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C O S M O LO G A
Tras las huellas de la inflacinLos astrnomos llevan cerca de
veinte aos estudiando el fondo csmico de microondas desde la
Antrtida. Hace unos meses, un experimento obtuvo los que podran ser
los primeros indicios de las ondas gravitacionales generadas
durante el nacimiento del universo
Robert Schwarz
74 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
EN EL POLO SUR, varios telescopios escudrian las pro-piedades de
la radiacin csmica de fondo. En primer plano, tras la gran pantalla
protectora con forma de embudo que corona el edificio del
Observatorio Martin A. Pomerantz, se encuentra la batera Keck. Al
fondo se aprecia el edificio del experimento BICEP2. A la izquierda
se encuentra el Teles-copio del Polo Sur, con su espejo de diez
metros.
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C O S M O LO G A
Tras las huellas de la inflacin
Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 75
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76 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
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Sin embargo, las observaciones tambin nos muestran que, a
escalas csmicas, nuestro universo es prcticamente plano; es decir,
de geometra eucldea. Eso significa, por ejemplo, que los rayos de
luz se propagan en lnea recta y que los ngulos de un tringulo
siempre suman 180 grados. Sin embargo, para alcanzar dicha geometra
el cosmos tuvo que haber comenzado con una densidad de materia y
energa muy concreta, denomi-nada densidad crtica. Dado que las
condiciones iniciales del universo pudieron haber sido cualesquiera
otras, semejante situacin se antoja extremadamente improbable.
Por otro lado, la distribucin de materia y energa resulta muy
homognea a grandes escalas. La radiacin csmica de fondo nos revela
que, en el universo actual, existen regiones que, sin haber estado
nunca conectadas causalmente, presentan una densidad de energa muy
similar. La distribucin espacial de temperaturas se muestra tan
uniforme que, en principio, tales zonas tendran que haber estado
inicialmente en contacto fsico, algo imposible a la vista del tamao
actual del universo y del tiempo transcurrido desde la gran
explosin. (En este sentido, la imagen de una gran explosin como
origen puntual de todo lo que existe resulta engaosa.)
Los dos problemas mencionados reciben el nombre de problema de
la planitud y problema del horizonte, res-pectivamente. La hiptesis
de la inflacin csmica, postulada
en 1981 por el fsico Alan Guth, ofrece una elegante solucin a
estas aparentes arbitrariedades. Segn ella, justo des-pus de la
gran explosin el universo habra experimentado una expansin de
enormes proporciones. En apenas una fraccin de segundo, sus
dimensiones habran aumentado dependiendo del modelo en hasta 50
rdenes de mag-nitud; es decir, en un factor de 1050. Se
cree que el proceso inflacionario hubo de desencadenar intensas
ondas gravitacionales. Cientos de miles de aos ms tarde, tales
ondas habran dejado un patrn de polarizacin sutil pero muy
caracterstico en la radiacin de fondo. Hoy por hoy, la bsqueda de
dicha seal constituye el mejor enfoque experimental para poner a
prueba la hiptesis inflacionaria.
Las primeros signos de polarizacin en la radiacin de fondo se
observaron en 2002, en los datos del observatorio de microon-das
DASI, situado en el Polo Sur. Gracias a los revolucionarios avances
en el desarrollo de detectores de microondas acaecidos durante los
ltimos aos, en la actualidad contamos con una nueva generacin de
telescopios capaces de medir tales seales con una precisin sin
precedentes.
EL FONDO DE MICROONDASUnos 380.000 aos despus de la gran
explosin, cuando el uni-verso se hubo expandido tanto que la
materia se enfri hasta los 3000 grados Kelvin, los ncleos atmicos
(casi exclusivamente protones) se combinaron con los electrones del
plasma y forma-ron los primeros tomos neutros. En consecuencia, la
radiacin electromagntica dej de interaccionar casi por completo con
la materia, por lo que comenz a propagarse libremente por el
universo. Los fsicos se refieren a ese episodio diciendo que, en
aquel momento, luz y materia se desacoplaron.
Postulada en los aos ochenta del siglo pasado, la hiptesis de la
inflacin csmica completa de manera muy elegante la teora
tradicional de la gran explosin.
Desde hace unos aos, varios telescopios insta-lados en el Polo
Sur buscan una impronta muy particular que la fase inflacionaria
habra dejado en la radiacin csmica de fondo.
La colaboracin BICEP2 anunci hace poco una seal compatible con
las predicciones tericas. Un detector complementario, la batera
Keck, efecta mediciones de referencia para corroborar los
datos.
E N S N T E S I S
Robert Schwarz es fsico y astrnomo. Este ao ha pasado su dcimo
invierno en la Antrtida como parte del equipo de mantenimiento del
instrumento SPUD/Keck, dedicado a estudiar las propiedades del
fondo csmico de microondas.
