jueves, 18 de julio de 2019

Relatividad Especial: lo que nos costó Einstein

A la hora de hablar de Relatividad, se necesita un apellido. Y es que Einstein construyó primero lo que llamamos Relatividad Especial (1905) y luego necesitó unos cuantos años en clase de mates para pulir lo que llamó Relatividad General (1915-1916). Hablemos hoy de la primera de ellas. Empecemos recordando algunos conceptos:
  • Observador inercial: según Newton, es aquel que puede explicar el movimiento sin considerar fuerzas ficticias, como la fuerza centrífuga. En otras palabras, es el observador que consideramos que está en reposo respecto a lo que estamos observando.
  • Observador no-inercial: es aquel que necesita de fuerzas ficticias para explicar el movimiento. Es decir, es aquel que se mueve con el sistema y por tanto no puede ver determinadas fuerzas que afectan al sistema, ya que también las está sufriendo, y para explicar el movimiento necesita introducir fuerzas ficticias.
Hablemos de Pepe y María:
Supongamos que Pepe está asomado en la proa de uno de esos barcos enormes que se deslizan por un mar en calma sin que se note. Su amiga María esta en el puerto. La pregunta es: ¿Quien se aburre esperando a su amigo y quien está impaciente por llegar? O en otras palabras, ¿quién es el observador inercial y quien el no-inercial?

Bueno, Newton lo tendría claro: María es la que está en reposo y por tanto es inercial y Pepe es el que se mueve y por tanto el no-inercial. En otras palabras, María se aburre esperando y Pepe está deseando llegar. Esa es la primera intuición para el 99% de la población, acostumbrados a vivir en un mundo newtoniano.

Pero es que habíamos dicho que Pepe viajaba en un gran barco en un día de mar calmado. Además, aún no se ve la costa, así que Pepe no tiene puntos de referencia y no sabe si el barco está quieto o efectivamente va camino de ver a María. No hay ningún experimento físico que ambos puedan hacer que les den resultados diferentes y por tanto no tienen forma de saber quien es quien. En efecto, María podrá tirar hacia arriba una pelota y le volverá a caer en la mano, pero es que si Pepe hace el mismo experimento, también le caerá en la mano. Y aunque lo primero nos resulta trivial, lo segundo ha dado lugar a algún que otro quebradero de cabeza.

Fue Galileo quien se atrevió a dar forma a este pensamiento y formuló el primer principio en el que se basa la Relatividad Especial:
Principio de Relatividad (Galileo-1600): es imposible determinar mediante experimentos mecánicos si un observador esta en reposo o en movimiento rectilíneo uniforme.
Entonces, volviendo a la pregunta de antes, tenemos que Pepe puede pensar 'oye, soy yo quien está esperando a María y ella es la que viene hacia mi'. Galileo le da todo el derecho a opinar que es él quien está en reposo y es la costa (y por tanto María) quien se mueve hacia él, de manera que desde su punto de vista Pepe es inercial y María es no-inercial.

¿Quien lleva razón? Pues... Ambos. Ya que son indistinguibles, podemos elegir tanto a uno como a otro como nuestro observador inercial. Así, podemos reformular:
1|Principio de Relatividad: todos los observadores inerciales son equivalentes, es decir, todos ven la misma física.
Ya tenemos el primer principio de la Relatividad Especial. El segundo principio proviene de una serie de hechos experimentales y por el hecho de que si se asume que todas las leyes de la física son iguales para todos los observadores, la velocidad de la luz debe ser constante. Así,
2| Velocidad constante de la luz: La velocidad de la luz en el vacío (unos 300.000km/s) es igual para todos los observadores, independientemente del movimiento de la fuente. 
Con estos dos principios hemos construido toda la Relatividad Especial, que llevó a Einstein a indagar un poco más hasta darse cuenta de que la Especial era sólo un caso límite de la Relatividad General, que una vez formalizada se convirtió en la mayor revolución de la física desde Newton. Desde el buen funcionamiento de los GPS hasta la forma del universo, todo ello son ganancias que nos proporcionó Einstein.



