Fons còsmic de microones: finestra de gravitació quàntica?

A causa de la finor de la velocitat de la llum, quan mirem un punt llunyà (per exemple, una estrella), la veiem en la situació que tenia aquest punt en el passat. En les distàncies que utilitzem diàriament això a penes afecta, ja que la velocitat de la llum és molt elevada. Però a distàncies majors aquest efecte és evident. Per exemple, el sol està a vuit minuts de llum de nosaltres, per la qual cosa si s'apagués de sobte, encara tindríem temps de fer prou abans de quedar-nos en tota la foscor. En les distàncies cosmològiques, aquest efecte pot ser terrible, perquè en el passat podem veure'l molt lluny! Però, fins a quin punt? Podemos veure el moment de la creació?

Els raigs de llum que s'emeten en els primers moments de l'univers i que ara arriben a la terra formen el nostre horitzó de partícules, que per a nosaltres delimita el límit de l'univers visible. Tingues en compte que, en principi, tot l'univers pot ser major que el nostre univers visible; de fet, pot ser infinit, però no té per què fer-ho. Si el nostre fos un univers de topologia compacta (com el que té la superfície d'una pilota), la llum emesa des d'una llunyana galàxia podria ser captada en diferents direccions. Per exemple, a vegades en directe i unes altres donant la volta a tot l'univers. Per tant, aquestes galàxies considerades diferents serien diverses còpies d'una mateixa galàxia, en diferents moments de l'evolució. També podem veure el sistema solar en algun temps anterior!

Com l'edat de l'univers és finita (uns 14.000 milions d'anys), podria pensar-se que aquesta és potser la distància del nostre horitzó de partícules, és a dir, 14.000 milions d'anys llum. Però no és així per dues raons fonamentals: d'una banda, perquè el nostre univers s'expandeix, per la qual cosa aquestes fonts que van emetre llum en els primers moments es troben molt més allunyades de les esmentades, a una distància aproximada de 46.000 milions d'anys llum; per un altre, la temperatura ambiental al principi de l'univers era tan alta que els àtoms no podien formar-se de manera estable. L'estat de la matèria era un plasma de partícules elementals amb les quals els fotons tenien una gran tendència a interaccionar. La trajectòria lliure mitjana d'un fotó era molt curta, ja que quan començava a moure's era absorbida per altres partícules. Per això, l'univers primerenc era opac a la llum i cap fotó emès en aquella època ha pogut arribar a nosaltres.

L'Univers es va fer transparent 380.000 anys després de la Gran Explosió (Big bang), en el llenguatge científic conegut com a “època de recombinació” (època en la qual els àtoms d'hidrogen comencen a formar-se de manera estable). El fons còsmic de les microones (MHK; en anglès Cosmic Microwave Background) està format per fotons emesos en aquella època. Aquest és l'esdeveniment més antic que podem veure en l'actualitat i, per tant, el més pròxim a la Gran Explosió. En principi, a mesura que millorem la tecnologia, podem ser capaces de detectar en el futur els fons còsmics de neutrins i ones gravitacionals. Aquests es van alliberar abans dels fotons de MHK, ja que tant els neutrins com les ones gravitacionals poden moure's sense grans interaccions al llarg de dita plasma. El MHK ha estat investigat a través de satèl·lits sofisticats. L'últim que ho ha investigat ha estat Planck, que es va dedicar a la presa de dades entre 2009 i 2013. Gràcies a aquestes dades sabem que el MHK és molt homogeni i té l'espectre d'un cos negre gairebé perfecte, fixat a una freqüència de 2.7 Kelvin. Les petites inhomogeneidades que s'observen en el CME es consideren la llavor de l'estructura a gran escala del nostre univers.

El satèl·lit Planck de l'AQUESTA va investigar el fons còsmic de microones (MHK) entre 2009 i 2013. Ed. AQUESTA/C. Carreau

Com s'ha esmentat en la introducció, el MHK pot ser un dels llocs que podem trobar en la naturalesa els efectes de la gravitació quàntica, ja que l'univers era molt violent al principi. La temperatura era tan alta que les energies d'interacció entre partícules eren molt més altes que les que podem obtenir en el sòl amb qualsevol accelerador de partícules. No obstant això, com ja s'ha indicat, els fotons de MHK que es mostren en l'actualitat es van emetre molt més tard que la Gran Explosió, uns 380.000 anys després. Cosmològicament, aquest temps equival a buit. Per analogia, si pensem que l'univers és una persona de mitjana edat (50 anys), aquest temps seria de 12 hores. No obstant això, l'univers per a aquest temps ja era refrigerat i la curvatura del temps espacial era relativament petita, per la qual cosa les equacions clàssiques d'Einstein serien una aproximació molt bona per a descriure l'evolució. Llavors, per què pensem que és possible detectar els efectes de la gravitació quàntica en MHK? Per a respondre hem de parlar d'inflació.

Segons el model estàndard de la Cosmologia, durant els 10 -36 ^segons següents a la Gran Explosió, l'Univers va sofrir una fase d'inflació enorme, que va disparar la seva grandària. En un curt espai de temps, ^entre 10 i 32 segons, el volum de l'univers es va multiplicar per 10 ^78. Pensa per un moment en l'enorme grandària d'aquest número: una habitació normal seria la grandària del nostre univers espectacular!

