Saber si el universo es plano (Ωk = 0) es imposible. Los experimentos sólo pueden poner un límite superior a su curvatura. El fondo cósmico de microondas (CMB) observado por el telescopio espacial Planck de la ESA nos ha permitido obtener un valor combinado Planck+WMAP9+ACT+SPT+BAO de Ωk = 0,0005 ± 0,0070 al 95% C.L. El universo parece plano, pero podría tener una pequeñísima curvatura, positiva o negativa. El CMB observado por Planck muestra varias anomalías a gran escala en el universo (para los multipolos acústicos con ℓ < 40, por encima de 3º de cielo) que no tienen explicación dentro del modelo cosmológico de consenso ΛCDM (que ajusta perfectamente los multipolos entre 50 < ℓ < 3000, por debajo de 2º de cielo). Una de las anomalías es una asimetría norte-sur con respecto al plano de la eclíptica (el plano del Sistema Solar). Andrew Liddle y Marina Cortês, ambos de la Universidad de Edimburgo, Reino Unido, publican en Physical Review Letters una explicación de esta anomalía que asume que el universo es abierto y tiene una pequeñísima curvatura negativa. Los datos que Planck publicará en junio de 2014, que incluyen la polarización del CMB, confirmarán (o descartarán) la anomalía y estimarán la curvatura por debajo de los límites compatibles con la idea de Liddle y Cortês. Mientras tanto estos físicos disfrutarán de su momento de gloria. Muchos medios se han hecho eco de su trabajo, como Ron Cowen, “Universe may be curved, not flat,” Nature News, 20 Sep 2013; Marc Kamionkowski, “Is the Lopsided Universe an Open Universe?,” Viewpoint, Physics 6: 98, Sep 9, 2013; el artículo técnico es Andrew R. Liddle, Marina Cortês, “Cosmic Microwave Background Anomalies in an Open Universe,” Phys. Rev. Lett. 111: 111302, Sep 9, 2013.
Lo primero, estimar la curvatura del universo sólo con los datos del fondo cósmico de microondas, sin utilizar su polarización, conduce a un resultado peor que el obtenido con WMAP-9 años (que usa la polarización). Por ello, en la estimación oficial de Planck se ha utilizado el mapa de polarización obtenido por WMAP-9, que en la figura se marca como Planck+WP. El error del resultado se puede reducir en un factor de 7 (compara las curvas azules con las rojas en la figura) si además se incorporan los datos de multipolos acústicos de alto orden (hasta ℓ = 3000) de los telescopios del desierto de Atacama (ACT) y del Polo Sur (SPT), marcados en la figura como highL, así como los datos de la oscilación acústica de la materia (BAO) medidos por el proyecto Sloan (SDSS).
Lo segundo, la anomalía a gran escala para los multipolos acústicos con ℓ < 40, está asociada a grandes errores en las medidas experimentales, porque los bolómetros de Planck de menor frecuencia (LFI), que estudian las bandas entre 30 y 70 GHz, tienen una resolución angular mayor de 0,5º (en realidad mayor de 33 minutos de arco). Por tanto, estudiar estructuras 10 veces más grandes está sujeto a gran error, como muestra la banda verde en esta figura del espectro de multipolos acústicos obtenido por Planck para 2 < ℓ < 2500.
En esa región el modelo cosmológico de consenso predice un espectro casi plano, cuando los datos de Planck muestran un mínimo (con dos puntos a ℓ ≈ 20 claramente muy por debajo del valor esperado, a unas 3 sigmas de nivel de confianza estadística). Las simulaciones numéricas indican que sólo una de cada mil simulaciones por ordenador del CMB basadas en el modelo ΛCDM presenta una fluctuación estadística tan grande. Sin embargo, repito, la banda de error es grande. Esta banda de error se reducirá un poco, pero sólo un poco, cuando se publiquen los datos definitivos de Planck en junio de 2014; este año en marzo se han publicado las medidas de 15,5 meses, es decir, unos 2,5 mapas completos del cielo; el año próximo se duplicará el número de datos utilizados y se incluirán las medidas de la polarización. Repito, la resolución angular de los bolómetros LFI no es suficiente para explorar el universo a gran escala; serán necesarios futuros instrumentos para aclarar de forma definitiva esta cuestión.