Pero, ¿a qué precio? ¿Qué concesiones tuvo que hacer el paradigma del pensamiento científico para poder jugar con estos juguetes nuevos? El coste fue la intuición.


Y es que, si aceptamos que la velocidad de la luz es constante, empiezan a pasar cosas raras.

Imaginemos ahora que el barco donde va Pepe se desliza de forma igualmente imperceptible para él, pero a velocidades cercanas a las de la luz. E imaginemos que tiene lo que se llama un reloj de luz, que no es más que un pulso de luz que rebota entre un espejo en el suelo del barco y el techo. Como conocemos el espacio que hay entre ambos espejos (s) y la velocidad de la luz (c), podemos calcular el tiempo que tarda la luz en llegar de un espejo a otro (t).

Pero lo que ve María, desde fuera del barco, es muy diferente: como el barco va a casi la velocidad de la luz, ella ve al barco desplazarse en lo que tarda el pulso de luz en subir y bajar.

Lo que ve Pepe

Lo que ve María

Como nuestro segundo principio de la Relatividad Especial nos dice que en ambos casos la velocidad de la luz c es la misma, tenemos:

                               
Se puede ver en los dibujos claramente que el espacio que recorre la luz según Pepe es menor que el espacio que recorre la luz según María, de manera que para que ésto se cumpla, el tiempo que mide María también debe ser mayor que el tiempo que mide Pepe.
Éste es el primer peaje que la Relatividad Especial nos hace pagar: El tiempo no es igual para todos los observadores.
Pero la cosa no termina ahí, porque ya que a Pepe le va el reloj más lento que a María, si ambos se ponen a medir cuánto tiempo tarda el barco en recorrer la ensenada, tampoco se pondrán de acuerdo: para María el barco será más corto que para Pepe, o lo que es lo mismo, Pepe ve la ensenada contraída respecto a como lo ve María. (Si Pepe ve el barco más largo, es que la ensenada le parece más corta)
Éste es el segundo peaje que la Relatividad Especial nos hace pagar: La longitud de los objetos en movimiento no son iguales para todos los observadores. 
La plasticidad del espacio y el tiempo es un concepto contraintuitivo y difícil de asimilar en todo su alcance, pero la verdad es que la Relatividad ha pasado los exámenes con nota, con respaldos empíricos de los que hablaremos otro día. Por hoy, nos despedimos con un ejemplo de lo aprendido para que veamos que éstos efectos explican ciertos fenómenos que eran un misterio:

Los muones son partículas que se crean en la zona alta de la atmósfera, a unos 10000m de la superficie. Si le preguntamos al muón cuánto tiempo vive nos dirá que unos 2,2 microsegundos. Además, tienen la particularidad de que van casi a la velocidad de la luz (0.99c). Si hacemos la cuenta y multiplicamos el tiempo que viven por la velocidad a la que van, veremos que debería darles tiempo a recorrer únicamente algo más de 600m.

Bien, entonces si salimos a buscar muones dando un paseo por la superficie terrestre no deberíamos poder encontrar ninguno, ya que mueren (se desintegran) a 9400m del suelo. Eso fue lo que hiceron en 1963 David Frisch y James Smith, pero para su sorpresa midieron nada más y nada menos que 412 muones por hora a nivel del mar. ¿Cómo es ésto posible?

Veamos qué es lo que mido desde la superficie, como María: mi reloj va más rápido, es decir, el muón vive más tiempo desde mi punto de vista. Tras realizar las correspondientes correcciones, veo que vive unos 34,8 microsegundos. Haciendo lo mismo de antes, vemos que en este tiempo el muón recorre a la velocidad de la luz 10419m y por eso le da tiempo llegar a la superficie.

