¿Cómo se descubrió la radiación cósmica de fondo?

Un ruido que no se iba

En 1963, cuando los Laboratorios Bell dejaron libre una antena de cuerno de 20 pies en Holmdel, Nueva Jersey —construida para comunicarse con el satélite Echo y ya sin uso—, Arno Penzias y Robert Wilson la adaptaron para hacer radioastronomía.^[2] Querían medir con precisión la radiación débil que llega desde fuera de la Vía Láctea, así que necesitaban entender y restar cada fuente posible de ruido de su instrumento: la atmósfera, el suelo, la propia antena.

El 20 de mayo de 1964 apareció el primer registro claro de un problema.^[2] Apuntando la antena hacia el cenit, la señal medida era casi la misma que la de su fuente de referencia fría (un tanque de helio líquido a pocos grados sobre el cero absoluto): unos 7,5 K, muy por encima de los 3,3 K que esperaban por la suma de la atmósfera, las pérdidas de la antena y los lóbulos traseros. Algo agregaba calor —o su equivalente en ruido de radio— de una fuente que no lograban identificar.

Sospecharon, primero, de la antena misma. Revisaron las juntas remachadas, que no habían podido evaluar con la teoría estándar de guías de onda, y encontraron un sospechoso concreto: un par de palomas anidaba en la parte angosta del cuerno, donde se conecta con la cabina, y había cubierto el interior con “un material blanco familiar para cualquiera que viva en una ciudad”, como lo describió Wilson años después.^[2] Las desalojaron y limpiaron la antena a fondo. La temperatura bajó, pero apenas un poco.

Durante casi un año, probaron todo lo que se les ocurrió. Apuntaron la antena hacia Nueva York para descartar interferencia humana: nada. Calcularon el aporte de la Vía Láctea y de fuentes de radio conocidas: muy por debajo de lo que faltaba explicar. En la primavera de 1965 limpiaron otra vez el cuerno y pegaron cinta de aluminio sobre cada una de las juntas remachadas, por si había pérdidas ahí.^[2] Sin cambios significativos. Medido de punta a punta, el exceso de temperatura de la antena resultó ser de 3,5 K, con un margen de error de 1 K, parejo en todas direcciones del cielo y constante entre julio de 1964 y abril de 1965.^[1]

El otro grupo que llegaba, por teoría, al mismo lugar

Mientras tanto, a unos 50 kilómetros de ahí, en Princeton, el físico Robert Dicke dirigía un equipo que estaba armando su propia antena para buscar exactamente esa radiación. Partían de una idea distinta a la de Penzias y Wilson: si el universo había empezado en una fase extremadamente caliente y densa —lo que hoy llamamos Big Bang—, esa luz original tenía que haberse enfriado con la expansión del universo hasta quedar como un resplandor de microondas, parejo en todo el cielo, con una temperatura de apenas unos pocos grados sobre el cero absoluto.^[4] El físico James Peebles, del mismo grupo, ya había calculado que esa temperatura mínima debía rondar los 10 K.

La conexión entre los dos equipos llegó por una conversación de pasillo. Arno Penzias comentó su problema sin resolver a Bernard Burke, un radioastrónomo del MIT, que recordó haber oído hablar del trabajo de Peebles. Burke avisó a Dicke; Dicke llamó a Penzias.^[2] Cuando el grupo de Princeton visitó Holmdel y revisó las mediciones, quedó claro que la señal “molesta” de Penzias y Wilson y la radiación “predicha” de Dicke y Peebles eran la misma cosa, vista desde dos lados distintos: uno la había medido sin buscarla, el otro la había calculado sin haberla medido todavía.

Cómo lo sabemos

La medición de Penzias y Wilson no fue “apuntar la antena y leer un número”: fue, sobre todo, un proceso de descartar explicaciones una por una hasta quedarse con la única que no podían eliminar. Primero midieron la contribución de la atmósfera, apuntando la antena a distintos ángulos sobre el horizonte: a mayor ángulo, más aire atraviesa la señal, así que esa curva permite calcular por separado cuánto ruido mete la atmósfera y cuánto queda sin explicar.^[1] Después calcularon, con la teoría de guías de onda, cuánto ruido debían producir las pérdidas eléctricas de los materiales de la antena, y lo pusieron a prueba físicamente: si una junta soldada o remachada perdía señal, cubrirla con cinta conductora debía bajar la temperatura medida, y no bajó. Finalmente, apuntaron un transmisor de prueba hacia la antena desde distintos puntos del suelo para medir cuánto “ve” la antena fuera de su haz principal (los lóbulos traseros) y así descartar que el ruido viniera reflejado desde la Tierra.

Todo ese trabajo de calibración —hecho con un radiómetro que comparaba la antena contra una fuente de referencia enfriada con helio líquido a 4,2 K, para tener un cero confiable— es lo que les permitió afirmar, con apenas un grado de margen de error, que quedaba un exceso real de 3,5 K que ningún componente conocido de su sistema explicaba.^[1] La confirmación de que ese exceso era, específicamente, el eco del Big Bang y no otra cosa, llegó de dos lados: la coincidencia con la predicción teórica de Dicke y Peebles, y la medición independiente de Roll y Wilkinson a fines de 1965, con otro instrumento y otra longitud de onda, que dio un valor compatible (3,0 ± 0,5 K).^[2] Con el correr de las décadas, instrumentos mucho más precisos —sobre todo el satélite COBE en los años noventa— refinaron esa primera medición hasta el valor que se usa hoy: 2,72548 ± 0,00057 K.^[3]

Por qué el número cambió de 3,5 K a 2,7 K

No es que la medición original estuviera mal: los 3,5 K de 1965 eran el exceso en la temperatura total de la antena, una cifra de la que todavía había que descontar, con más precisión de la que entonces era posible, cada fuente de ruido instrumental y atmosférico. Penzias y Wilson mismos pusieron un margen de error de 1 K a su resultado, es decir, reconocían que el número verdadero podía estar bastante lejos de 3,5. Con mejores radiómetros y, sobre todo, con un satélite diseñado para esta única tarea —el COBE, lanzado en 1989, fuera de la atmósfera y de cualquier interferencia terrestre—, el valor se achicó y se volvió mucho más preciso, hasta los 2,72548 K actuales.^[3] El propio Wilson, en su conferencia Nobel de 1978, ya había recalculado el resultado original con un throat (la garganta de la antena) nuevo y llegó a 3,4 ± 1 K, más cerca del valor moderno que la cifra publicada en 1965.