Cómo el satélite astronómico de Planck cambió para siempre nuestra percepción del universo

El detalle del brillo residual del Big Bang ha aumentado constantemente gracias a las nuevas imágenes satelitales. Los últimos resultados finales del satélite Planck nos dan la imagen más precisa del universo.

Han pasado más de 50 años desde el momento en que la humanidad descubrió una corriente uniforme de radiación de microondas de baja energía proveniente de todas las partes del cielo. No proviene de la Tierra, ni del Sol, ni siquiera de la Galaxia; Proviene de lugares fuera de cualquier estrella o galaxia que hayamos observado. Y aunque sus descubridores al principio no sabían a qué se refería, un grupo de físicos ubicados no muy lejos de ellos ya estaba desarrollando un experimento para buscar precisamente esta característica: el resplandor teórico residual del Big Bang.

Al principio se le llamó la bola de fuego primordial, y luego la llamamos radiación relicta (RI) [ o fondo de microondas cósmico, fondo de microondas cósmico (CMB) / aprox. perev. ], y sus propiedades ya se han medido hasta el más mínimo detalle. El observatorio más avanzado de sus propiedades jamás medido es el satélite astronómico Planck de la Agencia Espacial Europea , lanzado en 2009. El satélite recopiló un conjunto completo de datos durante varios años, y los científicos acaban de completar y publicar su análisis final. Y así es como cambió para siempre nuestra visión del universo.


La luminiscencia residual del Big Bang, RI, no es homogénea y tiene muchas pequeñas imperfecciones y fluctuaciones de temperatura en el rango de varios cientos de microkelvinvin. Y aunque esto juega un papel importante en el período posterior al crecimiento gravitacional, es importante recordar que en el Universo temprano, así como en el Universo a gran escala de nuestros días, las heterogeneidades alcanzan valores de solo 0.01%. Planck descubrió y midió estas fluctuaciones con precisión no disponible previamente.

Esta fotografía de la infancia del universo, que muestra la luz emitida cuando tenía solo 380,000 años, es la mejor de todas. A principios de la década de 1990, el satélite COBE nos dio el primer enfoque, un mapa de RI para todo el cielo con una resolución de aproximadamente 7 grados. Hace unos 10 años, WMAP pudo aumentar la resolución a medio grado.

¿Qué hay de Planck? ¡Plank es tan sensible que sus limitaciones no son causadas por instrumentos capaces de trabajar con una resolución de hasta 0.07 °, sino por la astrofísica fundamental del Universo mismo! En otras palabras, en esta etapa del desarrollo del Universo es imposible obtener una imagen mejor de lo que Planck tuvo éxito. Aumentar la resolución no le dará más información sobre el espacio.


COBE, el primer satélite RI, midió las fluctuaciones con una resolución de 7º. WMAP logró mejorar la resolución a 0.3 ° en cinco rangos de frecuencia diferentes, y Planck tomó mediciones con una precisión de hasta 5 minutos del ángulo (0.07 °) en nueve rangos de frecuencia diferentes.

Además, Planck pudo medir esta radiación y sus fluctuaciones en un mayor número de rangos de frecuencia (en total, en nueve) que cualquier otro de los satélites anteriores. COBE tenía cuatro rangos (y solo tres útiles), y WMAP tenía cinco. COBE podría medir fluctuaciones de temperatura tan altas como 70 μK; Planck pudo mejorar la precisión a 5 μK.

La alta resolución, la capacidad de medir la polarización de esta luz y los diversos rangos de frecuencia nos ayudaron a comprender, medir y restar los efectos producidos por el polvo en nuestra galaxia mejor que nunca. Para comprender el brillo residual del Big Bang, es necesario estudiar con igual precisión los efectos que pueden contaminar la señal deseada. Este paso tuvo que hacerse antes de recuperar cualquier información cosmológica.


El mapa de polvo completo de la Vía Láctea obtenido por Planck muestra un mapa bidimensional de baja resolución de distribución de polvo en la Galaxia. Este "ruido" debe restarse para recrear nuestra señal cósmica prehistórica de fondo.

Habiendo recibido la señal completa del Universo temprano, se puede analizar y extraer toda la información posible. Esto significa extraer de las fluctuaciones de temperatura que ocurren a escalas grandes, medianas y pequeñas, información como:

• cuánta materia normal, materia oscura y energía oscura hay en el universo,
• ¿Cuál fue la distribución inicial y el espectro de las fluctuaciones de densidad?
• ¿Cuál es la forma y la curvatura del universo?