Pero vamos ahora a montarnos encima del muón, como Pepe: según su reloj, vive 2,2 microsegundos, pero nuestro espacio ahora se contrae de manera que la distancia desde donde se crea el muón hasta la superficie tras aplicar las correcciones es sólo de unos 600m, con lo que le da tiempo de sobra a llegar.

La maleabilidad del espacio y el tiempo no parece un precio demasiado alto por una viaje en muón, ¿no?






















jueves, 16 de mayo de 2019

Evolución estelar en 4 palabras

El nacimiento y la vida de las estrellas tiene un protagonista principal: la masa.

Imaginemos una gran nube de gas hidrógeno que cae dentro de los pozos de potencial gravitatorios que llamamos Halos (Saber más). Ésta nube empieza a colapsar e igual que pasa con el combustible dentro de un pistón, al comprimirse se calienta. Si la masa de la nube supera una masa crítica llamada Masa de Jeans, se fragmentará mediante diversos mecanismos, en nubes más pequeñas que comenzarán a colapsar de forma independiente. Éste proceso tendrá lugar una y otra vez hasta tener diferentes nubes de diversos tamaños pero todos ellos por debajo de la masa de jeans. En éste momento, una combinación de gravedad y hidrodinámica hace que cada nube comience a girar y a tomar una forma esférica y siguen colapsando, comprimiéndose y, por ende, calentándose. Es lo que se llama una Protoestrella.

En cierto momento, la temperatura en el centro es lo suficientemente elevada como para que los átomos de hidrógeno se fusionen, dando lugar a helio. Entonces decimos que ha nacido una estrella. La fusión nuclear es una reacción exotérmica y emite mucha energía. Esa energía termonuclear quiere salir de la estrella, empujando el gas hacia afuera, y comienza un pulso entre ésta (que quiere expandir el gas) y la gravedad (que quiere comprimirlo). Mientras la reacción de fusión de hidrógeno en helio se mantenga, ese pulso quedará en tablas y la estrella entrará en una fase tranquila y larga de su vida llamada Secuencia principal. En ésta fase se encuentra nuestro sol actualmente. 

La masa de la estrella juega aquí un papel principal, pues en función de ésta, la estrella será una gigante roja (muy grande y fría) o una enana azul (pequeña y muy luminosa). Un amplio abanico de tamanos y colores se abre aquí, para el deleite de los astrofísicos.
Pero al igual que los coches se quedan sin gasolina, el contínuo consumo de hidrógeno termina por agotar las reservas y la estrella empieza a morir. También aquí la masa tendrá un papel clave, pues nos dirá cómo será la muerte de una estrella y en qué se convertirá:
  • Estrellas de baja masa: Consumirán todo el hidrógeno disponible y dejará de producirse la fusión, por lo que no hay nada que contrarreste la gravedad y el gas helio colapsará y se enfriará poco a poco, convirtiéndose en una Enana marrón.
  • Estrellas con un poco más de masa: Al apagarse y la gravedad empezar a comprimir el hidrógeno, la temperatura se elevará lo suficiente como para que se fusionen tres átomos de helio para formar carbono en un proceso llamado triple alpha. La estrella renacerá, pero sólo para tener una breve y turbulenta vida hasta que se acabe el helio, que volverá a colapsar pero su masa no le permitirá elevar tanto la temperatura como para fusionar carbono y terminará apagándose en el centro de una nebulosa formada por las capas de material que ha ido expulsando en su agonía.
  • Estrellas masivas: en estas estrellas masivas, el proceso de fusión se da por capas, creando una estructuras de cebolla con una capa externa de hidrógeno, la siguiente capa de helio, la siguente de oxígeno... Y así, conforme se avanza hacia el centro de la estrella, la temperatura es cada vez más alta y encontramos capas de materiales cada vez más pesados, hasta toparnos con un núcleo de hierro. Pero desgraciadamente, la fusión de átomos de hierro no produce energía, sino que la consume. La estrella se apaga violentamente, la gravedad hace colapsar su gran mása hacia el centro a una gran velocidad y se produce un choque que hace rebotar la masa hacia afuera. La onda de densidad se acelera en su viaje hacia la superficie, debido a que cada capa está formada por un elemento de menor densidad que la anterior, y todo culmina en una gran explosión que conocemos como Supernova.
Hay muchos tipos de supernova, catalogadas en función de sus emisiones, pero todas  ellas se caracterizan por ser el evento en el que se crean elementos y metales pesados. Todos los materiales más pesados que el hidrógeno y el helio se producen en ellas. Son las fábricas del universo.

