Isotropía en la radiación cósmica de fondo Isotropy in the cosmic background radiation

La radiación cósmica de fondo es la luz que nos llega desde la época en la que el Universo tenía unos 400000 años. Es lo más lejos que se puede ver en el espectro electromagnético porque anteriormente el Universo no era transparente. Se debe a que había tal cantidad de radiación que no se podían formar átomos neutros ya que la radiación los hacía mantenerse en forma iónica. Esta radiación corresponde a la llamada superficie de recombinación, cuando súbitamente todo el Universo se hizo transparente. Este resultado se deduce de la alta isotropía de esta radiación, o sea que las variaciones son muy pequeñas en esta radiación de una parte a otra, en cualquier dirección en la que miremos. Esta situación provoca uno de los grandes problemas de la cosmología ya que cuando se produce una variación en cualquier objeto cósmico, para que se pueda transmitir por todo el objeto tiene que haber una conexión causal, o sea que la distancia a la que se propaga tal variación debe ser alcanzable por la luz para poner en contacto las partes que varían. Este conocimiento se usa, por ejemplo para determinar la compacidad de un objeto astronómico, como estrellas de neutrones, agujeros negros, cuásares, etc. La causa de la uniformidad o isotropía de la radiación puede ser debida a:

1. (Respuesta menos controvertida oficialmente, pero poco satisfactoria como se reconoce por los cosmólogos) Que el Universo era anteriormente ya muy homogéneo y que se produjo a la vez la recombinación de electrones y protones en todos los lugares del Universo casi a la vez.
2. (Idea propia, aunque probablemente alguien lo ha sacado antes a la luz) La velocidad de la luz no es constante, o en aquel momento era mucho más alta, pudiendo poner en contacto causal partes muy distantes del Universo en muy poco tiempo. Esta idea también tiene otras implicaciones de las que tal vez hable más adelante.
3. (Esta idea creo que ya se le ha ocurrido antes a alguien) La isotropía en los momentos iniciales del Universo no se deben a la inflación sino que tenemos un modelo de expansión estándar (no inflacionario). En esta situación, el tamaño del Universo era suficientemente pequeño en la superficie de recombinación para que, cuando miramos lejos en el espacio, y por consiguiente miramos atrás en el tiempo, veamos un momento en el que el Universo era menor que el volumen de una esfera centrada en nuestro espacio-tiempo actual. O sea para no ser farragoso, me explicaré con un ejemplo. Si miramos hacia la superficie de recombinación, miramos a unos 13700 millones de años-luz de distancia. El volumen de Universo que vemos sería entonces una esfera centrada en nosotros de un radio de 13700 millones de años-luz. En ese momento, si no consideramos la inflación, el tamaño del Universo sería inferior al tamaño de esta esfera, por lo que la radiación que nos llega se tendría que estirar para cubrir todo el cielo. Yo pienso que entonces toda esta luz se vería más débil de lo que le correspondería a tal distancia, y las características (ya que no podemos hablar de objetos en ese momento) se verían más grandes de lo que realmente serían, haciendo estos dos efectos el papel de un estiramiento aparente y una homogeneidad aparentemente mayor.

The cosmic background radiation is the light that comes from the era when the Universe was about 400000 years old. It is the farthest that can be seen in the electromagnetic spectrum because previously the Universe wasn’t transparent. It is because there was so much radiation that not neutral atoms could be made since the radiation made them stay in ionic form. This radiation corresponds to the so-called surface of last scattering, when suddenly all the Universe became transparent. This result is deduced from the high isotropy of this radiation, i.e. variations are very small in this radiation from one part to another, in any direction in which we look. This situation provokes one of the major problems of cosmology since when there is a variation in any cosmic object, to be transmitted throughout the object there must be a causal connection, i.e. the distance the variation is propagated to should be reachable by light to put in contact the varying parts. This knowledge is used, for example for determining the compactness of an astronomical object, such as neutron stars, black holes, quasars, etc. The cause of uniformity or isotropy of radiation can be due to:

1. (Less controversial officially, but somehow unsatisfactory answer as recognized by cosmologists). The Universe was previously already very homogeneous and almost at the same time the recombination of electrons and protons everywhere in the Universe took place.
2. (Own idea, although probably someone has expressed it before). The speed of light is not constant, or at that time it was much higher, and it could have put in causal contact very distant places in a very short time. This idea also has other implications which I maybe write about later.
3. (I think that someone has considered this before). The isotropy in the initial moments of the Universe should not be due to inflation, but we have a standard expansion model (non-inflationary). In this situation, the size of all the Universe was small enough at the last scattering time so that, when we look further into space, and thus we look back in time, we see a time when the Universe was smaller than the corresponding volume of a sphere centered at our current space-time. That is, in order not to mess things, I will explain it with an example. If we look to the surface of last scattering, we look to 13700 million light-years away. So the volume of the Universe we see would be a sphere centered on us with a 13700 million light-years radius. At that time, if we do not consider inflation, the size of the Universe would be smaller than the size of this area, so that the radiation that reaches us would need to be stretched to cover the whole sky. I think then that all this light would look weaker at that distance, and features (since we cannot talk about objects at that time) would appear larger than they would actually be, playing these two effects the role of an apparent stretch and an apparently higher homogeneity.