El día 18 de noviembre de 1989 a las 14:34 UT la NASA lanza al espacio su primera misión dedicada a la cosmología. El 23 de abril de 1992 los investigadores responsables de este proyecto aprovechaban una reunión de la American Physical Society en Washington para anunciar a una atestada audiencia lo que los titulares de periódicos en todo el mundo llamaron "el descubrimiento del siglo". Se trata del proyecto COBE (Cosmic Background Explorer) que detectó pequeñas irregularidades en el valor de la temperatura de la radiación de fondo proveniente del Big Bang con la que comenzó el universo. ¿En qué consisten los hallazgos del COBE y qué implicaciones tienen para la cosmología? ¿Qué fue realmente lo que el COBE midió y Cómo se hicieron estas mediciones?

El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo (RCF) por Penzias y Wilson en 1965 fue definitivo para probar el origen caliente del universo. Sin embargo, después de estas mediciones aun permanecían algunas dudas por resolver. Si la radiación detectada por Penzias y Wilson proviene realmente del universo recién formado hace 14 mil millones de años, ésta debe mostrar ciertas características. Para poder afirmar con certeza que el origen de la RCF es cósmico se deben verificar las siguientes observaciones:
 

1. que su espectro sea característico de un cuerpo en equilibrio térmico,
2. que su temperatura se haya enfriado por la expansión,
3. que sea homogénea e isotrópica excepto por muy pequeñas anisotropías.

Es posible tomar fotografías durante la noche sin la ayuda de un flash. Esto se puede hacer usando una película sensible a la radiación infrarroja y es posible debido al hecho que los objetos emiten radiación electromagnética de acuerdo a su temperatura. Estas ondas electromagnéticas son emitidas a todas las frecuencias, pero hay unas frecuencias que dominan más que otras dependiendo de la temperatura. Si uno hace una gráfica de la intensidad de las ondas electromagnéticas con respecto a su frecuencia el resultado es los que se llama la distribución espectral o simplemente el espectro.
 

(Espectro de emisión de un cuerpo negro)

La fotosfera del Sol tiene una temperatura de 5000 grados centígrados y se ve de color amarillo por que el pico de su espectro aparece ubicado precisamente en el lugar correspondiente a la longitud de onda del color amarillo, mientras que el cuerpo humano normalmente a 37 grados centígrados se ve sólo en el infrarrojo.

El universo hace 15 mil millones de años era una bola de fuego a muy alta temperatura, la radiación que emitió debió tener el espectro correspondiente a esas altas temperaturas, pero debido a la expansión del universo hoy aparece a una temperatura mucho más baja, con el máximo del espectro localizado a la frecuencias correspondiente a las microondas (longitudes de onda del orden de los milímetros).

La predicción y los primeros cálculos de la temperatura de la RCF fueron realizados en 1948 por el físico ruso George Gamow y sus colegas Ralph A. Alpher y Robert Hermann quienes trabajaban en la Universidad de Georgetown en Washington. Según ellos la RCF debería tener hoy una temperatura de 5 grados Kelvin La temperatura medida por Penzias y Wilson fue de 3 grados Kelvin.

Debido a que el experimento de Penzias y Wison era sensible a solo una banda angosta del espectro electromagnético, no les fue posible establecer si la radiación detectada tenía efectivamente un espectro de cuerpo negro como lo predecía la teoría. Algunos experimentos realizados más tarde (Woody y Richards de Berkeley) hicieron mediciones a otras frecuencias y pudieron demostrar que la RCF era consistente con una radiación de cuerpo negro, sin embargo los errores experimentales eran grandes y cabría la posibilidad de que el espectro de la RCF presentara desviaciones imposibles de detectar con la tecnología disponible es ese entonces.

Determinar la forma exacta del espectro de la RCF se convirtió en una tarea importantisima para poder establecer no sólo la naturaleza cosmológica de la RCF sino también para investigar si en el universo joven hubo mecanismos de recalentamiento tal como es previsto en algunos modelos teóricos. Siendo la RCF una señal que se desprendió de la superficie de una bola de plasma a muy alta temperatura hace 15 mil millones de años, ésta señal trae con sigo información importante sobre los mecanismos en juego durante la época cuando comenzaron a formarse las estructuras que hoy vemos en el universo. El problema de la formación de grandes estructuras en el universo es uno de los enigmas más grandes que aun no han hallado solución satisfactoria, pero es muy posible que la información grabada en la RCF nos revele por primera vez la solución a este enigma. Teniendo en cuenta el gran potencial para la cosmología que tiene el estudio detallado de la RCF se diseñó el proyecto COBE (Cosmic Background Explorer) con el fin de hacer una medición del espectro de la RCF y de hacer un mapa muy preciso de la temperatura de la RCF en todas las direcciones del espacio.