Los remanentes de estas explosiones van desde estrellas de neutrones, donde los átomos se han degenerado y la materia se ha comprimido más allá de la barrera coulombiana (es como meter toda la masa de la Tierra en la cabeza de un alfiler); púlsares que son pequeñas esferas muy densas y calientes que emiten un faro de luz por sus polos al girar; nebulosas, etc.




  • Estrellas supermasivas: En el colapso, se comprime tantísima materia en un espacio tan pequeño, que se perturba la continuidad del espaciotiempo, creándose una singularidad, un punto de densidad infinita. Su atracción gravitacional es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar, es un Agujero negro.

La gran variedad de remanentes que quedan al morir una estrella le pone sal a nuestro universo, y todas ellas interactúan para dar forma a miles de eventos que, aunque a veces nos parezcan lejanos, están mucho más presentes de lo que pensamos. A fin de cuentas, somos polvo de estrellas.

Cosmología del Universo temprano III

Nos habíamos quedado en la formación de las primeras estrellas y emisores, comenzando la Época de Reionización. Ahora tenemos un universo con fuentes de luz, y esos fotones ultravioletas de altas energías comienzan a viajar, chocando con los átomos colindantes a las fuentes, ionizándolos. Ésto es, promocionando sus electrones a órbitas de mayor energía o incluso arrancándolos de los átomos. Todo ello se traduce en una gran cantidad de emisiones que podemos estudiar para conocer la estructura del universo en aquel momento. 

El estudio de cómo evoluciona esas zonas que son reionizadas puede modelizarse mediante simulaciones:


En esta primera imagen podemos ver que las burbujas de ionización (en color) están limitadas a un pequeño espacio alrededor de la fuente. 

Conforme avanzamos en redshift (o lo que es lo mismo, miramos cada vez más cerca y por tanto avanzamos en el tiempo), vemos como esas burbujas de gas ionizado van creciendo. 

Éstos fotones UV o fotones Lymann (LyC) salen de las fuentes y empiezan a interactuar con el gas, compuesto principalmente por Hidrógeno y Helio. Se crea una zona de HII o hidrógeno ionizado, encerrada en una frontera de ionización que se forma alrededor de la fuente. En su interior el gas es fotocalentado a temperarutas de unos 10⁴K. Idealmente, esta zona sería esférica, pero tiene inhomogeneidades por fluctuaciones en la opacidad. Ésto es, que no todas las zonas están igual de libres de obstáculos para que los fotones viajen.


La presencia de estas inhomogeneidades en la distribución del gas tiene dos efectos esenciales:



  • Produce variaciones, pudiendo quedar algunas lineas de visión totalmente bloqueadas y el gas en ellas se mantiene neutro, con lo que la frontera pierde esa esfericidad pudiendo expandirse más rápido hacia las zonas de menor densidad.
  • El ratio de recombinación de las partículas es mayor en las zonas densas, resultando en un menor volumen ionizado.


Vemos en la imágenes de la simulación que éstas burbujas ionizadas van creciendo con formas irregulares hasta que finalmente se solapan, quedando todo el volumen cósmico mayoritatiamente ionizado.

