Antecedentes

El Fondo Cósmico de Microondas

En la primera mitad de los años 60 tuvo lugar uno de los descubrimientos
de mayor impacto en Cosmología. Con una antena de la compañía telefónica Bell
en Estados Unidos, Penzias y Wilson encontraron clara evidencia de una señal
de microondas que se detectaba en cualquier dirección, concluyeron que estamos
inmersos en un baño de radiación de microondas muy tenue y uniforme: el Fondo
Cósmico de Microondas. Se trata de un débil fondo muy homogéneo de radiación
electromagnética de temperatura 2.73 grados por encima del cero absoluto cuya
distribución energética corresponde a la de un cuerpo en perfecto equilibrio térmico a esa temperatura (ver Figura 1). El descubrimiento de Penzias y Wilson fue
pronto interpretado como la radiación que Gamow y sus colaboradores habían
predicho en los años 40 como remanente de los estados iniciales del Universo


Algunas de las principales características del Fondo Cósmico de Microondas resultan como consecuencia de procesos que tuvieron lugar unos trescientos
ochenta mil años después del instante inicial, cuando la temperatura del plasma
primordial en expansión se habría reducido a unos 3000 grados y los electrones
ya no poseen suficiente energía para resistir la atracción de los protones. Los
electrones, que hasta entonces habían estado libres en el plasma, pudieron adoptar órbitas estables alrededor de los protones y la materia del Universo pasó a un
estado eléctricamente neutro cuyo principal componente son los átomos de hidró-
geno. Desde entonces, los fotones del fondo de microondas habrían viajado hasta
nosotros sin interaccionar significativamente con la materia, transportando información privilegiada de aquella época remota. Hoy son detectados en longitudes
de onda milimétricas y centimétricas, pero en el origen del Universo ésta fue una
radiación extraordinariamente energética dada la elevada temperatura del medio
primigenio. La expansión del Universo es responsable de que estos fotones se
hayan enfriado progresivamente hasta su temperatura actual.

En la primera mitad de los años 90 resultaba obvia la necesidad de desarrollar experimentos de anisotropía en escalas angulares más pequeñas y con
mucha mayor sensibilidad para así poder investigar las cuestiones que se han
mencionado. Decidimos entonces desarrollar un nuevo experimento en un rango
de frecuencias mucho más alto que el del experimento de Tenerife. Entre 90 y 300
GHz la intensidad del fondo cósmico es mucho mayor y por tanto puede permitir
medidas más precisas de sus propiedades. El inconveniente para la observación
desde tierra reside en la mucho mayor contaminación por señales indeseables
producidas por varios tipos de moléculas presentes en la atmósfera. En conversaciones con Lucio Piccirillo, investigador del Instituto Bartol en Delaware (USA)
actualmente en la Universidad de Manchester, llegamos a la conclusión de que
con un sistema rápido de modulación de señal podría ser factible controlar las
fluctuaciones en la intensidad de la señal astronómica que introduce la atmósfera.
Especialmente si teníamos un canal de muy alta frecuencia que nos permitiese
monitorizar estas fluctuaciones en una banda donde la señal atmosférica es muy
intensa.

Interferómetros de Microondas
A finales de los años 90 estaba muy claro que los avances en este campo
pasaban por determinar con gran precisión el espectro de potencias angular de las
fluctuaciones primordiales, es decir, establecer la amplitud de las fluctuaciones
espaciales en intensidad a diversas resoluciones angulares para tratar de acotar
el mayor número de parámetros cosmológicos posible. Las técnicas basadas en
bolómetros que habíamos empleado en el experimento milimétrico Bartol-IAC
exigían una compleja operación en el observatorio y llevaban asociado un costo
muy elevado para experimentos de larga duración. Así que el consorcio científico
que había llevado a cabo el experimento Tenerife decidió que la mejor técnica
que podíamos desarrollar para alcanzar nuestro objetivo era la interferometría
de microondas. El grupo del Laboratorio Cavendish era pionero en interferometría aplicada a radioastronomía en longitudes de onda más largas y no parecía
difícil poder desarrollar conjuntamente un nuevo experimento en el Observatorio del Teide que nos permitiese explorar el Fondo Cósmico de Microondas
con gran sensibilidad a diversas escalas angulares utilizando esa técnica. Decidimos establecer una nueva colaboración entre los grupos de las Universidades
de Manchester, Cambridge y del IAC que conduciría a dos nuevos experimentos
interferométricos en el Observatorio del Teide, ambos operando a 33 GHz (~1 cm
de longitud de onda).
El primero fue un pequeño interferómetro con dos antenas denominado
interferómetro JBO-IAC (ver Figura 8) que habría de permitir poner a prueba
nuestras capacidades instrumentales en un nuevo dominio y también probar la
bondad de la atmósfera del observatorio para observaciones mucho más precisas
que queríamos hacer del fondo de microondas a 33 GHz. Un interferómetro es un
dispositivo formado por dos o más antenas que correlacionando la señal que llega
a cada una de ellas logra una resolución mayor que la de una antena individual.
El interferómetro de dos elementos dio muy buenos resultados en poco tiempo
convenciéndonos del enorme potencial que tenía esta técnica. Tanto S. Dicker yD. Harrison en Reino Unido como J. A. Rubiño en España realizaron parte de sus
investigaciones de doctorado con este instrumento que permitió también encontrar evidencia de una mayor amplitud de las fluctuaciones primordiales en escalas
de 1 o 2 grados en comparación con las medidas de COBE y Tenerife a escalas
más grandes