Que el universo sea homogéneo e isotrópico no solamente es un supuesto teórico que ayuda al desarrollo de las teorías sino también un hecho experimental. Un universo homogéneo e isotrópico significa que la masa y la radiación están distribuidas con la misma densidad promedia en todas las partes (homogéneo) y hacia todas las direcciones (isotrópico).

A grande escala se ha podido determinar que la distribución de masa y la temperatura de la RCF efectivamente exhibe estas propiedades, sin embargo también sabemos que a menores escalas la materia presenta agrupaciones bien definidas como las estrellas y las galaxias, que evidentemente son desviaciones de la homogeneidad.

Los catálogos de galaxias y de cúmulos de galaxias y más tarde los catálogos de Geller y Hucra en tres dimensiones han revelado la existencia de estructuras a escalas hasta de 300 millones de años en extensión. Si el universo fuera perfectamente homogéneo a todas las escalas entonces la materia estaría uniformemente distribuida en forma de un gas sin estrellas ni galaxias ni planetas, ni astrónomos.

La presencia de estas estructuras que hoy vemos en el universo, es evidencia de que en el universo temprano han debido existir pequeñas fluctuaciones en la distribución de la materia a partir de las cuales (por el efecto de la gravedad) se formaron las estrellas, las galaxias y las estructuras mayores. Es decir, el universo era un gas caliente y en expansión y a medida que éste se expande se va enfriando.

Como en cualquier gas, las partículas no están distribuidas de tal forma que las distancias entre ellas sean exactamente las mismas. Se forman regiones donde momentáneamente hay más partículas que en otras y de forma similar aparecerán regiones que en un momento dado tienen una densidad un poco menor que la densidad promedio. En un gas en expansión las regiones de sobredensidad tienden a colapsar gravitacionalmente a partir del momento en el que la acción de la presión hidrostática del gas deja de jugar un papel importante debido al enfriamiento del mismo. Dado el tiempo suficiente, la gravedad es capaz de hacer colapsar grandes porciones del gas primordial en galaxias y cúmulos de galaxias.

Las fluctuaciones en la densidad de la materia cuando el universo era una bola de fuego deben dejan una marca en la radiación cósmica de fondo. Esto puede ocurrir por medio de dos mecanismos que se manifiestan a escalas angulares diferentes. Uno de ellos se debe a las fluctuaciones adiabáticas en el universo temprano. Debido a que materia y radiación en épocas muy tempranas del universo se mantenían en equilibrio térmico, las fluctuaciones en la densidad de la materia generan fluctuaciones en la densidad de energía de radiación. Estas fluctuaciones en la densidad de energía de radiación se manifiestan hoy como pequeñas anisotropías en la distribución espacial de la RCF a pequeñas escalas angulares (< 2°).

A grandes escalas angulares (> 2°) también deben aparecer anisotropías en la RCF, pero el mecanismo de generación es de naturaleza muy distinta en este caso. A grandes escalas angulares la temperatura de la RCF presenta pequeñas anisotropías debido a corrimientos de la frecuencia hacia el rojo debido a perturbaciones en la métrica del espacio-tiempo producidas por las perturbaciones en la densidad de materia. Este efecto puramente relativista fue calculado por primera ves por Sachs y Wolf en 1967 (el efecto Sachs-Wolf). En síntesis, si existen planetas, estrellas, galaxias, y cúmulos de galaxias también deben existir anisotropías en la RCF.

El primer mapa de la temperatura de la RCF realizado por una plataforma espacial fue hecho en 1984 por el proyecto soviético Relict-1 a partir del cual se pudo poner una cota máxima a las fluctuaciones en la temperatura de la RCF de
 

En 1974 la NASA abrió un concurso para propuestas de misiones espaciales en el área de astrofísica. Una de ellas, la de George Smoot y Sam Gulkis proponía usar la técnica de radiometría diferencial de microondas (DMR) para detectar las esperadas anisotropías en la RCF y medir sus propiedades estadísticas.