En éste punto, todo el espacio es transparente al uso de fotones, ésto implica que cada parte del gas puede ver la radiación que viene de todas las fuentes y se establece el Fondo de radiación Ultravioleta (UVB)

Irónicamente, la absorción de estos fotones UV emitidos por las estrellas, galaxias y agujeros negros ralentizan la formación estelar, así que cuántas más fuentes de emisión hay, menos se crean. Ésto tiene dos causas principales:
  • La fotoevaporación del gas en los pequeños pozos de potencial de las galaxias menos masivas.
  • El incremento de la presión del gas, asociado a un incremento en la temperatura del medio intergaláctico, inhibiendo la acreción del gas en las galaxias.
Si el gas no puede colapsar, no puede aumentar su temperatura y no pueden nacer nuevas estrellas. ¿Cómo se ha llegado entocnes al universo tal y como lo conocemos hoy en día? Entran en escena la primera generación de estrellas (Pop I) y su gran masa.


Si necesitas recordar qué pasa durante la vida y muerte de una estrella, haz click aquí. Si por el contrario tienes una idea general en la cabeza, sigue leyendo 


Es dentro de las estrellas donde se crean los elementos pesados y los diferentes tipos de remanentes a su muerte conforman un universo dinámico en cambio constante. Recordemos que por opacidad, aún tenemos una pequeña fracción de gas no ionizado que se esconde y alberga aún hoy en día formación estelar. Las estrellas Pop I eran muy masivas, por lo que producen mucha metalicidad y agujeros negros supermasivos llamados Quásares, en torno a los cuales se congrega el gas y el polvo, dando lugares a las galaxias. La segunda generación de estrellas o Pop II tienen por tanto más metalicidad y al ser el gas y el polvo más denso, son más pequeñas, al igual que las de Pop III... Un complejo entramado en el que hidrodinámica, densidad, opacidad, gravedad y química confabulan para mantener al universo en un constante y dinámico baile, tal y como lo conocemos hoy.
Zona de formación estelar en Orión
Millones de galaxias en el universo profundo



Cosmología del Universo Temprano II

En el capítulo anterior nos quedamos en la Época Oscura, donde la única emisión era la línea de 21cm del HI y el universo era homogéneo. Sin embargo, no habíamos tenido en cuenta a la materia oscura. ¿Qué es? Pues eso no podemos decirlo, pero sí podemos decir que existe y que conforma el 80% de la materia del unverso. ¿Por qué no sabemos más? Pues básicamente porque no podemos estudiarla, ya que no interacciona de ninguna manera con la radiación electromágnética, es decir, no emite en ninguna longitud de onda ni reacciona a nuestras emisiones. Su existencia se puede inferir por sus efectos gravitacionales en la materia visible así como en las anisotropías en el Fondo cósmico de microondas (CMB).

Y es que son esas pequeñas inhomogeneidades de materia oscura las que dan impulso a la evolución del universo.

Los modelos y las observaciones muestran que hay 3 componentes clave en el universo:
  • Energía oscura
  • Materia oscura fría
  • Materia 'bariónica' o materia ordinaria
Y 6 parámetros principales que tomamos del CMB:
  • La densidad bariónica (o densidad de materia ordinaria)
  • La densidad de materia oscura fría
  • Horizonte del sonido en la última difusión
  • Profundidad óptica de la difusión de electrones
  • Índice espectral de la amplitud de las perturbaciones de densidad
Y 4 parámentros derivados:
  • Constante de Hubble
  • Raíz cuadrada de la media de las fluctuaciones de masa en escalas de 8Mpc
  • Densidad total de la materia
  • Densidad de la energía oscura.
Con ésto y la métrica de Robertson-Walker:
que es la ecuación que nos describe las propiedades geométricas de un universo en expansión que contiene los 3 componentes antes mencionados, se construye un modelo llamado LAMBDA-CDM. 
Éste modelo viene a explicar cómo pequeñas inhomogeneidades en la materia oscura crecen por inestabilidades gravitacionales hasta crear unas estructuras no lineales llamadas Halos.