Por cierto, la anomalía en el CMB asociada a grandes escalas fue observada por primera vez en las medidas del CMB obtenidas por el telescopio espacial WMAP (NASA) en 2004. Análisis posteriores incorporando la polarización indicaron, alrededor de 2009, que parecía que se trataba de una anomalía ficticia, una simple fluctuación estadística, por lo que el interés decayó bastante. Ahora en 2013 la colaboración Planck ha rescatado esta anomalía. ¿Qué pasará con esta anomalía cuando se publiquen los datos de polarización del CMB en junio de 2014? Nadie lo sabe, pero yo me atrevo a predecir que pasará algo parecido que con WMAP, casi seguro que la anomalía asociada a la eclíptica desaparecerá (a muy pocos físicos les gusta que el plano del Sistema Solar sea un plano privilegiado a nivel cosmológico). Por supuesto, mientras tanto, los cosmólogos teóricos tienen que aprovechar la oportunidad para publicar posibles explicaciones. Liddle y Cortês han sido los primeros en abrir la veda de Planck desde que la cerró WMAP.
Liddle y Cortes presentan en su artículo una variante de los modelos de inflación con dos campos escalares, el inflatón y el curvatón, que se propusieron en 2008 para explicar la anomalía de WMAP. En estos modelos la inflación se inicia gracias al inflatón, pero su parada se adelanta respecto al caso en el que no hubiera curvatón, momento en que empieza a actuar el curvatón. Este campo puede generar las fluctuaciones de la densidad del universo responsables de la asimetría a gran escala observada siempre que se cumplan dos condiciones: (1) que el universo sea abierto y (2) que tenga una curvatura negativa muy pequeña, |Ωk| > 0,00008. Esta curvatura negativa hace que el universo se parezca a una silla de montar en lugar de una esfera o un plano. Los trabajos previos sobre el curvatón no estudiaron el caso de curvatura negativa, por eso no explican bien la anomalía de Planck y WMAP. Quizás los datos de Planck que se publicarán en junio de 2014 permitan obtener una mejor estimación de la curvatura que permita confirmar (o descartar) este modelo.
En estos modelos inflacionarios el universo es una burbuja dentro de un multiverso. Durante la formación (nucleación) de las burbujas, en el interior de cada una de ellas dominan las fluctuaciones primordiales debidas al campo inflatón, pero en su frontera domina el campo del curvatón. Por tanto, este campo afecta más allá del horizonte observable, con lo que el universo parece plano, aunque más allá del horizonte presenta una curvatura negativa. El tamaño del superhorizonte viene establecido por la longitud de onda de la fluctuación del curvatón que genera la asimetría observada por Planck y WMAP. Por cierto, a la curvatura más allá del horizonte se suele llamar supercurvatura y he estado tentado de titular esta entrada “La posible supercurvatura negativa del universo”.
¿Cómo se forman los universos burbuja? Mediante efecto túnel cuántico en el vacío. Cada burbuja se expande a una velocidad próxima a la velocidad de la luz. ¿Cómo es posible que el universo sea abierto pero finito? El tiempo se define dentro del universo burbuja de manera diferente a como se define en el multiverso, con lo que nuestro universo parece infinito aunque sea una burbuja finita del multiverso. La existencia del campo curvatón y de las paredes de la burbuja induce fluctuaciones a gran escala en el universo burbuja que dejan su marca en el fondo cósmico de microondas, pero sólo en los multipolos acústicos más bajos, que presentan señales de la supercurvatura en forma de la asimetría observada por Planck y WMAP. Los multipolos más altos no se ven afectados y para ellos el universo parece plano cuando se omiten los multipolos más bajos. Liddle y Cortes calculan en su artículo los parámetros adecuados de su modelo que explican (grosso modo) la asimetría observada en el CMB. Por supuesto, un primer artículo no completa todos los detalles y habrá que esperar a futuros artículos que presenten simulaciones numéricas para contrastar todos los detalles. Aún así, como el error experimental en los multipolos acústicos bajos es muy alto, no creo que cambien mucho las conclusiones de su artículo.
