Posted: 31 Mar 2014 11:10 PM PDT

No acostumbro a comentar noticias por varias razones. La principal es que no tengo tiempo de escribir sobre ellas
en el momento, y para cuando puedo hacerlo ya están por todas partes, y en muchos casos muy bien escritas,
de modo que no tiene demasiado sentido. Sin embargo lo he hecho de vez en cuando, como cuando
se confirmó la existencia del bosón de Higgs, y como voy a hacer ahora.

En estos casos la situación es diferente: no intento dar la noticia, porque seguramente todo el mundo la conoce ya,
sino analizarla con más profundidad de la que proporcionan los medios tradicionales –en gran medida porque
la mayor parte de su público no tiene interés en eso–, y no me importa haber tardado tiempo porque lo esencial
no es que hable del asunto pronto.

Lo que intentaremos, por tanto, no es tanto conocer juntos la noticia sino entenderla juntos. Eso sí, no te creas
que va a ser fácil – yo me he esforzado como un cosaco por explicarlo lo mejor que sé, pero tú vas a tener
que hacer lo propio para zamparte un ladrillo muy abstracto.

La noticia, dicha en una sola frase, es la siguiente:
Se han detectado signos muy claros de la inflación cósmica del Universo temprano, a través de la polarización
de la radiación de fondo de microondas.
¡Avisos antes de empezar!
El primero es que, para variar, voy a emplear analogías absurdas y simplificar las cosas más de lo aceptable
para cualquier persona decente.
El segundo es que no entiendo todos los detalles del asunto, pero intentaré avisar de los puntos en los que
soy consciente de que se me escapan cosas.
El tercero es que este artículo será mucho más comprensible si has leído Las ecuaciones de Maxwell.

Hay propiedades de las ondas electromagnéticas que tardaría demasiado en explicar aquí con la suficiente calma;
por tanto, si no has leído aquella serie puedes elegir entre dedicarle tiempo primero, o salir de este artículo con
una explicación probablemente más superficial. Tú decides.

En cualquier caso, para entender esta noticia –hasta donde podemos los mortales corrientes– debemos empezar
por el principio: no por el descubrimiento, al que llegaremos luego, sino a los años 60, cuando descubrimos la
radiación de fondo de microondas. Vamos paso a paso.

La radiación de fondo de microondas

Si miramos el Universo con un telescopio, no lo vemos como es: lo vemos como fue. La razón es que la luz
que vemos –o la radiación en general, porque no siempre es visible– tarda un tiempo en llegar a nuestros ojos
desde los objetos que la emitieron. Así, nuestro propio Sol está a una distancia tal de la Tierra que cuando
lo miramos estamos viendo lo que sucedió hace unos ocho minutos.

Si observamos estrellas cercanas al Sol, situadas a unas cuantas decenas de años-luz, las vemos como fueron
hace unas cuantas décadas: un tiempo considerable comparado con la vida de un ser humano, pero un pestañeo
relativo a la vida de una estrella. Al mirar las estrellas más lejanas de nuestra misma galaxia, la Vía Láctea,
las observamos como fueron hace unos cien mil años, lo cual sigue siendo muy pequeño comparado con la vida
de una estrella.

Pero ¿y si miramos más lejos aún? Entonces el efecto se acentúa, y podemos ver cosas que sucedieron hace un
millón de años, cien millones o cinco mil millones de años. Lo malo es que no podemos ver el Universo como es
ahora, pero lo bueno es que podemos ver etapas pasadas, tanto más lejanas en el tiempo como lejanos están
los objetos en el espacio.

De manera que seguro que se te ocurre una pregunta fascinante: ¿Qué es lo más antiguo que podemos ver?

O lo que es lo mismo, ¿Qué es lo más lejano que podemos ver? Podrías pensar que sería lo más antiguo que
ha existido, es decir, el comienzo de todo lo que conocemos – la Gran Explosión o Big Bang. Sin embargo,
no es así.

El problema es que el Universo empezó siendo opaco a todas las formas de radiación: tal era su densidad.
Esto duró un tiempo cortísimo, y muy pronto el Universo se había expandido y enfriado lo suficiente como
para que empezasen a formarse átomos de hidrógeno y todo fuese más “normal”: entre otras cosas, bastante
más transparente. Esto sucedió unos 380 000 años después de la Gran Explosión.