El universo, tal y como lo conocemos hoy, comenz hace 13.800
millones aos con la gran explosin, una afir-macin que en la
actualidad casi nin-gn cientfico pone en duda. El mo-delo
cosmolgico estndar se basa en tres hechos empricos independien-tes
entre s: la expansin actual del universo, la abundancia de
elementos qumicos y la existencia del fondo csmico de
microondas.
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Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 77
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Las ondas electromagnticas liberadas en aquel momento son las
que hoy vemos en forma de radiacin csmica de fondo. En el momento
en que se emitieron, su espectro corresponda al de un cuerpo negro
(un emisor ideal) a una temperatura de unos 3000 grados Kelvin. No
obstante, a medida que el universo se expanda, la longitud de onda
de dicha radiacin se estir, razn por la que hoy nos llega
convertida en luz de microondas. En la actualidad, su espectro
corresponde al de un cuerpo negro a una temperatura de 2,728 grados
Kelvin.
Si medimos la temperatura del fondo csmico con una resolu-cin de
0,01 grados Kelvin, veremos una radiacin perfectamente istropa; es
decir, idntica en todas las direcciones del cielo. Sin embargo, a
resoluciones del orden del microkelvin, comenzarn a aparecer
irregularidades. Ello se debe a que, cuando la luz y la materia se
desacoplaron, el campo de radiacin no era del todo uniforme. A
medida que el universo se expanda, surgieron pequeas fluctuaciones
en la densidad local de la materia y, con ello, tambin en la
temperatura. En las zonas un poco ms fras, la radiacin se desacopl
algo antes. Ello provoc peque-as irregularidades en el campo de
radiacin, las cuales vemos hoy. Sus caractersticas aportan
informacin muy valiosa sobre el universo primitivo.
Con todo, no debemos identificar las irregularidades observa-das
en la radiacin de fondo tal y como aparecen en los mapas celestes
de los satlites Planck, WMAP o COBE con estructuras de densidad
reales. Dado que las fluctuaciones tuvieron lugar en todas las
partes del espacio y que nosotros vemos la radiacin de fondo a
travs de grandes distancias, sus inhomogeneidades se nos aparecen
sumadas sobre toda la lnea de visin.
As pues, para interpretar el significado de las fluctuaciones
del fondo csmico hemos de recurrir a modelos. Estos nos dicen
que dichas fluctuaciones solo pudieron originarse si la densidad
del universo era lo suficientemente elevada, una condicin en la que
los expertos ven otro argumento a favor de la existencia de materia
oscura. Vemos, pues, que el anlisis de las propiedades de la
radiacin csmica de fondo ha contribuido de manera muy notable al
desarrollo de los modelos sobre la estructura a gran escala del
universo. Los resultados mencionados hasta ahora se basan en el
anlisis de la intensidad de la radiacin. Otra fuente de informacin,
sin embargo, procede del estudio de la polarizacin de dichas ondas:
si se encuentran polarizadas o no y, en su caso, de qu forma lo
estn.
Cierto patrn lineal de polarizacin, llamado modo E, se debe a la
dispersin de los fotones por parte de los electrones del medio y al
hecho de que, debido a las fluctuaciones de den-sidad, la
distribucin de materia no es del todo homognea. Por otro lado,
tambin puede generarse una componente de polarizacin rizada,
conocida como modo B, si durante la dispersin de los fotones se
producen adems perturbaciones espaciotemporales, como las
provocadas por una lente gravita-toria o por ondas gravitacionales.
Sin embargo, la cantidad de polarizacin debida al modo B y, en
particular, la atribuida a las ondas gravitacionales primigenias
resulta extremadamente pequea y, por tanto, muy difcil de
medir.
EL INSTRUMENTO SPUD/KECK se halla a un kilmetro de la base
Amundsen-Scott. El gran embudo de aluminio protege el telescopio de
las interferencias que llegan desde el suelo. La foto fue tomada en
marzo de 2012, poco antes del atardecer polar. Puede verse al autor
en el interior.
Contina en la pgina 80
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78 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
Gran explosin
Ondas gravitacionalesprimordiales
Tiempo (no se encuentra a escala)
Radi
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cala
)
Interaccinentre luzy materia
Emisin del fondo csmico(380.000 aos despus de la gran
explosin)
Formacin de las primerasestrellas y galaxias(unos 500 millones
de aos despusde la gran explosin)
Fase inacionaria(primera fraccin
de segundo)
F u N DA M E N t O S
La impronta inflacionariaSegn la hiptesis de la inflacin csmica,
el universo sufri una expansin de enormes proporciones durante la
primera frac-cin de segundo que sigui a la gran explosin. Dicho
proceso habra producido una ingente cantidad de ondas
gravitaciona-les, perturbaciones del espaciotiempo que se propagan
a la velocidad de la luz. Tras ese estirn inicial, el universo
habra con-tinuado expandindose al ritmo, mucho ms pausado, predicho
por la teora tradicional de la gran explosin.
