Fondo cósmico de microondas: xanela de gravitación cuántica?

Debido á finura da velocidade da luz, cando miramos un punto afastado (por exemplo, una estrela), vémola na situación que tiña ese punto no pasado. Nas distancias que utilizamos a diario isto apenas afecta, xa que a velocidade da luz é moi elevada. Pero a distancias maiores este efecto é evidente. Por exemplo, o sol está a oito minutos de luz de nós, polo que si apagásese de súpeto, aínda teriamos tempo de facer o suficiente antes de quedarnos en toda a escuridade. Nas distancias cosmológicas, este efecto pode ser terrible, porque no pasado podemos velo moi lonxe! Pero, até que punto? Podemos ver o momento da creación?

Os raios de luz que se emiten nos primeiros momentos do universo e que agora chegan á terra forman o noso horizonte de partículas, que paira nós delimita o límite do universo visible. Ten en conta que, en principio, todo o universo pode ser maior que o noso universo visible; de feito, pode ser infinito, pero non ten por que facelo. Si o noso fose un universo de topología compacta (como o que ten a superficie dun balón), a luz emitida desde unha afastada galaxia podería ser captada en diferentes direccións. Por exemplo, ás veces en directo e outras dando a volta a todo o universo. Por tanto, estas galaxias consideradas diferentes serían varias copias dunha mesma galaxia, en diferentes momentos da evolución. Tamén podemos ver o sistema solar nalgún tempo anterior!

Como a idade do universo é finita (uns 14.000 millóns de anos), podería pensarse que esa é quizais a distancia do noso horizonte de partículas, é dicir, 14.000 millóns de anos luz. Pero non é así por dúas razóns fundamentais: por unha banda, porque o noso universo expándese, polo que esas fontes que emitiron luz nos primeiros momentos atópanse moito máis afastadas das mencionadas, a unha distancia aproximada de 46.000 millóns de anos luz; por outro, a temperatura ambiental ao principio do universo era tan alta que os átomos non podían formarse de forma estable. O estado da materia era un plasma de partículas elementais coas que os fotóns tiñan una gran tendencia a interaccionar. A traxectoria libre media dun fotón era moi curta, xa que en canto comezaba a moverse era absorbida por outras partículas. Por iso, o universo temperán era opaco á luz e ningún fotón emitido naquela época puido chegar a nós.

O Universo fíxose transparente 380.000 anos despois da Gran Explosión (Big Bang), na linguaxe científica coñecido como “época de recombinación” (época na que os átomos de hidróxeno comezan a formarse de forma estable). O fondo cósmico dos microondas (MHK; en inglés Cosmic Microwave Background) está formado por fotóns emitidos naquela época. Este é o acontecemento máis antigo que podemos ver na actualidade e, por tanto, o máis próximo á Gran Explosión. En principio, a medida que melloramos a tecnoloxía, podemos ser capaces de detectar no futuro os fondos cósmicos de neutrinos e ondas gravitacionales. Estes liberáronse antes dos fotóns de MHK, xa que tanto os neutrinos como as ondas gravitacionales poden moverse sen grandes interaccións ao longo de devandito plasma. O MHK foi investigado a través de satélites sofisticados. O último que o investigou foi Planck, que se dedicou á toma de datos entre 2009 e 2013. Grazas a estes datos sabemos que o MHK é moi homoxéneo e ten o espectro dun corpo negro case perfecto, fixado a unha frecuencia de 2.7 Kelvin. As pequenas inhomogeneidades que se observan no CME considéranse a semente da estrutura a gran escala do noso universo.

O satélite Planck da ESA investigou o fondo cósmico de microondas (MHK) entre 2009 e 2013. Ed. ESA/C. Carreau

Como se mencionou na introdución, o MHK pode ser un dos lugares que podemos atopar na natureza os efectos da gravitación cuántica, xa que o universo era moi violento nun principio. A temperatura era tan alta que as enerxías de interacción entre partículas eran moito máis altas que as que podemos obter no chan con calquera acelerador de partículas. Con todo, como xa se indicou, os fotóns de MHK que se mostran na actualidade emitíronse moito máis tarde que a Gran Explosión, uns 380.000 anos despois. Cosmológicamente, este tempo equivale a baleiro. Por analogía, se pensamos que o universo é una persoa de mediana idade (50 anos), ese tempo sería de 12 horas. Con todo, o universo paira este tempo xa era refrigerado e a curvatura do tempo espacial era relativamente pequena, polo que as ecuacións clásicas de Einstein serían una aproximación moi boa paira describir a evolución. Entón, por que pensamos que é posible detectar os efectos da gravitación cuántica en MHK? Paira responder debemos falar de inflación.

Segundo o modelo estándar da Cosmología, durante os 10 -36 ^segundos seguintes á Gran Explosión, o Universo sufriu una fase de inflación enorme, que disparou o seu tamaño. Nun curto espazo de tempo, ^entre 10 e 32 segundos, o volume do universo multiplicouse por 10 ^78. Pensa por un momento no enorme tamaño deste número: una habitación normal sería o tamaño do noso universo espectacular!

