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Timestamp: 2018-06-17 21:41:57+00:00

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La polarización de la radiación cósmica de fondo
del Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE), CONICET Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, UBA.
(El presente artículo apareció en la revista argentina CIENCIA HOY Nº 74, Vol. 13, abril-mayo 2003, pp. 56-61, que edita la Asociación Civil Ciencia Hoy, por cuya cortesía lo insertamos aquí)
‘Los acontecimientos borran a los acontecimientos; inscripciones grabadas sobre otras inscripciones, hacen las páginas de la historia de los palimpsestos.’
–François Auguste René, Vizconde de Chateaubriand. Memorias de Ultratumba, Libro I, Cap. 4 (1812)–.
La radiación cósmica de fondo nos llega como un vestigio del universo primordial. Fue descubierta por azar en 1964 y es hoy considerada una de las evidencias más sólidas del modelo del Big Bang. En 1992, el descubrimiento de 'anisotropías' en su temperatura efectiva (variaciones dependientes de la dirección de observación), nos mostró las tan ansiadas pequeñas perturbaciones cosmológicas germinales en el plasma primordial, que luego de eones de evolución devendrían en las grandes estructuras galácticas que vemos hoy. Más tarde, otras observaciones con mayor resolución angular permitieron a los científicos deducir la geometría a gran escala de nuestro universo. Los resultados mostraron que, de todas las geometrías permitidas por la relatividad general, los fotones de la radiación de fondo habían viajado por un espacio físico que los matemáticos llaman euclídeo, esto es, exento de curvatura espacial (o sea, un universo 'plano'). En el mes de septiembre del año 2002, miembros de la colaboración DASI (por Degree Angular Scale Interferometer, o Interferómetro de escala angular de un grado) anunciaron un nuevo descubrimiento mayor: la radiación de fondo posee una pequeña 'orientación', o sea está polarizada. Este es un efecto de suma importancia y se venía buscando desde 1968, año en el que el astrofísico inglés Martin Rees predijera su existencia.
Pero la radiación cósmica de fondo deviene polarizada solo si existe una 'dinámica' particular en estas diminutas semillas primordiales a la base de la formación de las galaxias. Es por ello que su importancia mayor radica en que no solo es una muestra de las pequeñas inhomogeneidades presentes cuando el universo contaba, digamos, con unos 100.000 años de vida, sino que, además, nos informa sobre la manera en que dichos grumos primordiales 'se movían' durante esas épocas remotas. Este es un nuevo hallazgo que reafirma el marco teórico donde se sustenta la cosmología actual.
La mayor parte de la luz que nos rodea es no polarizada. Este tipo de radiación está constituido por trenes de ondas electromagnéticas que oscilan en planos perpendiculares al de propagación y donde cada plano está distribuido al azar. Sin embargo, la luz no polarizada puede adquirir una orientación de oscilación privilegiada cuando se transmite o refleja en un medio, como cuando atraviesa la lente de un par de anteojos de sol o se refleja en la superficie de un lago. En estos casos, la radiación incidente es reemitida mayoritariamente en forma de ondas que oscilan todas en un mismo plano. Designamos a este tipo de radiación con el nombre de luz linealmente polarizada.
Figura 1. Una onda electromagnética (en rojo) polarizada linealmente oscila en un plano dado (en rosa). Cuando alcanza a un electrón (representado como una esferita naranja) la onda le imprime un movimiento oscilatorio que provoca la emisión de la onda difundida (en verde). Esta onda resultante se concentra esencialmente en el plano perpendicular al movimiento del electrón (plano verde) y está polarizada como la onda incidente.
Con la expansión y enfriamiento del universo, la radiación se desacopla de la materia neutra y es en ese preciso momento que, según las predicciones del Big Bang, la radiación de fondo debió adquirir un pequeño nivel de polarización. Pese al optimismo inicial de los cosmólogos, debieron pasar más de treinta años para lograr detectar esta nueva señal. Y no es extraño que esto fuese así, ya que el nivel de la polarización es de apenas un 10 por ciento del de las ya pequeñas anisotropías en la temperatura. Esto es, la polarización de la radiación de fondo tiene una amplitud no mayor que unos pocos microkelvins, un verdadero desafío experimental.
¿Cuáles son los mecanismos responsables de la polarización? En primer lugar, debemos saber que cuando una onda electromagnética incide sobre una partícula cargada eléctricamente -un electrón libre en el caso que nos interesa ahora, por ejemplo-, el campo eléctrico de la onda incidente imprime a la partícula un movimiento oscilante en la misma dirección. Esta carga en movimiento emite entonces un tipo de radiación llamada radiación dipolar. Esta radiación dipolar se concentra, esencialmente, en el plano ortogonal a la dirección de oscilación. Segundo punto importante, el campo de radiación resultante de la interacción con el electrón, estará polarizado de idéntica manera que la onda electromagnética incidente (figura 1).
Figura 2. Si la onda electromagnética incidente es no polarizada, puede de todas maneras ser representada como la suma de dos ondas linealmente polarizadas, una a lo largo de la línea de visión (en rosa), la otra a lo largo de la dirección perpendicular (en verde). La radiación difundida inducida por la primera componente está contenida en el plano perpendicular a la línea de visión y no puede ser detectada. Solo llegará al observador la segunda componente (en verde) de la radiación incidente, y polarizada como esta.
Bien, estas dos reglas simples nos permitirán comprender el origen de la polarización impresa en la radiación de fondo en el momento de su última difusión contra la materia, cuando en esta comenzaban a formarse los primeros átomos neutros, y estos últimos se hicieron 'transparentes' a la radiación.