En resumen, una especulación científica que dará que hablar durante cierto tiempo, pero que, en mi opinión, será olvidada cuando se publiquen en junio de 2014 los nuevos datos de Planck sobre el CMB y se obtenga una mejor estimación de la curvatura del universo utilizando la polarización del CMB medida por Planck.
Lo primero, estimar la curvatura del universo sólo con los datos del fondo cósmico de microondas, sin utilizar su polarización, conduce a un resultado peor que el obtenido con WMAP-9 años (que usa la polarización). Por ello, en la estimación oficial de Planck se ha utilizado el mapa de polarización obtenido por WMAP-9, que en la figura se marca como Planck+WP. El error del resultado se puede reducir en un factor de 7 (compara las curvas azules con las rojas en la figura) si además se incorporan los datos de multipolos acústicos de alto orden (hasta ℓ = 3000) de los telescopios del desierto de Atacama (ACT) y del Polo Sur (SPT), marcados en la figura como highL, así como los datos de la oscilación acústica de la materia (BAO) medidos por el proyecto Sloan (SDSS).
Lo segundo, la anomalía a gran escala para los multipolos acústicos con ℓ < 40, está asociada a grandes errores en las medidas experimentales, porque los bolómetros de Planck de menor frecuencia (LFI), que estudian las bandas entre 30 y 70 GHz, tienen una resolución angular mayor de 0,5º (en realidad mayor de 33 minutos de arco). Por tanto, estudiar estructuras 10 veces más grandes está sujeto a gran error, como muestra la banda verde en esta figura del espectro de multipolos acústicos obtenido por Planck para 2 < ℓ < 2500. En esa región el modelo cosmológico de consenso predice un espectro casi plano, cuando los datos de Planck muestran un mínimo (con dos puntos a ℓ ≈ 20 claramente muy por debajo del valor esperado, a unas 3 sigmas de nivel de confianza estadística). Las simulaciones numéricas indican que sólo una de cada mil simulaciones por ordenador del CMB basadas en el modelo ΛCDM presenta una fluctuación estadística tan grande. Sin embargo, repito, la banda de error es grande. Esta banda de error se reducirá un poco, pero sólo un poco, cuando se publiquen los datos definitivos de Planck en junio de 2014; este año en marzo se han publicado las medidas de 15,5 meses, es decir, unos 2,5 mapas completos del cielo; el año próximo se duplicará el número de datos utilizados y se incluirán las medidas de la polarización. Repito, la resolución angular de los bolómetros LFI no es suficiente para explorar el universo a gran escala; serán necesarios futuros instrumentos para aclarar de forma definitiva esta cuestión.
Por cierto, la anomalía en el CMB asociada a grandes escalas fue observada por primera vez en las medidas del CMB obtenidas por el telescopio espacial WMAP (NASA) en 2004. Análisis posteriores incorporando la polarización indicaron, alrededor de 2009, que parecía que se trataba de una anomalía ficticia, una simple fluctuación estadística, por lo que el interés decayó bastante. Ahora en 2013 la colaboración Planck ha rescatado esta anomalía. ¿Qué pasará con esta anomalía cuando se publiquen los datos de polarización del CMB en junio de 2014? Nadie lo sabe, pero yo me atrevo a predecir que pasará algo parecido que con WMAP, casi seguro que la anomalía asociada a la eclíptica desaparecerá (a muy pocos físicos les gusta que el plano del Sistema Solar sea un plano privilegiado a nivel cosmológico). Por supuesto, mientras tanto, los cosmólogos teóricos tienen que aprovechar la oportunidad para publicar posibles explicaciones. Liddle y Cortês han sido los primeros en abrir la veda de Planck desde que la cerró WMAP.