Puesto que a partir de razonamientos teóricos se esperaba que las anisotropías aparecieran a un nivel muy pequeño era necesario salir fuera de la atmósfera terrestre en satélites para evitar la enorme cantidad de ruido que la atmósfera produce en la parte del espectro ocupada por la RCF.

¿Qué es exactamente lo que COBE observo? y ¿cómo se hicieron las mediciones? El instrumento DMR encargado de medir la temperatura de la radiación cósmica de fondo a bordo del satélite COBE es un radiómetro diferencial. Este aparato es conceptualmente muy sencillo, su única tarea es medir la potencia entregada por las ondas electromagnéticas interceptadas por su antena.
El radiómetro tiene una antena que capta las ondas y las suma con una señal generada localmente para formar una tercera señal intermedia. La señal así formada se amplifica y se le entrega a un detector que la convierte en un voltaje proporcional a la potencia de las ondas recibidas por la antena. La combinación de la antena y los otros componentes hacen que el radiómetro sea sensible únicamente dentro de un cierto rango de frecuencias.

En el caso del COBE-DMR se instalaron tres pares de radiómetros de ancho de banda angosto a las frecuencias de 31.5, 53 y 90 GHz. La razón para la selección de éstas frecuencias obedece a que la galaxia en la cual habitamos también emite radiación y ésta se hace mínima en la zona del espectro comprendida entre 30 y 90 GHz. Teniendo tres distintas frecuencias también ayuda a separar la contribución de la galaxia con respecto a la emisión de fondo cósmico que se quiere medir.

Debido a que la cantidad de radiación electromagnética que desprende un objeto depende de su temperatura, el voltaje que sale de un radiómetro cuya antena esta dirigida hacia ese objeto es consecuentemente proporcional a su temperatura. Se podría decir que un radiómetro es un termómetro, solo que con un radiómetro no necesitamos estar en contacto con el cuerpo que se quiere medir y es muy útil para medir la temperatura de cuerpos lejanos como el sol o como el universo cuando era joven. Basta con medir el voltaje que sale del radiómetro cuando éste se enfoca en la dirección de un objeto con temperatura conocida, para poder relacionar los voltios de salida con la temperatura. Este proceso se llama calibración. Con esta información ya conocida dirigimos la antena del radiómetro hacia el cielo y medimos la temperatura de una estrella, la galaxia, etc.

Un radiómetro con una sola antena como el que hemos descrito constituye lo que se llama un radiómetro de potencia total y el principio de funcionamiento es muy similar a los receptores superheterodinos de AM que todos hemos usado para escuchar la música o las noticias. La situación se complica un poco cuando la señal que se desea detectar es muy débil como es el caso de la RCF. Los intentos de medir la anisotropía de la RCF antes de COBE dejaron muy en claro que ésta señal es muy pequeña (DT/T < 10^-4). Por lo tanto, la tarea se hace muy difícil.

Para dar una idea del nivel de sensibilidad requerido, si quisiéramos medir alturas en vez de temperaturas, sería como detectar variaciones tan pequeñas como el espesor de una hoja de papel a una distancia de 10 metros. Para llegar a este nivel de sensibilidad en el DMR se utilizó la técnica de radiometría diferencial. Esta técnica consiste en usar un radiómetro con dos antenas dirigidas hacia direcciones con una separación angular fija (60° en el caso del DMR).

Mientras que en un radiómetro de potencia total la medición absoluta de la temperatura se dificulta por que los parámetros de los aparatos pueden sufrir pequeños cambios durante la medición, en un radiómetro diferencial se toma la diferencia de temperatura instantánea con el mismo aparato (no se le da tiempo al radiómetro a cambiar, y si logra cambiar algo el mismo cambio se aplica a las dos antenas y el efecto se cancela al tomar la diferencia de temperaturas).

El instrumento DMR tiene un computador que controla la toma de datos y hace que éstos se almacenen en cinta a una velocidad de dos datos por segundo, es decir al final de cada año de observación cada radiómetro del COBE ha acumulado 6.28x10⁷ mediciones. A medida que el satélite se mueve en su órbita polar a 900 Km de altura (14 órbitas por día) y a su vez gira como un trompo con una velocidad angular de spin de 0.8 rpm, las antenas observan diferentes puntos del cielo. La resolución angular de cada antena es de 3°. Después de cada período de 6 meses se logra cubrir toda la esfera celeste.