Desde los años 40 del siglo pasado, los científicos ya postularon este hecho: Ralph Alpher y Robert Herman
predijeron que, si se mira lo más lejos que se puede con un telescopio, se encontraría una radiación de fondo,
más allá de la cual no se puede observar nada. Y esa radiación sería de microondas, es decir, con una frecuencia
mucho menor que la luz visible, de modo que se bautizó como radiación de fondo de microondas.

Esa radiación de fondo es algo así como el resto de las ascuas de la Gran Explosión: un signo de que se produjo,
pero al mismo tiempo un límite más allá del cual no podemos acercarnos mediante la observación a ese momento
inicial.

Unos veinte años más tarde, en 1964, los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson detectaron esa radiación
de fondo de microondas, con unas características básicas prácticamente idénticas a las que habían predicho
Alpher y Herman. El descubrimiento de Penzias y Wilson –que supuso el Nobel de Física de 1978, con lo
que hablaremos de esto de nuevo algún día y en mayor detalle– confirmó, con una certeza considerable,
la hipótesis de la Gran Explosión.

Antena de Penzias y Wilson

Radiotelescopio de Holmdel, con el que Penzias y Wilson detectaron la radiación de fondo de microondas [NASA].

Las buenas noticias no sólo eran que la hipótesis sobre el origen del Universo era cierta: eran que podíamos
observar directamente un efecto producido tan sólo 380 000 años después del Big Bang. Puesto que el Universo
tiene unos 13,8 miles de millones de años, sólo se escapa a nuestros ojos el 0,003% de su existencia.

Las malas noticias: ese 0,003% es el más interesante con mucha diferencia.
Esos trescientos ochenta milenios son los que determinan cómo es todo lo que existe, y no comprender
lo que pasó entonces significa no entender el porqué de cómo es el Universo que nos rodea.

Pero, puesto que disponíamos de esa radiación de fondo de microondas, que es el efecto más antiguo del Big Bang
que podemos observar, desde 1964 nos dedicamos a observarla con la mayor atención posible: no ya para
determinar su existencia y propiedades básicas, sino todos los datos que era posible extraer de su observación.

Una homogeneidad sorprendente

La idea era la siguiente: ya que no podemos ir más hacia atrás en la observación que 380 000 años, podemos
analizar minuciosamente las propiedades del Universo en ese momento. Luego podemos establecer diferentes
hipótesis de lo que pasó antes, y emplear modelos para “avanzar” en el tiempo hasta llegar a esos 380 000 años.
Si el modelo predice la radiación de fondo que vemos, con las propiedades que vemos, es que es un buen modelo;
de no ser así, lo descartamos.
Hemos ido obteniendo mapas más y más precisos de esta radiación de fondo.
El radiotelescopio de microondas empleado por Penzias y Wilson estaba en el suelo, pero a partir de 1989
empezamos a obtener imágenes de una resolución cada vez mayor empleando telescopios espaciales.

En el 89 se lanzó el COBE (Cosmic Background Explorer), en 2001 se lanzó WMAP (Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe), y en 2009 se lanzó Planck. Hemos hablado de WMAP hace unos años, y en ese artículo
repasamos algunos conceptos que he mencionado aquí, así que tal vez te dé más perspectiva leerlo antes de seguir.

Resolución de COBE, WMAP y Planck para el mismo trozo de cielo [NASA].

Cada uno de los telescopios nos proporcionó un “mapa” más exacto que el anterior, y nos dimos cuenta de algo
muy extraño: la radiación era mucho más uniforme de lo que cabría esperar.

En las imágenes de arriba se ven diferencias de frecuencia y, con ella, temperatura, pero los colores exageran
esas diferencias. Las variaciones de temperatura entre unos puntos y otros son de alrededor del 0,001%:
el Universo de 380 000 años de edad era extraordinariamente uniforme.

Aunque esto suene raro, la radiación de fondo no sólo muestra un Universo muy homogéneo: es demasiado
homogéneo. Con esto quiero decir, volviendo a lo de los modelos y teorías, que todos los modelos existentes
al principio predecían un Universo temprano mucho menos homogéneo: las diferencias de color en
estos mapas de radiación de fondo deberían ser muchísimo mayores.