Alan Guth va proposar per primera vegada un mecanisme inflacionista d'aquest tipus, en la dècada dels 80, per a donar resposta a una sèrie de qüestions conceptuals sobre l'univers primerenc, entre les quals es troba el perquè de la sorprenent homogeneïtat del nostre univers, especialment la MHK. Tingues en compte que el MHK està format per punts molt allunyats entre si i que, en un model sense inflació, no podrien tenir cap mena d'interacció o intercanvi d'informació en tota la història de l'univers, és a dir, no tots aquests punts estarien connectats causalment. Per contra, segons la teoria de la inflació, tots aquests punts van estar molt pròxims en el passat i, per tant, connectats causalment. Aquesta situació va permetre iniciar l'intercanvi d'informació entre ells, aconseguint l'equilibri tèrmic que veiem en l'actualitat. D'altra banda, la inflació ha tingut un gran èxit i ha estat més útil de l'esperat inicialment. En aquest model s'obtenen amb gran precisió els valors de petites inhomogeneidades de MHK. Vegem amb més detall com s'aconsegueix aquest resultat.

En els models d'inflació més simples existeix una partícula anomenada inflatón en l'univers primerenc. A mesura que aquesta partícula perd lentament la seva energia potencial, va provocar una expansió exponencial de l'univers durant l'època inflacionària. Al final d'aquest procés, l'energia potencial de l'inflatón encara era bastant elevada. Com en l'actualitat no s'observa cap d'aquestes partícules, es considera que després de la inflació, en el que es coneix com a període de reescalfament, de tota aquesta energia potencial van sorgir partícules corrents, és a dir, partícules del model estàndard que coneixem. No obstant això, encara no s'entén molt bé aquest procés.

Normalment també se suposa que, al començament de la inflació, les fluctuacions quàntiques de diverses magnituds que descriuen la geometria de l'inflatón i de l'univers es trobaven en estat pur. Aquest estat quàntic de buit no és un objecte senzill i estàtic. Per contra, es tracta d'una entitat complexa i dinàmica. Segons el principi d'incertesa d'Heisenberg, durant un breu període de temps es poden vulnerar les lleis de la física, com la conservació de l'energia. Aquest resultat és molt conegut en la teoria quàntica comuna de camps. Això pot ocórrer bàsicament perquè la naturalesa no permet l'observació en aquest curt període de temps. Per això, la generació de partícules virtuals és constant en el buit quàntic. En condicions normals, aquestes partícules es destrueixen entre si abans de ser observades. Però l'expansió de l'univers converteix aquestes partícules virtuals en entitats reals. Intuïtivament podria pensar-se que es produeix una partícula virtual i la seva corresponent antipartícula (totes les característiques físiques iguals però amb càrrega elèctrica de signe contrari). Abans de poder interaccionar entre si, l'expansió inflacionària de l'univers els porta tan lluny que la seva interacció és impossible.

La següent figura mostra l'evolució de l'univers predit per la cosmologia quàntica de les espirals. El temps va d'esquerra a dreta. L'univers clàssic col·lapsant, quan la seva densitat energètica és molt elevada, sofreix un rebot quàntic. En aquest règim, els efectes de la gravitació quàntica fan que la gravetat sigui repressiva, i que el començament de l'univers clàssic que es mou en l'expansió que coneixem.

Aquestes petites fluctuacions quàntiques inicials, amplificades durant la inflació, formen inhomogeneidades de MHK que observem. Per tant, la inflació treballa com una lupa i podem observar experimentalment els processos que es van produir a molt petita escala (per tant, amb molta energia). En aquesta mena de processos, els efectes de la gravitació quàntica poden ser bastant significatius.

Una teoria de la gravitació quàntica que descriu l'evolució de l'univers homogeni és la cosmologia quàntica de les espirals (loop quàntum cosmology en anglès). Les prediccions d'aquesta teoria coincideixen amb les de la relativitat general quan la curvatura és petita. Això abasta tota la història de l'univers, excepte els primers moments. Segons la relativitat general, el començament de l'univers va ser la Gran Explosió. Però aquest és un nom molt enganyós, ja que el començament de l'univers no té res a veure amb una explosió, sinó que és un esdeveniment improvisat en el qual el temps espacial continu comença a existir. Tècnicament, es tracta d'un punt de singularitat, divergent per diversos objectes que descriuen la curvatura del temps espacial. Per tant, la relativitat general no és aplicable aquí. La cosmologia quàntica de Kiribil suavitza aquesta singularitat tenint en compte els efectes de la gravitació quàntica i, en lloc de la Gran Explosió, es veu que en aquest punt hi ha un rebot quàntic, conegut com el Gran Rebot. Segons aquest model, l'univers existia abans del Gran Rebot, com un univers clàssic en col·lapse. Quan la densitat energètica va ser molt elevada, es va introduir en el règim quàntic, on els efectes de la gravitació quàntica fan de la força de la gravitació un repulsiu. Això va provocar el rebot de l'univers i va començar l'expansió que nosaltres veiem.

En l'actualitat s'estan duent a terme diversos estudis per a millorar la comprensió d'aquesta fase inflacionària en el context de la cosmologia quàntica de les espirals i per a aconseguir les seves prediccions en relació amb les inhomogeneidades de la CME. Ashtekar i Sloane van demostrar que la inflació és natural en aquesta teoria, és a dir, no han de seleccionar-se condicions d'iniciació molt estranyes per a aconseguir una fase inflacionària. No obstant això, encara queden preguntes sense resposta, com si l'evolució prèvia al Gran Rebot pogués provocar algun efecte observable. Una observació experimental d'aquest tipus ens proporcionaria una informació inestimable sobre el règim quàntic profund de l'univers primerenc i, per tant, de l'espaitemps continu.

Bibliografia