Debido a la presencia de ruido en los componentes electrónicos del radiómetro, la sensibilidad efectiva de un radiómetro depende del tiempo total de observación. Es similar al hecho conocido en fotografía que la resolución depende del tiempo de exposición. Las propiedades estadísticas del ruido generado por el mismo aparato hacen que cada vez que aumenta el tiempo de observación por un factor de cuatro se logra un mejoramiento en la sensibilidad de un factor de dos. Este hecho se sintetiza diciendo que el mapa del instrumento DMR formado con los cuatro años de observación tiene un factor señal-a-ruido que es el doble con respecto al mapa construido con los datos del primer año de observación.

Hasta este momento hemos mencionado el instrumento encargado de hacer las mediciones de anisotropías. A bordo del COBE hay otros dos instrumentos: el FIRAS (Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) un interferómetro encargado de la medición del espectro de la RCF y el DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) encargado de medir la radiación infrarroja de fondo.

El instrumento FIRAS consiste en una antena cónica similar a la de un radiómetro, per en este caso la técnica empleada es comparar la señal (frecuencia por frecuencia) proveniente del cosmos con la señal de un cuerpo a una temperatura conocida constante y controlada. Al cuerpo de referencia controlado se le ajustar su temperatura de tal forma que el resultado de sustraer la señal de entrada (frecuencia por frecuencia) de la señal de referencia dé un resultado nulo.

Esta técnica de interferometría es la misma que usó Michelson y Morley en el célebre experimento que pudo confirmar la constancia de la velocidad de la luz independientemente del estado de movimiento de la fuente emisora. Cuando se logra una señal nula en el interferómetro sabemos que las dos temperaturas coinciden.

El resultado obtenido por el instrumento FIRAS para la temperatura de la RCF es de 2.726 ± 0.010 con desviaciones con respecto a un espectro de cuerpo negro no mayores que el 1%. De esta forma también se pudo establecer que la radiación cósmica de fondo es realmente una radiación de cuerpo negro.

Desde su lanzamiento el 18 de Noviembre de 1989 los instrumentos del COBE comenzaron a tomar datos y un año después los detectores del FIRAS y DIRBE terminaron su misión tal como se había diseñado. Los radiómetros del DMR siguieron tomando datos por 4 años. Los datos almacenados en el satélite eran retransmitidos a tierra a la base Goddard en Maryland, donde hoy existen y se pueden obtener gratis a través de la red de computadores INTERNET.

La cantidad de datos almacenados es supremamente grande, pero el producto final que son los mapas son mucho mas compactos. Cada mapa consiste de 6144 pixels cuyos atributos son un valor de temperatura de antena, el número de veces que el pixel fue observado y las coordenadas del mismo. La posibilidad de tener acceso a los datos de un experimento de un costo de varios millones de dolares es algo novedoso en la manera como se hace la investigación científica hoy, y es de particular interés para los científicos de países que no tienen el dinero para financiar misiones científicas costosas.

Con los datos de la temperatura del cielo provenientes de todas las direcciones, es posible hacer un mapa en la superficie de una esfera que representa al cielo (como un mapamundi) en el cual a cada punto se le asigna una temperatura. Este es el producto final del experimento, y fue aquí donde se observaron las anisotropías.

Al mirar el mapa que sale directamente del experimento se observa que hay una región caliente y una región fría diametralmente opuesta. A este efecto se hace referencia con el nombre de dipolo debido a que ésta sería la componente de segundo orden en una expansión de la temperatura en armónicos esféricos.

