La inflación crea, a partir de fluctuaciones cuánticas, las perturbaciones de la métrica del espacio-tiempo que darán lugar al colapso gravitacional. Empezar con esta frase sin calentar antes los músculos puede parecer brusco, pero véase esto, que sirve de introducción. El colapso será primero de materia oscura fría no-bariónica. Esto ha de ser así en el modelo vigente porque esta materia sólo interactúa gravitacionalmente, al contrario que los bariones, a los que la presión de la radiación impedirá colapsar (la masa de Jeans del fluido de bariones y radiación antes de la recombinación es un valor colosal debido a la presión de la radiación). Recordemos que, antes de la recombinación, los fotones interactúan con suficiénte energía con los electrones impidiéndoles ligarse a los protones para formar hidrógeno neutro. Estamos a un desplazamiento al rojo z = 1100 y el universo es una sopa homogenea e isótropa de partículas.
Tan pronto como se produce la recombinación (unión de protones y electrones para formar hidrógeno neutro), la masa de Jeans decrece espectacularmente a un valor de unas 100.000 veces la masa del sol. Recordemos sobre la masa de Jeans: La presión y la gravitación de una nube de gas están en batalla de forma que para una presión dada existe una masa mínima a partir de la cual el gas colapsará, pero masas menores no podrán colapsar, ya que la gravitación no será suficientemente fuerte como para vencer a la presión. Esa masa es la de Jeans. Su disminución tras la recombinación es evidente; la presión de la radiación deja de ser relevante, ya que tras la recombinación la radiación queda desacoplada de los bariones. Ya no se trata de un fluido con fotones que generan una presión brutal sobre los bariones, sino un gas de bariones los cuales generan presiones razonables entre sí y, por otro lado, fotones. La nueva masa de Jeans de 100.000 veces la masa del sol es la masa de un típico cúmulo globular de los que podemos observar hoy en nuestra Vía Láctea.
Para determinar mejor las condiciones de partida, mientras seguimos mentalmente en z = 1100, debemos preguntarnos por la forma y cantidad de esas inhomogeneidades de materia oscura. Había inhomogeneidades de todos los tipos, grandes y pequeñas, pero, había mayor cantidad de pequeñas que de grandes. A menor tamaño, mayor cantidad, grosso modo. La cantidad de inhomogeneidades por cada tamaño posible se denomina “espectro de potencia”. El espectro de potencia predicho por la inflación se llama espectro de Harrison-Zel’dovich y se cree que corresponde bien con las observaciones.
Tras la recombinación los fotones no interactúan con el hidrógeno neutro chocando con él e ionizándolo, porque no tienen ya suficiénte energía. Por el contrario, algunos son absorbidos por el hidrógeno neutro, excitándolo, pero sin ionizarlo. El grueso del fondo cósmico pasa a una longitud de onda correspondiente con el infrarrojo y el universo entra así en una “época oscura”; no hay luz con longitud de onda visible en el fondo, y, la que hay, es prácticamente absorbida por el hidrógeno neutro. Esta época durará hasta z ~ 20.
Durante esta época ocurre un proceso cosmológico de mayor importacia: El colapso gravitacional de los bariones (término que de forma muy general puede ser sustituido por hidrógeno y algún que otro elemento más pesado) para formar estructuras materiales. Mientras las inhomogeneidades de materia oscura existen en halos de tamaños variados (debido al espectro de potencia mencionado), los bariones entran en escena en grumos de masa igual o mayor que la masa de Jeans y atraídos por los halos correspondientes de materia oscura.
A partir de entonces aparece un proceso de uniones entre los halos de materia oscura, aquellos sobre los cuales se avalanzan bariones y también aquellos sobre los cuales no se avalanzan bariones, formando estructuras cada vez mayores de acuerdo con el modelo de formación jerárquica.
Algunos bariones, por tanto, empiezan a avalanzarse sobre los “halos” de materia oscura. Su densidad aumenta y aumenta por tanto también su temperatura: A mayor densidad mayor agitación térmica al disminuir el volumen en el que se encuentra el gas y donde tienen lugar los choques entre bariones. Además, el colapso es un proceso violento a grandes velocidades que genera ondas de choque, igual que las que producen los aviones supersónicos al romper la barrera del sonido, desde el centro hacia las afueras del halo. El paso de la onda de choque da energía a los bariones en su camino, calentándolos adicionalmente. El aumento de agitación térmica es sinónimo de aumento de presión (como en una olla a presión). Las condiciones que determinan la masa de Jeans se modifican, haciéndola aumentar, y los bariones ya no tienen por qué colapsar, o, por lo menos, no tienen por qué hacerlo con tanta facilidad, al ser su presión mayor.
Ocurre entonces que si los bariones pueden perder energía más rápido de lo que son calentados, entonces su presión disminuirá y podrán colapsar eficientemente. Es decir, la característica básica de aquellos bariones que están en proceso de colapso resulta ser su capacidad de perder energía. Es una característica tan fundamental que todo el proceso de formación galáctica viene reconocido por el nombre de “colapso disipativo”. De ahí aparecerán los primeros discos en rotación ligados gravitacionalmente. Estos discos sufren inestabilidad gravitatoria debido a inhomogeneidades en ellos (inestabilidad de Toomre) y dan lugar a la formación estelar.
Mientras tanto, el medio intergaláctico sigue poblado con hidrógeno neutro; la parte de los bariones no colapsados o eyectados durante colapsos. Las primeras estrellas o quizás los primeros discos en cuásares emitirán radiación que ionizará ese hidrógeno, casi en su práctica totalidad (salvo una fracción). A este proceso se lo denomina reionización, al volver el universo a ionizarse (ya lo estaba antes de la recombinación) y ocurre más o menos entre 6 < z < 20. El hecho que el universo estuvo compuesto por hidrógeno neutro es visible hoy en la absorpción de todo un rango de longitudes de onda en la luz que recibimos de los cuásares lejanos. El hidrógeno absorbe fotones, y en vez de observarse esto en líneas de absorpción, se observa en un continuo, al quedar las lineas desplazadas a distintos desplazamientos al rojo a través de una región continua del espacio llena de material absorbente. Este efecto se denomina Gunn-Peterson y es observable para cuásares en z > 6. Por debajo (z < 6), aparecen líneas de absorbción de hidrógeno neutro pero solo en lugares puntuales, correspondiendo con esa fracción del hidrógeno intergaláctico que no fue reionizada (que se encuentra en zonas denominadas nubes de Lyman-alfa).
Nos encontramos, por tanto, con los siguientes ingredientes en z > 6: Un fondo cósmico de microondas a mayor temperatura que la actual, un medio intergaláctico lleno de hidrógeno neutro y unas fuentes de reionización en medio del colapso gravitacional: las primeras estrellas (populación III) y los cuásares. Una de las principales preguntas es saber qué papel jugaron las primeras estrellas (cuya naturaleza es poco conocida) o los cuásares en la reionización, así como la época en la que ésta tuvo lugar (reionización “rápida” 6 < z < 10 ó “extensa” 6 < z < 20).
Con esta introducción estamos ahora preparados para abordar un tema fascinante y grandioso: La heróica aventura para la deteción de posibles señales de radio de 21 cm., extremadamente ténues, de la época de la recombinación. Explicaré la física (la razón de esas señales y sus características) y me detendré un poco con los fabulosos proyectos para su detección, grandes retos de ingeniería y precisión.
Hace 9 meses
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