Para resumir un poco éste modelo, lo que hace es encontrar pequeñas zonas del universo en el que la materia oscura no está distribuida de manera homogénea, y ver como esas pequeñas perturbaciones crecen en un tiempo dado, como cuando en una rampa de nieve virgen se crea una pequeña bola y ésta rueda haciéndose más grande y cambiando la forma de colina, dejando un rastro tras de sí. Éste crecimiento viene dado por la forma lineal de las ecuaciones hidrodinámicas (conservaciones de la masa y el momento y la ecuación de Poisson) para un fluido en un campo gravitatorio. Y es que el universo en ese momento puede estudiarse como un fluido. Éstas perturbaciones crecen contra la distribución de materia de fondo representada por un medio no perturbado de densidad y presión constantes con un campo de velocidad nula. El crecimiento de la perturbación impulsado por la gravedad se opone a la presión y a la expansión cosmológica y las escalas más pequeñas son las primeras en pasar a un régimen no lineal.

Traduciendo ésto último un poco, las pequeñas perturbaciones en el seno del gas estático que consideramos es el universo, van creciendo debido a la gravedad. Al crecer las perturbaciones, éstas se complican y dejan de obedecer a ecuaciones sencillas que llamamos lineales, entrando en un régimen no lineal, es decir, muy complicadas, que tenemos que estudiar por ensayo y error, probando con simetrías concretas y esperando que el modelo resulte en lo que observamos. Con éste modelo, podemos ver las perturbaciones con formas de sombreros de copa que colapsan sobre sí mismos, cruzando sus líneas una y otra vez.

Éstas líneas (como los surcos que deja esa metafórica bola de nieve al rodar) es lo que antes hemos llamado Halos, y no son más que cambios en el campo potencial gravitatorio: donde antes teníamos un plano, ahora la perturbación ha provocado que haya un pozo cuya profundidad depende de su masa. La materia bariónica, que es lo que normalmente entendemos por materia, cae a esos pozos de potencial. Si la masa congregada en ese pozo es lo suficientemente grande, el gas disipa su energía mediante enfriamiento atómico o transiciones moleculares y esa masa uniforme se fragmenta dentro del halo. Ésto crea las condiciones necesarias para que el gas se condense y empiecen a formarse las primeras estrellas y con ellas, llega el fin de la Época Oscura.

A grandes rasgos, la materia se congrega en esos pozos, colapsa por gravedad, se calienta y comienza la fusión: ha nacido una estrella. Y a partir de ahí el universo se llena de luces, estrellas, galaxias, los primeros agujeros negros... Todo ésto emite, ¡y mucho!, en todo el espectro electromagnético. Pero de todas las frecuencias, la que ahora nos interesa es la Ultravioleta (UV), que no es más que fotones de altas energías que empiezan a recorrer el medio intergaláctico, chocando con lo que encuentan por ahí y aportándoles energía, excitándolo y dando comiendo a la Época de Reionización (EoR)
Continuación del hilo

Cosmología del Universo temprano I

Todos conocemos la historia a grandes rasgos: Toda la materia y energía del universo concentradas en un punto de densidad infinita, una explosión llamada Big Bang y nace el universo. Pero ¿qué hay justo después de la explosión? ¿Cómo podemos saberlo? 

En la explosión, las partículas adquieren tanta energía que ni siquiera los átomos se mantienen, y los electrones están desligados de los núcleos. Así que tenemos una 'sopa' de partículas elementales muy energéticas, o lo que es lo mismo, a una alta temperatura. En éste estado, los electrones interaccionan muy eficientemente con los fotones o partículas de luz. Es decir, energía y materia estaban estrechamente ligadas, alcanzando ambas un equilibrio térmico. Ésta es la explicación de la correlación térmica que se mide aún hoy en día en el espacio interestelar y es uno de los pilares sobre los que se mantiene la teoría del Big Bang: si todo el universo (a gran escala) parece estar en equilibrio térmico, quiere decir que en algún momento todo estuvo en contacto para que la temperatura se equiparase.