Usando una analogía abyecta, es algo así. Imagina que el Universo empieza siendo algo minúsculo pero, impelido
por la explosión original, se va expandiendo por el espacio, como un globo que se hincha.
Ahora bien, sobre la superficie del globo que se hincha hay irregularidades: zonas en las que hay algo más de
materia, que son más densas, y otras menos densas.

En términos del globo, es algo así como si hubiese arrugas sobre el globo donde se apelotona más materia.

En términos de los mapas de radiación de fondo, esto se traduce en zonas más calientes y otras más frías.

Mapa de Planck

Mapa de la radiación de fondo de microondas, por Planck [NASA].

Según el globo se hincha, resulta evidente que habrá menos irregularidades por unidad de superficie: la materia
es la misma que había antes, pero la superficie del globo es más grande. Dicho de otro modo, según pasa el tiempo
la superficie del globo se va alisando poco a poco.

Pero 380 000 años es un tiempo tan, tan corto que el globo todavía debería estar muy arrugado, y no lo estaba
en absoluto. Es como si esperásemos encontrar un globo temprano arrugado como una pasa, y nos encontrásemos
una piel más tersa que el culito de un niño. No debería haber dado tiempo a que esto pasara.

La inflación cósmica

El cosmólogo estadounidense Alan Guth propuso una posible explicación en 1980: la denominada inflación
cósmica, también a veces hipótesis del Universo inflacionario.

Según esta hipótesis, en una primera etapa el Universo se expandió a un ritmo monstruoso: el globo se hinchó
con una brusquedad tan violenta al principio que la mayor parte de las arrugas desaparecieron o disminuyeron
muchísimo. Sé que mi explicación es patética y parece una “idea genial” de las que se te ocurren con una cerveza
en la mano, pero confía en Guth y no en mí: se trata de una hipótesis y un modelo muy precisos y detallados.

Lo extraño de la inflación de Guth es que se produjo durante un tiempo cortísimo pero a un ritmo descomunal.
De hecho tanto el ritmo de expansión como el tiempo que duró son tan extremos que es difícil asimilarlos para
los simples simios como tú y yo.

La inflación duró desde alrededor de 10^-35 segundos después del Big Bang hasta unos 10^-32 segundos:
prácticamente nada. Sin embargo, durante ese tiempo el Universo, que era minúsculo al principio, aumentó
de tamaño unas 10⁵⁰ veces: un uno seguido de cincuenta ceros.

Historia de la inflación

Expansión del Universo, incluyendo la inflación cósmica [Yinweichen / CC Attribution-Sharealike 3.0 License].

El modelo inflacionario de Guth explicaba estupendamente bien la homogeneidad en la radiación de fondo, y
dado que no teníamos muchas explicaciones mejores, desde bien pronto tras su publicación muchos científicos
sospecharon que muy probablemente era cierto. El problema es el de siempre: encontrar predicciones nuevas del
modelo que nos permitan descartarlo si no se cumple, es decir, intentar falsarlo.

Digo que es un problema porque, para hipótesis más o menos terrenales, esto no es difícil, pero en muchos casos
en cosmología las diferencias predichas con otros modelos son tan sutiles que nuestros experimentos no tienen
la suficiente sensibilidad para detectarlas.

Así, una de las predicciones de la inflación de Guth era la siguiente: esa expansión tan descomunal, brusca y
de corta duración, debería producir ondas gravitatorias que podrían ser detectadas hoy.

Pero la detección directa de ondas gravitatorias es algo dificilísimo, tanto que aún no lo hemos conseguido.
De modo que la situación era difícil: la hipótesis inflacionaria explicaba bien la homogeneidad de la radiación
de fondo, pero no había ninguna otra evidencia de su validez, ya que predecía cosas que éramos incapaces de
detectar. Y digo éramos porque, como te puedes imaginar, ahora sí somos capaces, aunque de manera indirecta.

Ondas gravitatorias y polarización de la radiación

Observar ondas gravitatorias directamente es difícil, pero esas ondas gravitatorias pueden a su vez producir otros
efectos que, sin ser fáciles de detectar, son bastante más asequibles. Uno de esos efectos tiene que ver con la
polarización de la radiación electromagnética.

