Universo temprano I

Todos conocemos la historia a grandes rasgos: Toda la materia y energía del universo concentradas en un punto de densidad infinita, una explosión llamada Big Bang y nace el universo. Pero ¿qué hay justo después de la explosión? ¿Cómo podemos saberlo? 


En la explosión, las partículas adquieren tanta energía que ni siquiera los átomos se mantienen, y los electrones están desligados de los núcleos. Así que tenemos una ‘sopa’ de partículas elementales muy energéticas, o lo que es lo mismo, a una alta temperatura. En éste estado, los electrones interaccionan muy eficientemente con los fotones o partículas de luz. Es decir, energía y materia estaban estrechamente ligadas, alcanzando ambas un equilibrio térmico. Ésta es la explicación de la correlación térmica que se mide aún hoy en día en el espacio interestelar y es uno de los pilares sobre los que se mantiene la teoría del Big Bang: si todo el universo (a gran escala) parece estar en equilibrio térmico, quiere decir que en algún momento todo estuvo en contacto para que la temperatura se equiparase.
Sin embargo, la expansión del universo seguía su curso, y de todos es sabido que cuando algo se expande, se enfría y al enfriarse, pierde energía. Ésa pérdida de energía permitió que las partículas se reorganizasen y se recombinasen formando los primeros átomos ligeros (Hidrógeno en su mayoría). Ésto es lo que se llama la Época de Recombinación. La consecuencia de la formación de los átomos fue que los fotones encontraban cada vez menos obstáculos en su camino, pudiendo viajar libremente sin chocar con nada y sin ser absorbidos. Ésos fotones primigenios han seguido viajando por el universo, perdiendo energía debido a la expansión del mismo, y es lo que hoy en día conocemos como Fondo Cósmico de Microondas (CMB):

Fondo Cósmico de Microondas. Créditos: European Space Agency, Planck Collaboration
Fondo Cósmico de Microondas. Créditos: European Space Agency. Planck Collaboration

Si te estás preguntado cómo sabemos ésto, debido a que la velocidad de la luz es finita, mirar más lejos en el espacio significa ver más atrás en el tiempo. Por ejemplo, la luz del sol tarda 8 minutos en llegar a nosotros, si se apagase ahora mismo, tardaríamos 8 minutos en saber que lo ha hecho, así que en realidad cuando miramos el sol, lo estamos viendo tal y como era hace 8 minutos. Extrapolando, si apuntas un radiotelescopio lo suficientemente sensible a una región particular del cielo, obtendremos una débil señal en el rango de las microondas, que parece como la ‘nieve’ en un televisor sin señal. Haciendo unos pequeños cálculos, se puede saber que esta señal corresponde a fotones viajando hacia nosotros desde aquel momento del universo temprano, lo que nos permite hace un mapa de cómo era, igual que podemos hacer un mapa de como era el sol hace 8 minutos.
En éste momento entramos en lo que la comunidad científica, muy melodramáticamente, ha llamado la Época Oscura. Y es que el nombre le viene como anillo al dedo, ya que, cuando miras a esa distancia (y por tanto a ese momento), no ves nada. No hay emisiones, no hay nada que detectar porque como hemos dicho, los fotones no se topaban con partículas o átomos que excitar. ¿Significa eso que nunca sabremos lo que ocurría en ese momento? Por suerte, aún nos queda un pequeño mensajero: la estructura fina del Hidrógeno neutro (HI)
Sabemos que el Hidrógeno neutro está formado por un núcleo con una carga positiva y un electrón con carga negativa orbitando alrededor de éste. El electrón, como el resto de partículas elementales, tiene una propiedad llamada spin y que podemos interpretar a grandes rasgos como el sentido en el que la partícula gira sobre sí misma. Si el sentido de rotación del electrón coincide con el de rotación del núcleo, el átomo tendrá una energía ligeramente superior a otro átomo en el que estos sentidos de rotación sean contrarios.

Esquema de la emisión de la línea de 21cm del hidrógeno. Créditos: Tatiana Cazorla Cabezas.
Esquema de la emisión de la línea de 21cm del hidrógeno

Y como nada en el universo es estático, resulta que el electrón puede cambiar su spin espontánea y aleatoriamente. Al pasar el átomo de un estado con spin de electrón y núcleo alineados a un estado con spines opuestos, se libera un fotón de muy baja energía, concretamente se corresponde a una longitud de onda de 21cm, en la parte del espectro correspondiente a la señal de radio. Ésta es la única señal que nos llega de ésta época, atraviesa el medio interestelar sin ser absorbida y nos permite ver las estructura del universo entonces. El problema reside en que es una señal de radio de baja frecuencia, es decir, muy débil, por lo que ya de por sí es difícil de detectar, pero además tenemos que tener en cuenta la cantidad de ruido que tenemos en el medio interestelar, la ionosfera y en nuestro propio planeta. Sin embargo, la radioastronomía y la computación nos permiten obtener una señal limpia y así se puede mapear el universo en una época de la que antes no sabíamos nada.
Si todo lo que hubiera en el universo fuera la materia y la energía tal y como las conocemos, éste cuento acabaría aquí, el universo seguiría siendo oscuro, homogéneo e isótropo y yo no estaría hoy aquí escribiendo ésto. Pero ante la evidencia de que aquí estamos, nos vemos obligados a meter a un nuevo personaje en la historia: la materia oscura. Pero ésto lo dejamos para el próximo capítulo.