Unos 380.000 aos despus de su nacimiento, el cosmos se enfri lo
suficiente para que protones y electrones se combi-nasen en los
primeros tomos neutros. En ese momento, el universo se hizo
transparente al paso de la luz. Los fotones libe-rados entonces son
los que hoy componen el fondo csmico de microondas. Aunque este se
emiti mucho despus de la fase inflacionaria, en trminos csmicos el
universo era entonces extremadamente joven (su edad actual se
estima en 13.800 millo-nes de aos).
Las ondas gravitacionales generadas durante la inflacin podran
haber dejado una huella muy par-ticular en la polarizacin del fondo
csmico. Hace unos meses, el experimento BICEP2 anunci haber
detectado una seal compatible con este supuesto (derecha).
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Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 79
Gran explosin
Ondas gravitacionalesprimordiales
Tiempo (no se encuentra a escala)
Radi
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(no
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ntra
a es
cala
)
Interaccinentre luzy materia
Emisin del fondo csmico(380.000 aos despus de la gran
explosin)
Formacin de las primerasestrellas y galaxias(unos 500 millones
de aos despusde la gran explosin)
Fase inacionaria(primera fraccin
de segundo)
Ascensin recta (grados)
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Temperatura vistapor los electrones
del medio
Ondas de densidad Patrn de polarizacin: modo E
Ondas gravitacionales Patrn de polarizacin: modo B
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Caliente
Caliente
Caliente
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Los fotones de la radiacin de fondo son dispersados y
polarizados por los electrones del medio. Dicho medio puede sufrir
perturbaciones locales provocadas por dos tipos de ondas: de
densidad (arriba) y gravitacionales (abajo).
Las ondas de densidad (escala de grises; la flecha naranja
indica el sentido de propagacin) indu-cen en el fondo csmico un
patrn de polarizacin lineal (modo E). Las ondas gravitacionales
estiran (flechas azules) y comprimen (flechas rojas) el espacio en
el plano perpendicular a su direc-cin de propagacin (flecha
naranja); ello genera un patrn de polarizacin rizado (modo B).
El experimento BICEP2 ha obtenido los primeros indicios de modos
B compatibles con la exis-tencia de ondas gravitacionales
primigenias. La grfica muestra, en coordenadas astronmicas, la
distribucin celeste de dicha seal. La longitud de las lneas es
proporcional a la magnitud del efecto en cada punto; los colores
indican su sentido: horario (rojo) y antihorario (azul).
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80 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
ESA
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AStRONOMA DE MICROONDASLos astrnomos llevan cinco dcadas
estudiando el fondo cs-mico de microondas. Hacerlo con telescopios
terrestres, sin embargo, requiere emplazarlos en localizaciones muy
particu-lares. Ello se debe a que las molculas de agua presentan
una fuerte absorcin en esa zona del espectro (razn por la cual las
microondas resultan tan eficientes en la cocina). Por tanto, los
instrumentos astronmicos deben evitar el vapor de agua
atmosfrico.
Si no tenemos la posibilidad de escapar de la atmsfera con
satlites o globos a gran altitud, la observacin en reas eleva- das
y secas ofrece una alternativa. Entre ellas destacan las zonas
fras, ya que la cantidad de vapor de agua que admite el aire
disminuye con la temperatura, un fenmeno que conocen bien los
habitantes de Centroeuropa, donde la humedad durante el invierno
resulta mucho menor que en verano.
El Polo Sur constituye un lugar de observacin ideal para los
astrnomos. Aunque se encuentra a 2910 metros sobre el nivel del
mar, desde un punto de vista baromtrico sus condiciones resultan
similares a las que existen en Europa a entre 3100 y 3600 metros de
altitud. (Dado que el aire fro es ms denso, el Polo Sur, con sus
2910 metros, se eleva mucho ms all en la capa de aire que una regin
a la misma altitud en latitudes templadas.) En la Antrtida, la
temperatura media anual se sita justo por encima de los 50 grados
Celsius bajo cero, si bien en invierno puede caer hasta los 82
grados negativos. En tales con-diciones, la cantidad de vapor de
agua presente en la atmsfera es diez veces menor que la que hay en
el desierto de Atacama, una de las regiones ms secas del
planeta.
En suma, el polo sur geogrfico nos brinda un lugar idneo para la
astronoma de microondas. Existe en el continente hela-do un lugar
que, al menos en principio, sera an ms favorable desde el punto
climtico: la meseta Domo A, unos 1000 metros ms alta. Sin embargo,
dicha regin no se muestra tan accesi-
F L u C t uAC I O N E S D E D E N S I DA D
Temperatura del fondo csmicoLa imagen global ms precisa de la
radiacin csmica de fondo fue obtenida el ao pasado por el satlite
Planck, de la ESA. Tras eliminar las interferencias pro-vocadas por
otras fuentes astronmicas, emerge un mapa del cielo (arriba) en el
que pueden verse las dimi-nutas fluctuaciones (colores) que motean
la tempera-tura de dicha radiacin. Unos 380.000 aos despus de la
gran explosin, los protones y los electrones del plasma se
combinaron para formar los primeros to-mos neutros. El universo se
comportaba entonces de manera similar a un lquido, en el que las
fluctuaciones de densidad se propagaban como ondas acsticas. Ello
condujo a las diferencias de temperatura observadas en el fondo
csmico.