Liddle y Cortes presentan en su artículo una variante de los modelos de inflación con dos campos escalares, el inflatón y el curvatón, que se propusieron en 2008 para explicar la anomalía de WMAP. En estos modelos la inflación se inicia gracias al inflatón, pero su parada se adelanta respecto al caso en el que no hubiera curvatón, momento en que empieza a actuar el curvatón. Este campo puede generar las fluctuaciones de la densidad del universo responsables de la asimetría a gran escala observada siempre que se cumplan dos condiciones: (1) que el universo sea abierto y (2) que tenga una curvatura negativa muy pequeña, |Ωk| > 0,00008. Esta curvatura negativa hace que el universo se parezca a una silla de montar en lugar de una esfera o un plano. Los trabajos previos sobre el curvatón no estudiaron el caso de curvatura negativa, por eso no explican bien la anomalía de Planck y WMAP. Quizás los datos de Planck que se publicarán en junio de 2014 permitan obtener una mejor estimación de la curvatura que permita confirmar (o descartar) este modelo.
En estos modelos inflacionarios el universo es una burbuja dentro de un multiverso. Durante la formación (nucleación) de las burbujas, en el interior de cada una de ellas dominan las fluctuaciones primordiales debidas al campo inflatón, pero en su frontera domina el campo del curvatón. Por tanto, este campo afecta más allá del horizonte observable, con lo que el universo parece plano, aunque más allá del horizonte presenta una curvatura negativa. El tamaño del superhorizonte viene establecido por la longitud de onda de la fluctuación del curvatón que genera la asimetría observada por Planck y WMAP. Por cierto, a la curvatura más allá del horizonte se suele llamar supercurvatura y he estado tentado de titular esta entrada “La posible supercurvatura negativa del universo”.
¿Cómo se forman los universos burbuja? Mediante efecto túnel cuántico en el vacío. Cada burbuja se expande a una velocidad próxima a la velocidad de la luz. ¿Cómo es posible que el universo sea abierto pero finito? El tiempo se define dentro del universo burbuja de manera diferente a como se define en el multiverso, con lo que nuestro universo parece infinito aunque sea una burbuja finita del multiverso. La existencia del campo curvatón y de las paredes de la burbuja induce fluctuaciones a gran escala en el universo burbuja que dejan su marca en el fondo cósmico de microondas, pero sólo en los multipolos acústicos más bajos, que presentan señales de la supercurvatura en forma de la asimetría observada por Planck y WMAP. Los multipolos más altos no se ven afectados y para ellos el universo parece plano cuando se omiten los multipolos más bajos. Liddle y Cortes calculan en su artículo los parámetros adecuados de su modelo que explican (grosso modo) la asimetría observada en el CMB. Por supuesto, un primer artículo no completa todos los detalles y habrá que esperar a futuros artículos que presenten simulaciones numéricas para contrastar todos los detalles. Aún así, como el error experimental en los multipolos acústicos bajos es muy alto, no creo que cambien mucho las conclusiones de su artículo.
En resumen, una especulación científica que dará que hablar durante cierto tiempo, pero que, en mi opinión, será olvidada cuando se publiquen en junio de 2014 los nuevos datos de Planck sobre el CMB y se obtenga una mejor estimación de la curvatura del universo utilizando la polarización del CMB medida por Planck.
Francis (th)E mule Science's News
MAGNIFICAS APORTACIONES. FELICIDADES A LOS INVESTIGADORES COSMÒLOGOS : LIDDLE Y CORTES. ES VALIOSO SU DATO PARA COMPRENDER MEJOR LA NATURALEZA DEL UNIVERSO. GRACIAS. ATTE : FELIPE DE J. GOMEZ B.E-Mail : fepeledisejus@hotmail.com
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