Este momento tan especial en la historia de nuestro universo, es conocido en la jerga como el período de 'la recombinación' de la materia neutra, a pesar de ser la primera vez que los iones positivos (esencialmente protones) y los electrones se 'combinan' para formar átomos neutros. Antes de la recombinación, la radiación de fondo no estaba polarizada.
Una onda no polarizada puede describirse como la suma de dos ondas polarizadas en direcciones perpendiculares entre sí (figura 2). Consideremos la llegada de dicha onda sobre un electrón, descomponiéndola en una primera onda polarizada según nuestra línea de visión hacia el electrón (flechas rosas) y en una segunda onda en dirección perpendicular (flechas verdes). La componente polarizada a lo largo de la línea de visión del observador (flechas rosas) generará una oscilación del electrón a lo largo de esta misma línea de visión. Como lo explicamos más arriba, la radiación dipolar difundida por este movimiento estará casi totalmente contenida en el plano perpendicular a la línea de visión, y en consecuencia no será detectada por el observador.
Solo será observable la componente resultante de la radiación inducida por la otra componente de la onda incidente (flechas verdes), puesto que esta imprime al electrón un movimiento perpendicular a la línea de visión. Así, para el observador, todo sucede como si él recibiese de parte del electrón una luz difundida inducida solo por la componente polarizada perpendicularmente a la línea de visión (las flechas verdes). En virtud de la segunda regla que mencionamos más arriba, la radiación resultante debe poseer la misma dirección de polarización. En conclusión, el observador solo recibe una parte de la radiación incidente sobre la partícula cargada (las flechas verdes) y esta fracción está linealmente polarizada.
Primer año de observaciones con el satélite WMAP
El observatorio norteamericano Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP o Sonda de Anisotropías de Microondas Wilkinson) fue lanzado al espacio en junio de 2001. Luego de unos meses de tránsito, WMAP se ubicó en una región gravitatoria semiestable alineada con el Sol y la Tierra, que sigue a la Tierra en su órbita, y que está alejada de esta en unas cuatro veces la distancia que nos separa de la Luna (denominada punto de Lagrange L2 y alineada en la forma Sol-Tierra-L2). Allí, WMAP comenzó a recoger datos de la radiación de fondo en cinco frecuencias distintas, algo necesario para la efectiva sustracción de las señales espurias inherentes a las mediciones del fondo de microondas, y con una resolución angular treinta veces superior a la de su antecesor, el satélite COBE (ver figura I).
Figura I. La Tierra vista por COBE y por WMAP. Los mapas superiores muestran el cielo de microondas en decenas de microkelvins de temperatura efectiva, como fuera detectado por el satélite COBE en 1992, el primero en descubrir las anisotropías primordiales a la base de las grandes estructuras de nuestro universo (imagen izquierda), y por el satélite WMAP, más de 10 años más tarde (imagen derecha). La resolución angular de los detectores de COBE es de unos 7 grados y la imagen inferior izquierda nos muestra cómo se vería la Tierra con esa resolución (recuérdese que el diámetro aparente de la Luna llena es de medio grado, o sea unas 14 veces más allá de la capacidad de COBE). Los ‘ojos’ de WMAP, por el contrario, ‘miran’ con una resolución de unas 20 centésimas de grado angular y son por ello más de 30 veces más agudos que los de su antecesor. La imagen inferior derecha nos muestra la superficie de la Tierra vista con estos nuevos ojos. El futuro proyecto de satélite Planck Surveyor, de la Agencia Espacial Europea, prevé una resolución angular incluso varias veces mejor. (Imágenes cortesía de COBE, WMAP, E Hivon y K Gorski).
El pasado mes de febrero, miembros de la colaboración WMAP anunciaron los resultados del análisis del primer año de observaciones de anisotropías en la temperatura y en la polarización de la radiación de fondo, confirmando y mejorando la precisión de varias otras experiencias previas, incluyendo a DASI, el primer experimento que detectara la polarización del fondo cósmico (ver nota central).
Pero WMAP fue aún más lejos, pues logró una cobertura total del cielo (solo posible mediante el empleo de satélites) y midió la polarización en un rango muy amplio de escalas angulares sobre el cielo de microondas. Esto último le permitió ‘cruzar datos’ entre las anisotropías en la temperatura y aquellas en la polarización, lo que condujo a descubrir un exceso notable en la intensidad de la radiación presente en escalas angulares muy grandes.
Este exceso a grandes escalas en la ‘correlación cruzada’ (como se llama en la jerga a esta señal) era en cierta forma algo que los cosmólogos esperaban encontrar. Y su explicación teórica más simple es adjudicarla a la existencia de una etapa de ‘reionización’ global del universo en épocas posteriores a la recombinación. Ahora bien, ¿qué mecanismo astrofísico habría podido inyectar la cantidad suficiente de energía como para volver a ionizar a la mayoría de la materia neutra (esencialmente hidrógeno) de nuestro universo?
La explicación más plausible es que hayan sido las primeras estrellas que se ‘encendieron’ en nuestro universo. De ser así, estos nuevos datos nos permiten deducir la época de su formación, y los miembros de la colaboración WMAP obtuvieron un tiempo de aproximadamente 200 millones de años luego del Big Bang. Este sería, entonces, ‘el comienzo del fin’ de las llamadas ‘eras de oscuridad’ de nuestro universo.

References: resolución 
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