Para investigar el estado del universo primigenio, los cosmlogos
calculan el espectro de potencias de dichas fluctuaciones, una
tcnica que permite analizar su distribucin angular en el cielo
(grfica). El espectro de potencias se representa en funcin del
momento mul-tipolar, un parmetro que codifica la escala angular a
la que tienen lugar las fluctuaciones.
Al simular el espectro de potencias para diferen-tes
combinaciones de los parmetros cosmolgicos, se obtienen unos
valores u otros para los mximos que lo caracterizan. As, al ajustar
la posicin del primer mximo con los datos experimentales, puede
deducirse que la geometra del universo es aproximadamente eucldea.
Los mismos datos permiten inferir tambin otras cantidades, como la
edad del universo, la cons-tante de Hubble, la densidad total del
cosmos o las densidades respectivas de materia ordinaria, materia
oscura y energa oscura.
Si la materia y la radiacin de fondo se hubiesen distribuido de
manera uniforme, la mayor parte del espectro se encontrara
desplazado hacia momentos multipolares bajos, algo que no se
observa. Entre otros efectos, las diferencias en el potencial
gravitatorio causadas por las fluctuaciones de densidad provocaron
que, en zonas con un potencial mayor, los fotones se desplazasen
hacia el rojo. Dicho fenmeno, conocido como efecto Sachs-Wolfe,
domina las fluctuaciones a escalas angulares grandes.
WMAP(datos tras 7 aosde observacin) ACBAR
Modelo
QUaD
90 18 2 0,5 0,2 0,1Escala angular (grados)
6000
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4000
3000
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1000
0
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10 100 500 1000 1500 2000
EfectoSachs-Wolfe
Momento multipolar
Viene de la pgina 77
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Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 81
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ble. Con todo, China intentar emplazar all una estacin en los
prximos aos.
El Polo Sur, en cambio, goza de varias ventajas desde el punto
de vista logstico. La base Amundsen-Scott cuenta con per-sonal
durante todo el ao, a pesar de que solo puede accederse a ella
durante los tres meses y medio del verano antrtico. Otra de sus
virtudes reside en el hecho de que, al explorar el cielo desde esta
localizacin, el rea observada permanece a la misma altura sobre el
horizonte durante todo el ao. Ello elimina, entre otras, las
correc-ciones relativas al cambio de las masas de aire en la lnea
de visin. Adems, permite realizar observaciones durante las 24
horas del da. El Polo Sur, sin embargo, no resulta muy adecuado
para las observaciones en el ptico, ya que existe una capa de
inversin muy intensa cerca de la superficie, lo que acarrea
turbulencias. Y las auroras, casi constantes, tambin dificultan las
obser-vaciones en la franja visible del espectro.
LA BAtERA KECKLa astronoma de microondas lleva desarro-llndose
en la Antrtida cerca de 20 aos. El primer telescopio destinado a
este fin fue Python, construido a principios de los no-venta para
observar el fondo csmico de mi-croondas. Al este le sigui Viper. A
finales de 1999, con el objetivo de investigar el fondo csmico con
tcnicas de interferometra, se instal el telescopio DASI. Fue
durante estas observaciones cuando, de manera fortuita, los
astrnomos se toparon por vez prime-ra con indicios de polarizacin
en el fondo csmico. Para buscar de manera sistemtica los modos B,
entre 2005 y 2006 entraron en funcionamiento otros dos telescopios:
QUaD y BICEP1, cada uno de los cuales oper durante tres aos.
El siguiente experimento, BICEP2, tom datos entre 2010 y 2012. A
mediados del pasado mes de marzo, la colaboracin res-ponsable del
experimento hizo pblicos sus resultados: una seal de modos B justo
all donde se esperaba encontrar la huella de la polarizacin causada
por las ondas gravita-cionales primigenias. En estos momentos, los
investigadores se encuentran realizan-
AL MILMETRO: El corazn del instru-mento Keck se halla en su
plano focal. Cada detector (arriba) consta de cuatro planchas
(obleas de silicio grabadas, centro) de 76 mi-lmetros de lado, las
cuales contienen 64 pa-res de antenas (abajo). Su elevada precisin
se ha conseguido gracias a la tecnologa de bolmetros de transicin
abrupta (TES, por sus siglas en ingls).
2,8 mm
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82 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
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do mediciones de referencia con el telescopio de microondas ms
reciente instalado en Polo Sur. Originalmente llamado SPUD, hoy el
instrumento se conoce como batera Keck. Se encuen-tra en
funcionamiento desde 2011, en la montura original de DASI.
Financiados por la Fundacin Nacional para la Ciencia de EE.UU. y la
Fundacin Keck, del mismo pas, su operacin corre por cuenta de
varias instituciones estadounidenses e in-ternacionales.
