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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.

C O S M O LO G A

Tras las huellas de la inflacin

Julio 2014, InvestigacionyCiencia.es 75


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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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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.

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Gran explosin

Ondas gravitacionalesprimordiales

Tiempo (no se encuentra a escala)

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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).


Gran explosin

Ondas gravitacionalesprimordiales

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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)

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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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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 elevadas 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

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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).

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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).

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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.


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 polarizacin 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


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.

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