Los valores de temperatura en los puntos calientes y fríos, así como su escala, indican la curvatura del Universo. Lo mejor de nuestras dimensiones nos da un universo plano. Las oscilaciones acústicas bariónicas y los IR juntos proporcionan los mejores métodos para limitar el error de esta medición al 0.1%.

Lo que sucede a diferentes escalas no depende el uno del otro, pero depende en gran medida de la composición del Universo. También podemos estudiar las propiedades de polarización de esta radiación y obtener aún más información, por ejemplo:

• cuando ocurrió la reionización del Universo (y, en consecuencia, la formación de estrellas alcanzó un cierto umbral),
• ¿Hubo fluctuaciones que excedieron la escala del horizonte,
• podemos ver el resultado de la acción de las ondas gravitacionales,
• la cantidad y temperatura de neutrinos a la vez

y mucho mas Aunque la temperatura IR obtenida por nosotros todavía se mantiene en el nivel de 2.725 K, hemos sabido mucho más por varias décadas. Dado todo esto, así es como Planck cambió para siempre nuestra comprensión del universo.


Los datos satelitales de Planck, junto con conjuntos de datos adicionales, nos dieron restricciones muy estrictas sobre los posibles valores de los parámetros cosmológicos. En particular, la tasa de expansión del Hubble osciló entre 67 y 68 km / s / Mpc.

Había más materia en el Universo, y su tasa de expansión fue menor de lo que pensábamos. Antes de Planck, creíamos que en el Universo había un 26% de materia y un 74% de energía oscura, y la velocidad de expansión era de aproximadamente 70 km / s / Mpc.

Y ahora?

En el Universo, el 31.5% de la materia resultó ser (de los cuales 4.9% es normal, y el resto es oscuro), 68.5% es energía oscura y la velocidad de expansión es 67.4 km / s / Mpc. Además, la velocidad tiene un error tan pequeño (~ 1%) que entra en conflicto con las mediciones realizadas en función de la escalera espacial de distancias , desde la cual la velocidad es de 73 km / s / Mpc. Esta es quizás la mayor contradicción de todas las relacionadas con el concepto moderno del universo.


El ajuste del número de especies de neutrinos necesarias para hacer coincidir los datos sobre las fluctuaciones de RI. Estos datos corresponden a un fondo de neutrinos con una temperatura energéticamente equivalente a 1.95 K, que es mucho menor que la de los fotones de rayos X. Los resultados recientes de Planck también apuntan a tres tipos de neutrinos ligeros.

Aprendimos de Planck que solo hay tres tipos de neutrinos, y que la masa de cada especie no puede exceder 0.4 eV / s ² : es 10 millones de veces más pequeña que un electrón. Sabemos que la temperatura cósmica de estos neutrinos corresponde al 72% de la temperatura / energía cinética de los fotones IR; si no tuvieran masa, entonces hoy su temperatura sería de 2 K.

También sabemos que el Universo es muy plano en términos de curvatura espacial general. Al combinar datos de Planck con datos sobre la formación de estructuras a gran escala, podemos establecer que la curvatura del Universo no excede 1/1000, es decir, el Universo es indistinguible de perfectamente plano.


Las fluctuaciones de RI se basan en las fluctuaciones primarias producidas por la inflación. En particular, la parte plana del gráfico a gran escala (izquierda) no puede explicarse sin inflación. Una línea recta indica las semillas de las cuales aparecerá el patrón de inmersiones y picos durante los primeros 380,000 años del Universo, suponiendo que n _s = 1. El espectro real de datos de Planck da una desviación pequeña pero importante: n _s = 0.965

También tenemos la mejor evidencia de que las fluctuaciones de densidad coinciden perfectamente con las predicciones de la teoría de la inflación cósmica. Los modelos de inflación más simples predicen que las fluctuaciones con las que nació el Universo fueron las mismas en todas las escalas, y en gran escala fueron ligeramente más fuertes que en las pequeñas.

Para Planck, esto significa que una de las cantidades que puede obtener, n _s , debe ser casi 1, pero debe ser ligeramente menor que eso. Las mediciones de Planck se convirtieron en las más precisas de todas, y la inflación perfectamente confirmada: n _s = 0.965, con un error de menos del 0.05%.


