En muchos sentidos, los astrónomos trabajan con un solo tipo partícula, fotones. Al flujo de fotones se le conoce como radiación, que de alguna forma puede ser vista como "energía pura" atravesando el espacio. A diferencia del sonido, esta no necesita ningún medio para propagarse, y a pesar de lo que uno podría pensar, crear fotones (luz) es sumamente fácil, hasta usted mismo los está creando en este momento. Dependiendo del tipo de radiación que nos llega (lo que esta ligado con la energía de dicha radiación), podremos saber qué mecanismo físico está entrando en juego, y de esta forma obtener alguna información del objeto que genera dicha radiación. En el camino, a veces se descubre un objeto nuevo con un comportamiento jamás antes visto (como fue el caso de los AGN, Active Galactic Nuclei, núcleos galácticos activos), y en otras ocasiones lo que se descubre es una nueva física. Este ir y venir es común en la ciencia.
Un objeto se caracteriza por la forma de la radiación que emite, esto es el espectro. Un espectro no es más que la radiación medida en diferentes energías (que por una cosita llamada constante de Plank, está asociada al tamaño o longitud de onda de los fotones). Un objeto que no experimente importantes eventos energéticos, tendrá una radiación más característica a bajas energías (como un gas frío), mientras que otro verdaderamente energético nos mostrara una gran intensidad de la radiación a altas energías. Entonces, sabiendo solo estos pocos detalles, ¿tendrá el Universo mismo como una sola cosa (como un solo objeto) un espectro característico? Bueno, para responder esta pregunta, primero recordemos que antes he dicho que hasta usted, humilde lector, está radiando en este momento. Entonces ¿por qué no brilla usted en la oscuridad? ¿Cuál es la diferencia que estriba entre los objetos que brillan, ó más bien, que se pueden ver por la luz que generan, de aquellos que en la oscuridad no pueden ser captados por ojos humanos? Una barra incandescente, por poner un ejemplo, brillará. Y seguro usted ya ha descubierto la respuesta: la temperatura de la barra se mide en cientos de grados, y la de las estrellas en miles, que no son comparables con los pocos 35 Celsius que ronda el cuerpo humano. Pero un humano radia, tal y como se revela cuando se usan gafas especiales para detectar radiación infrarroja. La siguiente imagen representa el espectro del Sol, que tiene su máximo en la región denominada como visible (donde podemos ver).
Un objeto se caracteriza por la forma de la radiación que emite, esto es el espectro. Un espectro no es más que la radiación medida en diferentes energías (que por una cosita llamada constante de Plank, está asociada al tamaño o longitud de onda de los fotones). Un objeto que no experimente importantes eventos energéticos, tendrá una radiación más característica a bajas energías (como un gas frío), mientras que otro verdaderamente energético nos mostrara una gran intensidad de la radiación a altas energías. Entonces, sabiendo solo estos pocos detalles, ¿tendrá el Universo mismo como una sola cosa (como un solo objeto) un espectro característico? Bueno, para responder esta pregunta, primero recordemos que antes he dicho que hasta usted, humilde lector, está radiando en este momento. Entonces ¿por qué no brilla usted en la oscuridad? ¿Cuál es la diferencia que estriba entre los objetos que brillan, ó más bien, que se pueden ver por la luz que generan, de aquellos que en la oscuridad no pueden ser captados por ojos humanos? Una barra incandescente, por poner un ejemplo, brillará. Y seguro usted ya ha descubierto la respuesta: la temperatura de la barra se mide en cientos de grados, y la de las estrellas en miles, que no son comparables con los pocos 35 Celsius que ronda el cuerpo humano. Pero un humano radia, tal y como se revela cuando se usan gafas especiales para detectar radiación infrarroja. La siguiente imagen representa el espectro del Sol, que tiene su máximo en la región denominada como visible (donde podemos ver).
¿Cuál es entonces la temperatura del Universo? Bueno, la temperatura del espacio intergaláctico (o cualquier región vacía del espacio) esta alrededor de 2.7 Kelvin de temperatura (-270.45 Celsius), lo cual significa que el Universo mismo es muy frío, pero incluso con esta temperatura, la radiación propia del Universo es detectable, y recibe el nombre de CMB (del inglés Cosmic Microwave Background, o fondo cósmico de microondas), que tal como su nombre indica, radia en la longitud de onda característica de un microondas. La historia del origen de esta radiación es muy interesante por si misma, y se remonta a miles de millones de años en el pasado, cuando las leyes físicas mismas todavía no se habían definido, y el Universo se encontraba en una edad oscura donde la radiación era incapaz de viajar mas allá de una distancia tan minúscula que no existe hoy en día el álgebra para trabajar con ella. Prometo contar esta historia en otra ocasión.