Normalmente se representan los mapas usando una proyección en un plano. El ecuador del mapa se ha escogido de tal forma que la galaxia se vea alineada en el eje ecuatorial. La naturaleza del dipolo es el efecto de un observador en movimiento que detecta frecuencias de la luz aumentadas en la dirección de movimiento y disminuidas en la dirección opuesta (efecto Doppler de la luz). Aumentar las frecuencias emitidas por un 'cuerpo negro' implica aumentar su temperatura, y viceversa. La detección de éste efecto fue realizada por primera vez hace 25 años por E. K. Conklin de Stanford, y significa que nosotros (la Galaxia) nos movemos con respecto a la RCF con una velocidad de 370 Km/seg. La Tierra se mueve al rededor del Sol a una velocidad de 30 Km/s (lo cual se puede calcular fácilmente porque el radio de la órbita de la tierra es de 149.6 millones de kilómetros, el tiempo que toma darle la vuelta entera alrededor del sol es de un año que son 31536000 segundos, y la longitud de la circunferencia de la órbita es de 2 x Pi x R = 2x3.1496x149600000 = 939964522 kilómetros, entonces la velocidad es v = 9399654522/31536000 = 29.8 Km/s. El sol a su vez se mueve, llevándose a los 9 planetas con sigo, alrededor de la galaxia a una velocidad de 250 Km/s, y nuestra galaxia se mueve, llevándose consigo el sol y todas las otras 10¹¹ otras estrellas, a una velocidad de 370 Km/s con respecto a la RCF.

La existencia del dipolo era ya conocida, y no fue sorpresa para el COBE que saliera este efecto en primer plano. De hecho, solo 24 horas después del descubrimiento yo pude comprobar que los radiómetros del COBE estaban funcionando bien cuando hice el análisis de los primeros datos que recibimos y pude ver que la presencia del dipolo era bastante clara. La amplitud del dipolo es relativamente grande (3.363 ± 0.024 miliKelvin), por eso pudo ser observada antes del COBE por otros experimentos como el de Phil Lubin de California que usó detectores en globos atmosféricos o el experimento de George Smoot y Richard Muller de Lawrence Berkeley Laboratory que instaló radiómetros diferenciales en aeroplanos U2 acondicionados.

El dipolo es un fenómeno conocido y esperado, no era lo que el COBE perseguía, por eso en el análisis subsecuente se quita el dipolo para poder ver los detalles de la señal del fondo. Los mapas libres de dipolo muestran claramente una estructura de regiones más calientes que el promedio y otras más frías que el promedio. La estructura más evidente ahora es la banda ecuatorial en el centro del mapa. Esta es la galaxia, y es la señal más grande que se interpone entre los instrumentos y el fondo cósmico de microondas (las microondas iguales a las de los hornos de microondas son ondas electromagnéticas como la luz, pero a una frecuencia más baja).

 

Nuestra Galaxia es una entre 10¹¹ similares que pueblan el universo. En ella se encuentran en órbita mas de 10¹¹ estrellas como nuestro Sol. Un 5 al 10 % de la materia contenida en la galaxia sin embargo no se encuentra en forma de estrellas, sino en forma de polvo, nubes de Hidrógeno y Helio primordialmente. También existen electrones libres que en el campo magnético de la galaxia se aceleran en órbitas helicoidales emitiendo radiación electromagnética de características muy especiales (enfocada en un haz). A esta se le llama radiación sincrotrón y es producida artificialmente en laboratorios usando aceleradores de partículas para ser usada en medicina.

Este es el tipo de radiación que domina a frecuencias más bajas de los 30 GHz. A mayores frecuencias esta componente deja de dominar y aparecen los efectos producidos por las nubes de Hidrógeno ionizado en las cuales los electrones hacen impactos cercanos con los protones, y al sufrir aceleraciones fuertes también emiten radiación. Otra manera de emisión de radio de la Galaxia es a través de las nubes de polvo que se calientan por la luz ultravioleta emitidas por estrellas y por las supernovas que al explotar liberan gran cantidad de energía. Estas nubes de polvo por tener una temperatura como se había mencionado también emiten radiación.

 

Si ignoramos la banda ecuatorial dominada por la Galaxia lo que queda son unas manchas de color rojo correspondiendo a regiones más calientes, y otras de color azul correspondiendo a regiones más frías. Es importante anotar aquí que debido al ruido de los instrumentos, algunas de estas manchas pueden no tener un origen cósmico y ser efecto del instrumento. A medida que se tomen más datos la confusión producida por el ruido se va reduciendo proporcionalmente. Si no existiera ruido en los detectores y si el origen de las manchas es cósmico, estas corresponden a regiones del universo más densas que otras cuando éste tenía apenas 300.000 años de existencia. Como la resolución angular de las antenas del DMR es de 3 grados, los efectos físicos que se pueden observar son los producidos por el efecto Sachs-Wolfe.