Los resultados presentados hace unos meses se deben al no-table
progreso que durante la ltima dcada han experimentado los
detectores de microondas. El experimento precedente, QUaD, an
operaba con bocinas de alimentacin. Similares a una trom-petilla,
estas unidades de medicin usaban como antena una rejilla (bolmetro
de tela de araa) de dimensiones macroscpi-cas, la cual absorba la
radiacin de microondas. Por su parte, los detectores de ltima
generacin funcionan con semiconductores y superconductores
microscpicos grabados en obleas de silicio,
como los chips de un ordenador. Esta tcnica presenta la ventaja
de que permite acomodar muchos ms elementos de deteccin en un rea
reducida.
Desde un punto de vista estructural, la batera Keck resulta
idntica al experimento BICEP2, si bien cuenta con cinco
de-tectores. Tres de ellos se encuentran en funcionamiento desde
principios de 2011; los dos restantes se aadieron al ao siguien-te.
Cada uno funciona como un ohmmetro de alta sensibilidad situado en
el interior de un gran termo, a fin de evitar la influencia de la
temperatura exterior. Ello permite medir varia-ciones mnimas en la
resistencia y, de esa manera, determinar con gran precisin la
energa de la radiacin que llega desde el espacio.
Para alcanzar la sensibilidad requerida, los chips detectores
situados en el plano focal deben operar a unos 270 milikelvin, la
temperatura de transicin entre el estado normal y el
super-conductor. Cualquier variacin en la temperatura del
dispositivo
O N DA S g R Av I tAC I O NA L E S
Polarizacin del fondo csmicoLos fotones que componen el fondo
cs-mico de microondas no solo se caracte-rizan por su temperatura,
sino tambin por su polarizacin; es decir, por la direc-cin en la
que vibra el campo electromag-ntico asociado. Al igual que la
tempera-tura, esta magnitud constituye una fuente de informacin de
gran valor sobre el uni-verso temprano.
Cuando una onda de luz incide sobre un electrn, este comienza a
vibrar y emite una nueva onda. En general, la polariza-cin de la
luz dispersada depender de la distribucin de las intensidades y de
la direccin de incidencia de los fotones ori-ginales (esquema). Las
seales de polariza-cin presentes en el fondo csmico pue-den
clasificarse en dos tipos: un patrn lineal, conocido como modo E, y
otro rizado, llamado modo B. El primero se gener como consecuencia
de las fluctua-ciones de densidad que tuvieron lugar en el universo
primitivo. El segundo, en cam-bio, puede explicarse a partir del
efecto de ondas gravitacionales o campos gravitato-rios muy
intensos.
Los modos E fueron observados en 2002 por el telescopio DASI, en
la Antr-tida. La primera deteccin de modos B fue anunciada en julio
de 2013 por los inves-tigadores del Telescopio del Polo Sur. En
aquel caso, sin embargo, la seal se atri-buy al efecto de lentes
gravitacionales. Hace unos meses, el experimento BICEP2 obtuvo la
primera seal de modos B com-patible con la existencia de ondas
gravi-tacionales generadas durante la inflacin csmica (grfica).
Luzmenos intensa
Dispersinde luz por
un electrn
Luz ms intensa
Luz parcialmente polarizada
En este ejemplo, un electrn es irradiado con luz no polarizada
procedente de dife-rentes direcciones. Los ejes perpendiculares
(rojo y verde) representan el plano de osci-lacin de la luz; su
longitud indica la inten-sidad. En la luz dispersada, la componente
de oscilacin vertical es ms intensa que la horizontal, por lo que
la onda estar par-cialmente polarizada.
Espectro de potencias de los modos B segn el experimento BICEP2
(puntos negros) y lmites obtenidos en el pasado por otros
experimentos (tringulos de colores). A los datos se han superpuesto
dos predicciones tericas (rojo): la fraccin atribuida a la inflacin
csmica (lnea disconti-nua) y la contribucin esperada a partir del
efecto de lentes gravitacio-nales (lnea de puntos).
BICEP2BICEP1QUaDQUIETCBI
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Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 83
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Objetivo
Filtro de nailon
Ocular
Tubo
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Proteccin magnticade niobio
Plano del detector
Filtro trmico pasivo
Conductores de calor exibles
Soporte del sistemade refrigeracin
Sistema de refrigeracin
Soporte de la cmara
1,2 m
SPICE GIRLS: El instrumento SPUD/Keck fue rebautizado por los
cientficos como SPICE (por South Pole Inflationary Cosmology
Ex-periment, o Experimento sobre Cosmologa Inflacionaria en el Polo
Sur), por lo que cada uno de los cinco detectores recibi el nombre
de una de las Spice Girls. Tanto los detectores (ilustracin) como
el resto de los componentes electrnicos se encuentran en el
interior, aislados del fro extremo. Desde el exterior solo pueden
verse las fun-das protectoras (fotografa), que tambin evitan las
interferencias.