Alan Guth propuxo por primeira vez un mecanismo inflacionista deste tipo, na década dos 80, paira dar resposta a unha serie de cuestións conceptuais sobre o universo temperán, entre as que se atopa o porqué da sorprendente homogeneidad do noso universo, especialmente a MHK. Ten en conta que o MHK está formado por puntos moi afastados entre si e que, nun modelo sen inflación, non poderían ter ningún tipo de interacción ou intercambio de información en toda a historia do universo, é dicir, non todos estes puntos estarían conectados causalmente. Pola contra, segundo a teoría da inflación, todos estes puntos estiveron moi próximos no pasado e, por tanto, conectados causalmente. Esta situación permitiu iniciar o intercambio de información entre eles, alcanzando o equilibrio térmico que vemos na actualidade. Por outra banda, a inflación tivo un gran éxito e foi máis útil do esperado inicialmente. Neste modelo obtéñense con gran precisión os valores de pequenas inhomogeneidades de MHK. Vexamos con máis detalle como se consegue este resultado.

Nos modelos de inflación máis simples existe una partícula chamada inflatón no universo temperán. A medida que esta partícula perde lentamente a súa enerxía potencial, provocou una expansión exponencial do universo durante a época inflacionaria. Ao final deste proceso, a enerxía potencial do inflatón aínda era bastante elevada. Como na actualidade non se observa ningunha destas partículas, considérase que despois da inflación, no que se coñece como período de recalentamiento, de toda esa enerxía potencial xurdiron partículas correntes, é dicir, partículas do modelo estándar que coñecemos. Con todo, aínda non se entende moi ben este proceso.

Normalmente tamén se supón que, ao comezo da inflación, as fluctuaciones cuánticas de diversas magnitudes que describen a xeometría do inflatón e do universo atopábanse en estado puro. Este estado cuántico sen carga non é un obxecto sinxelo e estático. Pola contra, trátase dunha entidade complexa e dinámica. Segundo o principio de incerteza de Heisenberg, durante un breve período de tempo pódense vulnerar as leis da física, como a conservación da enerxía. Este resultado é moi coñecido na teoría cuántica común de campos. Isto pode ocorrer basicamente porque a natureza non permite a observación neste curto período de tempo. Por iso, a xeración de partículas virtuais é constante no baleiro cuántico. En condicións normais, estas partículas destrúense entre si antes de ser observadas. Pero a expansión do universo converte estas partículas virtuais en entidades reais. Intuitivamente podería pensarse que se produce una partícula virtual e o seu correspondente antipartícula (todas as características físicas iguais pero con carga eléctrica de signo contrario). Antes de poder interaccionar entre si, a expansión inflacionaria do universo lévalles tan lonxe que a súa interacción é imposible.

A seguinte figura mostra a evolución do universo predito pola cosmología cuántica das espirales. O tempo vai de esquerda a dereita. O universo clásico colapsando, cando a súa densidade enerxética é moi elevada, sofre un rebote cuántico. Neste réxime, os efectos da gravitación cuántica fan que a gravidade sexa represiva, e que o comezo do universo clásico que se move na expansión que coñecemos.

Estas pequenas fluctuaciones cuánticas iniciais, amplificadas durante a inflación, forman inhomogeneidades de MHK que observamos. Por tanto, a inflación traballa como una lupa e podemos observar experimentalmente os procesos que se produciron a moi pequena escala (por tanto, con moita enerxía). Neste tipo de procesos, os efectos da gravitación cuántica poden ser bastante significativos.

Una teoría da gravitación cuántica que describe a evolución do universo homoxéneo é a cosmología cuántica das espirales (loop quantum cosmology en inglés). As predicións desta teoría coinciden coas da relatividad xeral cando a curvatura é pequena. Isto abarca toda a historia do universo, salvo os primeiros momentos. Segundo a relatividad xeneral, o comezo do universo foi a Gran Explosión. Pero leste é un nome moi enganoso, xa que o comezo do universo non ten nada que ver cunha explosión, senón que é un acontecemento improvisado no que o tempo espacial continuo empeza a existir. Tecnicamente, trátase dun punto de singularidade, diverxente por diversos obxectos que describen a curvatura do tempo espacial. Por tanto, a relatividad xeneral non é aplicable aí. A cosmología cuántica de Kiribil suaviza esta singularidade tendo en conta os efectos da gravitación cuántica e, en lugar da Gran Explosión, vese que neste punto hai un rebote cuántico, coñecido como o Gran Rebote. Segundo este modelo, o universo existía antes do Gran Rebote, como un universo clásico en colapso. Cando a densidade enerxética foi moi elevada, introduciuse no réxime cuántico, onde os efectos da gravitación cuántica fan da forza da gravitación un repulsivo. Isto provocou o rebote do universo e comezou a expansión que nós vemos.

Na actualidade están a levarse a cabo diversos estudos paira mellorar a comprensión desta fase inflacionaria no contexto da cosmología cuántica das espirales e paira conseguir as súas predicións en relación coas inhomogeneidades da CME. Ashtekar e Sloane demostraron que a inflación é natural nesta teoría, é dicir, non deben seleccionarse condicións de iniciación moi estrañas paira alcanzar una fase inflacionaria. Con todo, aínda quedan preguntas sen resposta, coma se a evolución previa ao Gran Rebote puidese provocar algún efecto observable. Una observación experimental deste tipo proporcionaríanos una información inestimable sobre o réxime cuántico profundo do universo temperán e, por tanto, do espazo-tempo continuo.

Bibliografía