De acuerdo con la Teoría General de la Relatividad de Einstein, la luz interacciona con el campo gravitacional, es decir se esperaría que así como le sucede a un cuerpo con masa que siente la fuerza de atracción de la Tierra, la luz al pasar por una gran masa (como una estrella, una galaxia, o un cúmulo) también responde a la gravedad desviando su trayectoria.

En 1919 el astrofísico ingles Edington observó éste efecto durante un eclipse total de Sol visible desde algunos puntos de Africa y Brasil. La desviación de la trayectoria de luz predicha por la teoría general de la relatividad es de 1.75 segundos de arco tal como ha sido comprobado experimentalmente.

Otro efecto relativista que sufre la luz cuando ésta viaja por un medio donde existen fluctuaciones en la densidad de la materia (que involucran grandes cantidades de masa) es que los rayos de luz experimentan pequeños aumentos y disminuciones en su frecuencia proporcionales a las fluctuaciones en la materia. Éste es un efecto, estudiado por los físico-matemáticos Sachs y Wolfe en 1967, es la base para la predicción de anisotropías en la radiación cósmica de fondo.

El proceso completo se puede ver si nos detenemos en las varias etapas por las que pasó el universo temprano: A los 300.000 años después del Big Bang el universo es una bola de fuego, todavía no existen galaxias, ni planetas, ni estrellas. Sólo hay materia y luz en un ambiente de muy alta temperatura (3000 grados Kelvin).

La materia y la luz están en equilibrio y por esta razón tienen la misma temperatura. El estado gaseoso de la materia a alta densidad sufre fluctuaciones, es decir algunas regiones por un instante de tiempo pueden tener mayor masa que el promedio y similarmente otras regiones pueden llegar a tener menor masa que el promedio. El medio es muy denso y por esta razón la luz no puede viajar libremente de un extremo a otro del universo. Esta situación es similar a lo que sucede con los fotones generados en el centro del Sol. Aquí la densidad es tan alta que un fotón tarda 1 millón de años en alcanzar la superficie solar. En el caso del universo, existe la expansión, que hace que el gas (de materia y luz) se haga menos denso hasta que llega el momento en el que los fotones se pueden propagar libremente haciendo que el medio sea transparente. Los fotones que se liberan 'ven' las fluctuaciones de la materia y presentan corrimientos en su frecuencia. Hoy nosotros detectamos esos fotones con el COBE, estos no son otra cosa que la RCF.

En síntesis, el origen de las anisotropías observadas en los mapas de la RCF es la interacción de la luz con el campo de gravedad producido por las fluctuaciones de la densidad de la materia. Vimos que le sucede a la luz cuando se 'desacopla' de la materia, ahora nos preguntamos, qué le sucede a la materia? Puesto que el universo se está enfriando, las regiones que llegaron a acumular en promedio más materia, tienden a colapsar por acción de la gravedad.

A medida que el universo se expande, estas regiones se vuelven cada vez más densas. Con el tiempo, la temperatura baja, la presión también cae y la atracción de la gravedad se hace más fuerte resultando en la formación de grandes nubes a partir de las cuales se piensa que se formaron las galaxias.

Si las estructuras mayores se formaron primero y las menores después por fragmentación o viceversa sigue siendo un tema debatido por los astrofísicos. La existencia de cúmulos, galaxias y estrellas se debe a la formación de estructura en la materia a partir de nubes que hace mucho tiempo solo eran pequeños aglomerados de materia producidos por las fluctuaciones del gas que era el universo primigenio. Estas fluctuaciones dejaron una marca en los fotones de la RCF, que se manifiesta hoy como manchas algunas más calientes que otras (anisotropías).

Para poder dar una medida cuantitativa de estas fluctuaciones en la densidad de la materia y de la luz (las anisotropías en la radiación cósmica de fondo son también fluctuaciones ya que el proceso que las generó fue también un proceso de fluctuaciones) es necesario usar técnicas estadísticas.

Un ejemplo de un proceso en que ocurren fluctuaciones son las olas del mar. Cada ola viene con una altura que puede ser mayor o menor que la ola anterior. Es imposible predecir cuál será la altura de una ola en el futuro, solo podemos indicar cual es la probabilidad que aparezca una ola con cierta altura (dependiendo por ejemplo de algunos parámetros como la marea, etc.). Dadas unas condiciones atmosféricas muy precisas y suponiendo que las podemos mantener constantes, podríamos dar una descripción cuantitativa de las olas del mar usando por ejemplo el valor promedio de la altura de las olas. Esto quiere decir que si medimos 100 olas y a las alturas que se miden se les obtiene el promedio, parece una cifra que puede ser útil para describir el comportamiento de las olas en ciertas condiciones atmosféricas.