Finalmente respondamos una pregunta mas: ¿Cómo vemos la radiación del CMB? En principio lo vemos como un espectro de cuerpo negro, el espectro característico de un objeto que emite radiación exclusivamente por su temperatura que originalmente fue descubierta por Arno Allan Penzias & Robert Woodrow Wilson ("A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s", 1965). A partir de ese punto, muchos trabajos estuvieron dirigidos a examinar la información que se podía extraer de la radiación de microondas del fondo cósmico. La imagen de dicho espectro puede verse a continuación.
Rashid Alievich Sunyaev & Yakov Borisovich Zel'dovich, propusieron que el espectro del CMB se alejaba ligeramente del espectro de cuerpo negro. Esto se debe a una interacción entre los fotones individuales y el medio lleno de electrones extremadamente energéticos. Tal efecto había sido estudiado por primera vez por Arthur Holly Compton, en 1922, quien explica como un fotón muy energético puede ser dispersado al dar blanco contra un electrón, cediendo buena parte de su energía en el proceso. Esto le valdría a Compton el Nobel en 1927, ya que por aquella época todavía quedaban algunas dudas sobre el comportamiento de los fotones. Anteriormente la naturaleza ondulatoria de la luz había sido el paradigma del electromagnetismo, pero el efecto Compton demostraba que la "luz" de altas energías (rayos X) podía tratarse también como bolas de billar rebotando en el espacio (aunque las ideas acerca del comportamiento corpuscular ya se manejaban con los trabajos de Einstein y, con mayor relevancia, los de Planck).
No obstante los fotones no quedaban intactos después del impacto, si no que buena parte de su energía se trasladaba al electrón. Esto es, la radiación incidente era diferente de la radiación dispersada mediante este proceso. Sunyaev & Zel'dovich ("Microwave Background Radiation as a Probe of the Contemporary Structure and History of the Universe", 1980) explicaron que si los papeles se invertían, y era el electrón quien llevaba una gran energía e impactaba contra un fotón muy poco energético, sucedería el proceso inverso (y por esta razón tal efecto recibe el nombre de Compton Inverso o CI). Ellos sabían que esto podía ser de gran importancia para estudiar el espectro de CMB proveniente de los cúmulos de galaxias. En estos lugares, y debido a las grandes masas que están aglomeradas, el medio se calienta mucho y los electrones adquieren velocidades relacionadas a millones de Kelvin de temperatura. Por otro lado la radiación del CMB corresponde a la de solo 2.7 grados sobre el cero absoluto, lo que presta las condiciones adecuadas para que el CI se de. Podemos ver uno de dichos cúmulos a continuación.
El CI puede ser visto de la siguiente forma: en el marco de referencia del laboratorio un electrón y un fotón se acercan y se dispersan, quedándose el fotón con parte de la energía del electrón. Lo que ve el electrón por su parte (en el marco de referencia de este, ó más bien, en un marco de referencia que inicialmente se mueve a la misma velocidad, incluyendo dirección, que él) es a un fotón acercarse. Si el choque es frontal, el proceso desacelera al electrón, pero en su marco de referencia lo que se ve es que retrocede (ya que con una menor velocidad, el marco primero lo alcanza y luego lo rebasa). Debido al impacto, el fotón tiene una energía dentro del marco del electrón, relacionada con la conservación de momento lineal (con las correcciones relativistas pertinentes). Pero desde el marco del laboratorio, entra en juego el efecto Doppler, donde una onda adquiere mayor energía si es vista desde un punto en reposo, que desde el un marco que se mueve con respecto a la fuente de la onda (el electrón). Es este corrimiento Doppler hacia el azul (ya que las mayores energías están hacia el azul) la fuente de la energía adicional del fotón.
Lo que veremos del CMB es que la intensidad de la radiación se ve corrida hacia las regiones más energéticas, diferente que a como se vería si la radiación no interactuara con la materia. Pero claro, cuando las energías del electrón y el fotón se van volviendo comparables, entonces el efecto deja de ser importante (ya que la diferencia de energía entre los marcos de referencia tampoco serán importantes). Finalmente habrá una región en el espectro que se satura de los fotones corridos hacia el azul y aquellos que ocupan este lugar debido a que el CI no les modifica, lo cual conlleva a un máximo de intensidad diferente al CMB "normal". La figura con la que finalizo fue fabricada por mi siguiendo las instrucciones del artículo técnico de Sunyaev & Zel'dovich que he mencionado mas arriba. Vemos que varios efectos físicos se combinan para darnos este impresionante "enazulamiento" del CMB.
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