Ya puedes escuchar mi nuevo podcast sobre Física para Trending Ciencia en este enlace. Se presentan la respuesta a tres preguntas que me habéis hecho vosotros (en los comentarios de este blog o en Twitter). Habrá futuras partes en las que discutiré otras preguntas sobre BICEP2, inflación y multiverso.
La primera pregunta es ¿qué tienen que ver los modos B de la polarización del fondo cósmico de microondas (CMB) con la polarización circular de la luz? Nada. Los fotones se producen por dispersión o scattering de Thomson, la interacción elástica de fotones y electrones libres de baja energía. Esta interacción sólo puede polarizar linealmente los fotones.
La dispersión o scattering de Compton, la interacción inelástica de fotones y electrones de alta energía (ultrarrelativistas) puede producir polarización circular, pero no se aplica a los fotones del CMB porque los electrones tienen una energía de pocos electrón-voltio (similar a la energía de enlace entre electrones y núcleos en los átomos más ligeros).
Más información (con dibujos ilustrativos muy atractivos) en Yuki D. Takahashi, “Cosmic Microwave Background Polarization: The Next Key Toward the Origin of the Universe,” Cosmology, Univ. Berkeley, 2009.
La segunda pregunta es ¿cuánto dura la recombinación (formación de los primeros átomos)? Los fotones que observamos en el CMB son el resultado de su última interacción (last scattering) con los electrones libres del plasma de electrones y núcleos previo a la recombinación. Cuando el plasma tenía una temperatura de unos 20.000 K, el 76% de los núcleos eran de hidrógeno y el 24% de helio (con porcentajes muy pequeños de otros elementos ligeros).
El helio estaba doblemente ionizado y a una temperatura de unos 4400 adquiere un electrón y se transforma en simplemente ionizado; alrededor de 4000 K adquiere un segundo electrón y queda neutro. El hidrógeno ionizado se vuelve neutro al adquirir un electrón cuando la temperatura está entre 3300 y 3000 K. Alrededor del 99% de todos los núcleos se han ligado a electrones formando átomos neutros a una temperatura de 3000 K.
Por consenso, se toman los 3000 K como la temperatura a la que se formó el CMB (que implican z=1100 y una edad de 380.000 años tras el big bang). Sin embargo, la última interacción de los fotones que observamos en el CMB con electrones libres pudo ocurrir cuando el universo tenía una temperatura mayor, entre 3000 y unos 4000 K, es decir, entre z=1100 y z≈1500. En tiempo, entre los 230.000 y 380.000 años, luego la recombinación duró unos 150.000 años.
Sin embargo, un porcentaje muy alto de los fotones sufrió su última interacción entre 3000 y 3300 K, periodo que duró unos 50.000 años. Por supuesto estas cifras dependen del valor de la constante de Hubble que se tome (hay cierta tensión entre el resultado del telescopio Planck y otras medidas cosmológicas).
Y la tercera pregunta es si r=0,2 y la teoría de Linde predice r=0,1, ¿por qué se habla de premio Nobel para Linde? Los artículos originales de Linde no predicen el valor de r, que se calculó más tarde. Un r grande (r>0,05) apunta a modelos simples (por eso se emociona Linde en el famoso vídeo); uno de los defectos que se creía que tenían estos modelos simples era predecir un r grande. Los modelos más complicados y más modernos, quizás más por costumbre que por otra cosa, apuntaban a un r bajo (r<0,05). Un r=0,2 se puede obtener fácilmente con los primeros modelos de Linde si además se ajustan otros parámetros.
Cuando se dice que un modelo predice r=0,1 se está diciendo que predice r=O(0,1) (del orden de 0,1), luego 0,05, o 0,2 son compatibles con dicha predicción. Además, no hay que olvidar que el valor de r depende de otros parámetros y sin ajuste fino se puede multiplicar o dividir por dos.
Lo dicho, tengo varias preguntas por contestar, pero si tenéis otras preguntas no dudéis en usar los comentarios.
La entrada Francis en @TrendingCiencia: Preguntas sobre BICEP2. (I) El fondo cósmico de microondas fue escrita en La Ciencia de la Mula Francis.