Otra cantidad útil es estudiar qué tan dispersos están los datos, es decir si las olas vienen con alturas no muy distintas al valor promedio, o si por el contrario se presentan de pronto olas inmensas comparadas con el valor medio y olas relativamente pequeñas al mismo tiempo. Esta cantidad, la varianza o la desviación estándar que también está relacionada con la dispersión, es una medida de la uniformidad de un grupo de mediciones. También es importante ver cómo es la distribución estadística de los datos de temperatura ya que con base en esta información es posible discriminar entre los diferentes mecanismos que se han propuesto para explicar la aparición de las fluctuaciones primigenias.

Volviendo a los datos del COBE, la desviación estándar de los valores de la temperatura de la RCF resulta ser de 44 ± 7 microKelvin, lo cual es mucho mayor a lo esperado si los mapas consistieran del solo ruido del aparato. Además el valor es consistente con lo esperado de las teorías de colapso gravitacional para la formación de estructura.

Existen otras funciones y métodos estadísticas más complejos. Uno de ellos es el del género, que tiene que ver con las formas de las figuras geométricas formadas por las curvas de nivel de iso-temperatura. Otro es el de la función de correlación que es una manera de descomponer la aparición de estructura en los datos a las diferentes escalas angulares.

Los resultados arrojados por estas técnicas de análisis indican que el universo efectivamente pasó por una época en la que existían fluctuaciones en la densidad de la materia. La forma del espectro de estas perturbaciones que se infiere de los datos del COBE es consistente con las predicciones del modelo inflacionario, según el cual el universo ha debido pasar por una época de expansión acelerada. Para probar definitivamente el modelo inflacionario tendríamos que verificar todas las predicciones que éste hace. Una de las más importantes implicaría que el universo hoy estuviera dominado por una forma de materia que no hemos observado (el problema de la materia oscura del universo).

La manera como probamos una teoría es haciendo predicciones y confrontando esas predicciones con las observaciones. Un caso particular es lo que sucede con las fluctuaciones en la RCF. Los modelos teóricos existentes deben predecir por ejemplo cual es el valor esperado de la desviación estándar de la temperatura. Los modelos que están de acuerdo con los datos de COBE, o por lo menos que sean consistentes, pasan la prueba, los que no se desechan. En realidad la situación no es tan fácil, porque por lo general los modelos tienen varios parámetros que de alguna forma se pueden ajustar. Entonces por ejemplo existen modelos en los que los teóricos introducen materia oscura, pero no dicen cuánta es la cantidad de materia oscura en el universo. Ajustando este parámetro, estos modelos pueden llegar a predecir niveles de anisotropía consistentes con el experimento. Sin embargo lo que sí podemos hacer con los datos sin lugar a ambigüedades es rechazar los modelos cuyas predicciones estén fuera de las observaciones.

A partir de los datos del COBE se ha podido medir la amplitud de las fluctuaciones primordiales (lo cual se expresa normalmente en términos del valor medio del cuadripolo que es de 17 microKelvin) y la forma del espectro de las fluctuaciones primordiales. Este último se expresa como una ley de potencias parametrizado con el índice espectral, que según COBE (y dependiendo del tipo de análisis estadístico) es de 1.59 ± 0.5.

Quisiera concluir diciendo que a pesar de las limitaciones de los datos debido a las complejidades experimentales y a la naturaleza de las señales que queremos detectar, el hecho de tener, quizá por primera vez, datos que provienen del universo temprano nos coloca automáticamente en una posición privilegiada, de la cual los científicos que andan indagando sobre los secretos del cosmos no habían podido gozar anteriormente. Sin exagerar podría decir que estamos presenciando en la cosmología lo que el Renacimiento fue para la astronomía, y tal como sucedió en el Renacimiento nos debemos preparar para grandes sorpresas.

Actualización: En febrero del 2003 la Sonda Wilkinson (projecto WMAP) logró hacer mediciones de la RCF con mayor sensibilidad y resolución angular que COBE. Los resultados obtenidos por COBE fueron corroborados y profundizados con WMAP. De especial interés es la detección de polarización en la RCF.