(debida, por ejemplo, a la radiacin de microondas incidente
desde el exterior) ejerce un efecto considerable sobre la
resisten-cia del material, lo que permite medir energas
extremadamente pequeas. El hecho de que el detector funcione tan
cerca del cero absoluto presenta adems otra ventaja: el ruido de
fondo de origen trmico causado por el propio dispositivo resulta
muy bajo, lo que aumenta an ms su sensibilidad.
ENFRIAR A MILSIMAS DE KELvINPara alcanzar la temperatura de
operacin, glida incluso para los estndares de la Antrtida, los
detectores se preenfran hasta unos 3,2 grados Kelvin mediante tubos
de pulsos. Se trata, en su sentido ms amplio, de bombas de calor.
Sin embargo, el gas de trabajo (helio) no se halla sometido a la
accin de un pistn, sino a la de un compresor que, de manera
alterna, ejerce presiones variables. La temperatura en el plano
focal se reduce as hasta los 270 milikelvin gracias a una unidad de
refrigeracin que consta de tres etapas. La primera de ellas opera
con helio 4; las otras dos, con helio 3.
Al igual que ocurre con el agua, la temperatura de ebullicin del
helio tambin depende de la presin atmosfrica. En el vaco, esta es
de unos 2 grados Kelvin, frente a los 4,2 kelvin a los que hierve a
la presin atmosfrica a nivel del mar. Por su parte, el punto de
ebullicin del helio 3 es del orden de pocos milikelvin en el vaco y
de 3,2 kelvin en condiciones normales.
El vaco de la unidad de refrigeracin se genera con carbn
activado, que absorbe por completo el helio en fase gaseosa.
Mediante la aplicacin de un pequeo voltaje, el helio se libera de
nuevo en forma de gas y condensa en los tubos de pulsos, que se
encuentran a 3,2 grados Kelvin. Al evaporarse, enfra la siguiente
etapa hasta unos 2 kelvin. A lo largo de la segunda y tercera etapa
de enfriamiento (las cuales proceden igual que la primera, pero con
helio 3), la temperatura en el plano focal se reduce primero hasta
unos 250 milikelvin, un poco ms baja que
CERCA DEL CERO ABSOLUTO: La unidad de refrigeracin de los
detectores funciona en tres etapas. La primera (izquierda) opera
con helio 4; las otras dos (centro y derecha) con helio 3.
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84 INVESTIGACIN Y CIENCIA, julio 2014
la temperatura de transicin al estado superconductor. En las
condiciones del experimento, aportar calor y controlarlo resulta ms
fcil que extraerlo. Por ello, los planos focales se calientan
despus hasta los 270 milikelvin, temperatura que se mantiene
constante durante la fase de observacin.
La temperatura de trabajo puede mantenerse estable durante 42
horas. Despus, debe ponerse en marcha el siguiente ciclo de
enfriamiento, de entre cinco y seis horas de duracin. Dado que los
tubos de pulsos constituyen un sistema de refrigeracin cerrado, no
hace falta reponer el helio (o el nitrgeno) lquido, como ocurra con
BICEP2 y los experimentos previos. En un
lugar como la Antrtida, ello facilita de manera considerable la
logstica necesaria para mantener operativo el instrumento.
ALtA tECNOLOgACon todo, el corazn de la batera Keck lo
constituyen los detecto-res situados en el plano focal. Una unidad
detectora se compone de cuatro microchips con 64 pxeles. En cada
pxel hay dispuestas dos antenas perpendiculares entre s, la cuales
miden la polari- zacin de la radiacin incidente. El diseo responde
a una longi-tud de onda de 2 milmetros (lo que corresponde a una
frecuencia de 150 gigahercios), si bien desde este ao dos de los
detectores
I N t E R p R E tAC I N D E L O S DAt O S
Los resultados anunciados en marzo por la colaboracin BICEP2
resultan compatibles con la huella dactilar que la inflacin csmica
podra haber dejado en el fondo de microondas. De confirmarse, nos
hallaramos ante un descubrimiento histrico. Pero admiten los
mis-mos datos una explicacin ms prosaica?
A finales de mayo, los investigadores de la Universidad de
Califor-nia Michael J. Mortonson y Uro Seljak publicaron en el
repositorio de artculos cientficos arXiv un anlisis que pona en
duda la inter-pretacin de los datos en trminos de ondas
gravitacionales primige-nias. Das despus, Raphael Flauger, del
Instituto de Estudios Avan-zados de Princeton, y sus colaboradores
hacan pblico, tambin en arXiv, otro estudio con conclusiones
similares. Twitter y numerosos blogs de investigadores y
aficionados a la cosmologa se han llenado de discusiones al
respecto. Examinemos por qu.
Despus de todo el esfuerzo invertido en detectar la diminuta
seal de polarizacin de los modos B en el fondo de microondas, el
trabajo an no ha concluido. Ahora empieza otro: el de
interpreta-cin de los resultados. El gran problema se debe a que la
Va Lc-tea contiene polvo csmico, electrones libres y un campo
magntico propio, una combinacin de factores que produce emisin
polari-zada en las mismas frecuencias en las que se observa el
fondo cs-mico de microondas.
