de signo contrario). Antes de poder interaccionar entre sí, la expansión inflacionaria del universo les lleva tan lejos que su interacción es imposible.

Estas pequeñas fluctuaciones cuánticas iniciales, amplificadas durante la inflación, forman inhomogeneidades de MHK que observamos. Por lo tanto, la inflación trabaja como una lupa y podemos observar experimentalmente los procesos que se produjeron a muy pequeña escala (por lo tanto, con mucha energía). En este tipo de procesos, los efectos de la gravitación cuántica pueden ser bastante significativos.

Una teoría de la gravitación cuántica que describe la evolución del universo homogéneo es la cosmología cuántica de las espirales (loop quantum cosmology en inglés). Las predicciones de esta teoría coinciden con las de la relatividad general cuando la curvatura es pequeña. Esto abarca toda la historia del universo, salvo los primeros momentos. Según la relatividad general, el comienzo del universo fue la Gran Explosión. Pero este es un nombre muy engañoso, ya que el comienzo del universo no tiene nada que ver con una explosión, sino que es un acontecimiento improvisado en el que el tiempo espacial continuo empieza a existir. Técnicamente, se trata de un punto de singularidad, divergente por diversos objetos que describen la curvatura del tiempo espacial. Por tanto, la relatividad general no es aplicable ahí. La cosmología cuántica de Kiribil suaviza esta singularidad teniendo en cuenta los efectos de la gravitación cuántica y, en lugar de la Gran Explosión, se ve que en este punto hay un rebote cuántico, conocido como el Gran Rebote. Según este modelo, el universo existía antes del Gran Rebote, como un universo clásico en colapso. Cuando la densidad energética fue muy elevada, se introdujo en el régimen cuántico, donde los efectos de la gravitación cuántica hacen de la fuerza de la gravitación un repulsivo. Esto provocó el rebote del universo y comenzó la expansión que nosotros vemos.

En la actualidad se están llevando a cabo diversos estudios para mejorar la comprensión de esta fase inflacionaria en el contexto de la cosmología cuántica de las espirales y para conseguir sus predicciones en relación con las inhomogeneidades de la CME. Ashtekar y Sloane demostraron que la inflación es natural en esta teoría, es decir, no deben seleccionarse condiciones de iniciación muy extrañas para alcanzar una fase inflacionaria. Sin embargo, todavía quedan preguntas sin respuesta, como si la evolución previa al Gran Rebote pudiera provocar algún efecto observable. Una observación experimental de este tipo nos proporcionaría una información inestimable sobre el régimen cuántico profundo del universo temprano y, por tanto, del espacio-tiempo continuo.

Bibliografía