En el conocido mapa ovalado del Universo temprano, las manchas rojas y azules parecen mostrar nubes ardientes y huecos fríos. En realidad, casi todo ese cielo tiene la misma temperatura. ¿Por qué el mapa es tan colorido?
El fondo cósmico de microondas (CMB) es luz térmica antigua que llena el Universo. Su espectro actual corresponde a una temperatura de unos 2,725 K. Los mapas de colores suelen realzar desviaciones diminutas respecto al promedio, no mostrar colores visibles reales. PDG: espectro y anisotropías de temperatura, §§29.1–29.3.
La luz ya existía, pero no viajaba lejos
Los fotones existían en el medio temprano caliente mucho antes de que se volviera transparente. Los electrones libres los dispersaban con frecuencia, cambiando su dirección. Se parece a la luz en una niebla espesa: hay luz, pero no pasa una imagen directa de objetos lejanos. La «niebla» cósmica no estaba hecha de gotas de agua; la analogía solo explica la dispersión.
Al enfriarse el medio, los núcleos y electrones empezaron a formar átomos neutros. Disminuyó drásticamente la abundancia de electrones libres y la luz pudo recorrer distancias mucho mayores sin dispersarse. La época principal de origen del CMB primario observado corresponde a unos 380 000 años en la historia cosmológica estándar. Fue una transición prolongada, no un interruptor accionado a la vez en todas partes. ESA: medio temprano y liberación de la luz, PDG: última dispersión, §29.3.3.
Por tanto, no conviene explicar el CMB solo como fotones nuevos nacidos cuando los átomos capturaron electrones. El cambio principal fue que la radiación térmica ya existente dejó de estar estrechamente acoplada al plasma. Desde entonces, la expansión ha estirado sus ondas y reducido su temperatura hasta el fondo de microondas actual.
La temperatura del espectro y las manchas del mapa se miden de forma distinta
Un experimento pregunta: ¿cuánta radiación llega a distintas frecuencias? El instrumento FIRAS del satélite COBE comparaba la señal del cielo con una referencia térmica calibrada. El espectro medido es extraordinariamente próximo al de un cuerpo negro, un emisor térmico ideal. Así obtenemos una temperatura; no nos limitamos a llamar «fría» a una luz débil. NASA/LAMBDA: funcionamiento de FIRAS.
Otra pregunta es: ¿la temperatura es igual en todas las direcciones? Los mapas de WMAP y Planck revelan pequeñas diferencias. Para verlas se resta el fondo medio, se tiene en cuenta el gran efecto de nuestro movimiento y se separa la emisión galáctica. El polvo y el CMB, por ejemplo, dependen de la frecuencia de maneras diferentes; observar a varias frecuencias ayuda a separar componentes. Es un análisis con ruido e incertidumbres, no una fotografía directa de un cielo colorido. Planck: separación de componentes.
El contraste de la imagen no calienta el cielo
Imaginemos tres regiones con desviaciones arbitrarias de −100, 0 y +100 microkelvin respecto a una temperatura de referencia de 2,7255 K. Mostrémoslas con dos paletas. En la segunda fila los colores contrastan más, aunque los números sean los mismos.
Las mismas desviaciones, distinto contraste de color
Contraste bajo
Contraste realzado
Región ilustrativa 1
- Desviación ΔT
- −100 µK
- Temperatura total
- 2,7254 K
Región ilustrativa 2
- Desviación ΔT
- 0 µK
- Temperatura total
- 2,7255 K
Región ilustrativa 3
- Desviación ΔT
- +100 µK
- Temperatura total
- 2,7256 K
Aumentar el contraste e imprimir el mapa con colores más vivos no aumenta la diferencia física de temperatura. Por eso la leyenda, las unidades y la descripción del procesamiento son tan necesarias como la imagen. En el mapa publicado de Planck también se representan direcciones más calientes y más frías mediante colores asignados. Nuestro esquema explica ese principio sin reproducir píxeles observados. IPAC/Planck: significado de los colores.
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¿Cuánto son 100 microkelvin?
Un microkelvin es una millonésima de kelvin. Para la desviación ilustrativa del esquema,
100 μK = (10)^( − 4) K.
Sea T_(0) = 2,7255 K el promedio de referencia. Entonces la desviación relativa es
(∣ΔT∣)/(T_(0)) = (0,0001)/(2,7255); ≈ 3,7 × (10)^( − 5).
Esto equivale aproximadamente al 0,0037%. Las temperaturas completas son 2,7254; 2,7255 y 2,7256 K. Todas son cercanas, aunque la paleta haga visibles deliberadamente sus diferencias. El ejemplo de ±100 µK no es el límite de todas las manchas reales, la precisión de un instrumento ni la incertidumbre de la temperatura media. PDG: promedio, dipolo y pequeñas anisotropías por separado.
¿Qué leemos en esta luz antigua?
Las manchas están relacionadas con perturbaciones tempranas de materia y radiación. Pero «una mancha roja significa simplemente más materia justo ahí» es una regla demasiado burda. La temperatura observada combina diferencias térmicas propias, movimiento del medio e influencia gravitatoria sobre la luz. Las estructuras posteriores también alteran la trayectoria de los fotones, por ejemplo mediante lentes gravitatorias. PDG: diferencias térmicas y lentes, §§29.5.1–29.5.4.
Los cosmólogos comparan tamaños angulares característicos y correlaciones de esas diferencias, además de la polarización, con cálculos de modelos. Así se restringen la composición y geometría del Universo. No es una fotografía directa de partículas de materia oscura ni una prueba individual de todos los supuestos del modelo.
«La luz más antigua» se refiere a nuestra visión electromagnética de una época temprana transparente. No es una fotografía del instante cero. Algunos fotones volvieron a dispersarse más tarde; no toda señal del cielo siguió una trayectoria sin alteraciones. Las épocas anteriores también se investigan mediante huellas indirectas, no con una fotografía ordinaria a través del plasma opaco.
Ante un mapa colorido conviene empezar por la leyenda: qué se ha restado, en qué unidades se muestran los residuos y cómo se asignaron los colores. La astronomía de la luz invisible explica por qué un instrumento detecta lo que el ojo no ve.