Promediada en todo el cielo, la emisin galctica resulta mucho
mayor que cualquier seal de polarizacin de origen primordial. No
obstante, una y otra pueden distinguirse de dos maneras. Por un
lado, el fondo de microondas emite como un cuerpo negro, mientras
que la galaxia no. Por otro, el fondo csmico es muy uniforme en
todas las direcciones del cielo; las emisiones de la Va Lctea, en
cambio, suelen concentrarse en determinadas zonas, como el disco
galc-tico. As pues, para separar ambas seales caben dos opciones:
rea-lizar medidas en distintas frecuencias, o bien seleccionar un
rea del cielo en la que la contaminacin galctica sea mnima.
El experimento BICEP2 observ una regin celeste conocida como el
hoyo sur, una ventana libre hacia el cosmos. Sin embargo, solo tom
medidas a una frecuencia: 150 gigahercios (GHz). El expe-rimento
previo, BICEP1, observ la misma zona a 100 GHz, aunque con menor
sensibilidad. La combinacin de ambos experimentos no basta para
separar las seales csmica y galctica, por lo que los resultados de
BICEP2 hubieron de complementarse con los obteni-dos en el pasado
por otros observatorios.
Hace unos aos, el satlite WMAP registr datos de polarizacin en
todo el cielo para frecuencias comprendidas entre 30 y 90 GHz.
Aunque mucho ms ruidosos que los obtenidos por BICEP2, los
resul-tados de WMAP s dan una buena idea de la contaminacin debida
al efecto de los electrones libres en el campo magntico de la
galaxia.
Ms problemtica resulta la emisin polarizada del polvo. Cuando se
anunciaron los resultados de BICEP2, no se dispona de
obser-vaciones a frecuencias ms altas en las regiones dominadas por
el polvo. El pasado 5 de mayo, sin embargo, la colaboracin Planck
hizo pblicos sus resultados sobre dichas emisiones, aunque estas no
correspondan a la regin celeste estudiada por BICEP2. Por tanto,
para cuantificar qu fraccin de la seal de BICEP2 podra deberse al
polvo galctico, debemos recurrir a modelos.
Pero los modelos son... modelos. En su artculo, Flauger y sus
cola-boradores subrayaron las limitaciones del mtodo empleado por
el equipo de BICEP2 para sustraer la contaminacin por polvo. Segn
este, la seal debida al polvo sera muy pequea en la zona del cielo
observada. No obstante, existen otras regiones en las que la
fraccin de polarizacin debida al polvo resulta mucho mayor, por lo
que nada impedira que lo mismo ocurriese en el hoyo sur. Teniendo
en cuenta todas estas limitaciones, podra suceder que toda la seal
observada por BICEP2 no fuese ms que un producto del polvo
galctico.
La hazaa lograda por la colaboracin BICEP2 merece toda nues-tra
admiracin y respeto. Su trabajo ha llegado a donde nunca nadie lo
haba hecho antes, al reducir el ruido ambiental e instrumental en
ocho rdenes de magnitud. Tal vez nuestra galaxia haya sido cruel y
haya disfrazado sus emisiones de polvo en forma de ondas
gravi-tacionales primigenias. Pero tambin puede ocurrir que haya
sido amable y que la regin celeste explorada por BICEP2 no se
encuen-tre demasiado contaminada.
La solucin provendr de observaciones a frecuencias ms ele-vadas.
Por fortuna, no faltan experimentos. Entre otros, el equipo de
BICEP2 ya est en ello, y se espera que antes de Navidad Planck
publi-que ms datos. Los prximos meses prometen ser muy
emocionantes.
Licia Verde es profesora de investigacin ICREA en el Instituto
de Cien-cias del Cosmos, centro mixto de la Universidad de
Barcelona y el Ins-tituto de Estudios Espaciales de Catalua, y
profesora en el Instituto de Astrofsica Terica de la Universidad de
Oslo.
Inflacin o polvo?Dos estudios recientes sealan una posible
explicacin alternativa a los datos de BICEP2 lICIA vERdE
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Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 85
operan con longitudes de onda de 3 milmetros (100 gigahercios).
Unos chips semiconductores especiales, denominados bolme-tros con
sensor superconductor de transicin abrupta (TES), recogen y
amplifican la seal. As pueden medirse las pequeas diferencias de
temperatura que surgen cuando los fotones son absorbidos y la
energa liberada se convierte en calor.
Cada bolmetro posee tres partes principales: un absorbente, que
acumula la energa que incide sobre l; un termmetro, que permite
cuantificarla; y una conexin trmica, destinada a disi-par de nuevo
la energa y mantener el detector a la temperatura de trabajo. La
lectura de los bolmetros tiene lugar mediante induccin. Para ello
se emplean dispositivos superconductores de interferencia cuntica
(SQUID), los cuales pueden medir con enorme precisin las pequeas
variaciones de un campo magntico. Los bolmetros TES permiten,
adems, aumentar de manera sustancial el nmero de pxeles. La batera
Keck cuenta con 256 pares de antenas por detector. En cambio, el
experimento previo, QUaD, funcionaba con 31 pxeles.