Los datos de Planck por sí solos no dan restricciones muy estrictas sobre la ecuación del estado de la energía oscura. Pero si los combinamos con un conjunto completo de datos sobre estructuras a gran escala y supernovas, definitivamente podemos demostrar que la energía oscura encaja extremadamente bien en el marco de una constante cosmológica pura (intersección de dos líneas discontinuas).

También está la cuestión de si la energía oscura es una constante verdaderamente cosmológica, y si es muy sensible tanto a RI como a los datos de los rincones más lejanos del Universo, por ejemplo, las supernovas de tipo Ia. Si la energía oscura es una constante cosmológica ideal, entonces su ecuación de estado, especificada por el parámetro w, debe ser exactamente igual a -1.

Valor medido?

Encontramos que w = -1.03, con un error de 0.03. No se observa evidencia a favor de otras opciones, es decir, la Gran Compresión y la Gran Brecha no respaldan estos datos.


Nuestras mejores mediciones de las proporciones de la cantidad de materia oscura, materia normal y energía oscura en el Universo hoy en día, y cómo cambiaron en 2013: antes de Planck y después del lanzamiento de los primeros datos de Planck. El resultado final obtenido de Planck no es más del 0.2% diferente del primero.
Izquierda - antes, derecha - después. Como resultado, tenemos 68.3% de energía oscura, 26.8% de materia oscura y 4.9% de materia ordinaria

Otros valores han cambiado un poco. El universo es un poco más antiguo (13.8 en lugar de 13.7 mil millones de años) de lo que pensábamos anteriormente; la distancia al borde del Universo observado es ligeramente menor (46.1 en lugar de 46.5 mil millones de años luz) de lo que mostró WMAP; Las restricciones sobre la magnitud de la onda gravitacional creada por la inflación han mejorado ligeramente. El parámetro de la relación tensor-escalar, r, a Planck estaba limitado desde arriba por un valor de 0.3. Ahora, con datos de Planck sobre estructuras a gran escala y otros experimentos (por ejemplo, BICEP2 y el macizo Keck), podemos decir con confianza que r <0.07. Esto excluye varios patrones de inflación previamente considerados posibles.


El vertical es la relación del tensor al escalar ®, el horizontal es el índice espectral escalar (n _s ), determinado por Planck y los datos sobre supernovas y estructuras a gran escala. Tenga en cuenta que si n _{s está} bien delimitado, entonces esto no se puede decir sobre r. Es probable que r resulte ser extremadamente pequeño (hasta 0.001 o incluso menos). Las limitaciones de Planck, aunque son las mejores disponibles, aún no son lo suficientemente buenas.

Y ahora, con todos estos datos, ¿qué ideas sobre el Universo y sus componentes podemos decir "sí" y qué "no"?

• Sí, inflación, no, a las ondas gravitacionales posteriores.
• Sí, con tres neutrinos superligeros del modelo estándar, no, con extensiones.
• Sí, una expansión un poco más lenta, un Universo más antiguo, no, ninguna evidencia de curvatura espacial.
• Sí, un poco más de materia oscura y materia normal, sí, un poco menos de energía oscura.
• No, la energía oscura cambiante, la Gran Brecha y la Gran Compresión.

Los resultados finales de la colaboración de Planck demuestran una coincidencia extremadamente exacta entre las predicciones de la cosmología y la abundancia de energía oscura y materia oscura (línea azul) con datos (puntos rojos y errores negros). Los 7 picos acústicos coinciden perfectamente con los datos.

Lo más importante es que existe una enorme consistencia con una precisión sin precedentes entre el IR observado y las predicciones teóricas del comportamiento del Universo con 5% de materia normal, 27% de materia oscura y 68% de energía oscura. Algunos de estos valores pueden fluctuar dentro del 1-2%, pero el Universo no puede existir sin grandes cantidades de materia oscura y energía oscura. Son reales, son necesarios y sus predicciones coinciden perfectamente con todo el conjunto de datos.

La inflación, la física de neutrinos y el Big Bang han recibido confirmación adicional, y las alternativas y opciones especiales se han vuelto más limitadas. Definitivamente, como escribe la colaboración de Planck, "No hemos encontrado evidencia convincente de la necesidad de expandir el modelo base lambda-CDM ". Finalmente, podemos establecer con extrema confianza de qué está hecho el Universo.