Sin embargo, la expansión del universo seguía su curso, y de todos es sabido que cuando algo se expande, se enfría y al enfriarse, pierde energía. Ésa pérdida de energía permitió que las partículas se reorganizasen y se recombinasen formando los primeros átomos ligeros (Hidrógeno en su mayoría). Ésto es lo que se llama la Época de Recombinación. La consecuencia de la formación de los átomos fue que los fotones encontraban cada vez menos obstáculos en su camino, pudiendo viajar libremente sin chocar con nada y sin ser absorbidos. Ésos fotones primigenios han seguido viajando por el universo, perdiendo energía debido a la expansión del mismo, y es lo que hoy en día conocemos como Fondo Cósmico de Microondas:


Si te estás preguntado cómo sabemos ésto, debido a que la velocidad de la luz es finita, mirar más lejos en el espacio significa ver más atrás en el tiempo. Por ejemplo, la luz del sol tarda 8 minutos en llegar a nosotros, si se apagase ahora mismo, tardaríamos 8 minutos en saber que lo ha hecho, así que en realidad cuando miramos el sol, lo estamos viendo tal y como era hace 8 minutos. Extrapolando, si apuntas un radiotelescopio lo suficientemente sensible a una región particular del cielo, obtendremos una débil señal en el rango de las microondas, que parece como la 'nieve' en un televisor sin señal. Haciendo unos pequeños cálculos, se puede saber que esta señal corresponde a fotones viajando hacia nosotros desde aquel momento del universo temprano, lo que nos permite hace un mapa de cómo era, igual que podemos hacer un mapa de como era el sol hace 8 minutos.

En éste momento entramos en lo que la comunidad científica, muy melodramáticamente, ha llamado la Época Oscura. Y es que el nombre le viene como anillo al dedo, ya que, cuando miras a esa distancia (y por tanto a ese momento), no ves nada. No hay emisiones, no hay nada que detectar porque como hemos dicho, los fotones no se topaban con partículas o átomos que excitar. ¿Significa eso que nunca sabremos lo que ocurría en ese momento? Por suerte, aún nos queda un pequeño mensajero: la estructura fina del Hidrógeno neutro (HI)

Sabemos que el Hidrógeno neutro está formado por un núcleo con una carga positiva y un electrón con carga negativa orbitando alrededor de éste. El electrón, como el resto de partículas elementales, tiene una propiedad llamada spin y que podemos interpretar a grandes rasgos como el sentido en el que la partícula gira sobre sí misma. Si el sentido de rotación del electrón coincide con el de rotación del núcleo, el átomo tendrá una energía ligeramente superior a otro átomo en el que estos sentidos de rotación sean contrarios.



Y como nada en el universo es estático, resulta que el electrón puede cambiar su spin espontánea y aleatoriamente. Al pasar el átomo de un estado con spin de electrón y núcleo alineados a un estado con spines opuestos, se libera un fotón de muy baja energía, concretamente se corresponde a una longitud de onda de 21cm, en la parte del espectro correspondiente a la señal de radio. Ésta es la única señal que nos llega de ésta época, atraviesa el medio interestelar sin ser absorbida y nos permite ver las estructura del universo entonces. El problema reside en que es una señal de radio de baja frecuencia, es decir, muy débil, por lo que ya de por sí es difícil de detectar, pero además tenemos que tener en cuenta la cantidad de ruido que tenemos en el medio interestelar, la ionosfera y en nuestro propio planeta. Sin embargo, la radioastronomía y la computación nos permiten obtener una señal limpia y así se puede mapear el universo en una época de la que antes no sabíamos nada.

Si todo lo que hubiera en el universo fuera la materia y la energía tal y como las conocemos, éste cuento acabaría aquí, el universo seguiría siendo oscuro, homogéneo e isótropo y yo no estaría hoy aquí escribiendo ésto. Pero ante la evidencia de que aquí estamos, nos vemos obligados a meter a un nuevo personaje en la historia: la materia oscura. Pero ésto lo dejamos para el próximo capítulo.