CONtINENtE DE SupERLAtIvOSAunque el Polo Sur cuenta con una
buena logstica, construir y mantener un telescopio en semejante
emplazamiento no deja de plantear numerosos retos. La Antrtida es
un continente de superlativos: el ms elevado, fro, seco y con ms
viento de todos. A la base Amundsen-Scott solo puede accederse
entre finales de octubre y mediados de febrero desde Nueva Zelanda.
Por tanto, la fase de construccin queda restringida a los meses de
vera-no. En un da caluroso la temperatura no pasa de 20 grados
Celsius negativos, y no es raro que baje hasta los 40 bajo
cero.
Cualquier equipo que se desee adquirir ha de caber en un LC-130,
un avin de transporte Hrcules equipado con esques. La fase normal
de observacin comienza con la llegada del in-vierno (es decir, a
mediados de febrero) y se prolonga hasta fina-les de octubre o
principios de noviembre. Durante ese tiempo, la estacin se
encuentra aislada del mundo exterior: a las glidas temperaturas,
excesivas para los aviones, se suma la noche polar, de seis meses
de duracin.
Dado que la batera Keck fue concebida para medir el fondo de
microondas, en teora podramos observar con ella durante todo el ao.
Sin embargo, los datos obtenidos durante el verano no son ptimos.
Ello se debe a las temperaturas propias de la estacin, ms elevadas,
y a la presencia de un mayor nmero de interferencias, como las
provocadas por los dispositivos de radio. Por ello, los meses de
esto se dedican a labores de me-jora, mantenimiento y calibracin
del telescopio. A ello que se dedican en exclusiva entre cuatro y
ocho cientficos, adems de otros investigadores de la estacin.
En invierno, el personal de la base se reduce de unas 150
per-sonas a 40 o 50. A cargo de la batera Keck queda un solo
in-vernante. Su misin consiste en mantener el telescopio en
fun-cionamiento, lo que incluye realizar trabajos relacionados con
la
mecnica y la electrnica del sistema, la criogenia, los programas
informticos y de administracin. Todo ello requiere una gran
capacidad de improvisacin, pues, como no poda ser de otra manera,
las partes que suelen estropearse son aquellas para las que hay
pocas o ninguna pieza de repuesto. Durante los ltimos aos ha habido
cada vez ms problemas con el desgaste de la montura del telescopio,
ya que se trata del tercer instrumento (tras DASI y QUaD) que se
instala en ella. Los trabajos en el exterior, que no pueden
evitarse por completo, implican hacer frente a temperaturas de
entre 60 y 80 grados Celisus bajo cero.
Adems de la batera Keck, en la actualidad hay otro obser-vatorio
de microondas en funcionamiento: el Telescopio del Polo Sur. Su
enorme espejo de diez metros le confiere una resolucin mucho ms
alta, si bien su campo de visin es menor. Gracias a l, el ao pasado
se detectaron por primera vez los modos B producidos por el efecto
de lentes gravitacionales. Ya estn en marcha los planes para
construir los telescopios de la siguiente generacin. As, BICEP3
deber entrar en funcionamiento en 2015. El mismo ao, el Telescopio
del Polo Sur contar con un nuevo detector para buscar los modos B
procedentes de las ondas gravitacionales primigenias.
La batera Keck an deber tomar datos durante 2015, una tarea que
tal vez contine en 2016. Tenemos derecho a estar ex-pectantes.
Verificar la huella dactilar de las ondas gravitacionales
primigenias con otro experimento podra suponer el espaldarazo
definitivo a la teora de la inflacin csmica.
Sterne und Weltraum
LOGSTICA: Durante los tres meses y medio de verano, los avio-nes
Hrcules LC-130 constituyen la nica conexin del Polo Sur con el
mundo exterior. Materiales de construccin, suministros, personal y
provisiones deben ser transportados por aire desde la base de
McMurdo, situada en la costa a 1400 kilmetros de distancia. Debido
a las glidas temperaturas, los motores no pue-den apagarse nunca.
La estela de condensacin que comienza a formarse en el suelo tras
la aeronave dificulta sobremanera las labores de carga y
descarga.
los artculos tcnicos de la colaboracin biCEP pueden descargarse
en www.bicepkeck.org
El universo inflacionario. Alan Guth y Paul Steinhardt en iyc,
julio de 1984.El universo inflacionario autorregenerante. Andri
linde en iyc, enero de
1995.La sinfona csmica. Wayne hu y Martin White en iyc, abril de
2004.La inflacin a debate. Paul Steinhardt en iyc, junio de
2011.Una ventana al primer instante del universo. juan
Garca-bellido y daniel
G. Figueroa en iyc, diciembre de 2012.Primera seal de ondas
gravitacionales primigenias. ron Cowen en iyc,
mayo de 2014.
en nuestro archivo
Para saBer Ms
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