Pero ¿qué es eso de la polarización y qué tiene que ver con la gravedad?

La luz y todas las demás ondas electromagnéticas consisten en la oscilación del campo electromagnético, algo
de lo que hemos hablado bastante en detalle al hacerlo de las ecuaciones de Maxwell.

El campo eléctrico y el magnético oscilan en direcciones perpendiculares entre sí una miríada de veces por
segundo, y en una onda electromagnética típica, como las que provienen de nuestro Sol, la dirección de oscilación
de cada uno es una mezcla de muchas, con lo que no hay direcciones privilegiadas.

Pero es posible que haya sólo unas determinadas direcciones de oscilación: se dice entonces que la onda está
polarizada.
Esto pasa, por ejemplo, cuando la luz se refleja en la nieve o en el agua, y muchas gafas de sol filtran la luz
polarizada en determinadas direcciones para proteger los ojos del brillo excesivo.
Polarización circular

Animación de una onda electromagnética polarizada circularmente [dominio público].

Es posible que la dirección de oscilación sea fija, o es posible que vaya cambiando pero de un modo
predecible –rotando en un sentido o en otro, por ejemplo, si la polarización es circular–, pero si la onda está
polarizada es que existe alguna restricción en la dirección de oscilación (lo siento por la repetición en la
terminación).

Cuando una onda electromagnética atraviesa un campo gravitatorio, le suceden varias cosas; esto se debe al hecho
de que, de acuerdo con la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein, la presencia de masa deforma
el espacio-tiempo a su alrededor, y puesto que la radiación electromagnética viaja a través de él, se ve afectada
por la gravedad.

Por una parte, según la onda se acerca a la fuente del campo gravitatorio –y éste, por lo tanto,
aumenta– aumenta la frecuencia de la radiación, y disminuye de nuevo cuando la onda se aleja de la fuente
del campo. Por otra parte, la onda curva su trayectoria al pasar cerca de la fuente del campo gravitatorio,
lo cual permite que galaxias lejanas actúen de “lentes gravitatorias” y modifiquen la trayectoria de la radiación
que pasa cerca de ellas.

Pero eso no es lo que nos interesa ahora mismo.

Un tercer efecto, que desgraciadamente no puedo explicar bien porque no lo entiendo más que a nivel superficial,
es la polarización de la onda: al atravesar un campo gravitatorio, la radiación se polariza de varias maneras
diferentes. Puedes pensar en ello así: puesto que el espacio se deforma con el campo gravitatorio y el tiempo
pasa de manera diferente, las oscilaciones también cambian al atravesarlo.

Naturalmente, salvo que se trate de un campo muy grande, el efecto apenas se nota ya que una fracción minúscula
de la radiación se polariza, pero si es un objeto muy masivo la polarización es notable.

De disponer de polarímetros muy precisos es incluso posible medir el grado de polarización para campos
gravitatorios no demasiado grandes.

Así, desde bien pronto los científicos se plantearon lo siguiente: dado que, como se ve en los mapas de
WMAP y Planck, el Universo primigenio no era completamente homogéneo –aunque sí mucho, como hemos
visto–, tal vez sería posible detectar la polarización de la radiación de fondo de microondas.

La razón es que en zonas más densas el campo gravitatorio sería más intenso que en otras menos densas,
de modo que polarizaría la radiación más que en las zonas menos densas.

Pero, como hemos visto antes, una mayor densidad supone una mayor temperatura y, con ella, mayor frecuencia
de la radiación de fondo de microondas. Por lo tanto debería haber una correlación entre frecuencia y dirección
de polarización de la radiación.

Patrón de polarización de modo E

Este efecto de polarización debido a la mayor densidad de unas regiones respecto a otras fue denominado,
probablemente sin demasiada fortuna, modo E, y si has leído las ecuaciones de Maxwell entenderás rápido
el porqué –si no lo has leído no creo que pueda explicarlo en unos pocos párrafos, ni tiene demasiada importancia
de todos modos–.

La razón es la dirección de polarización en distintas regiones del mapa.

La radiación estará polarizada de manera que uno de los dos campos –eléctrico o magnético– tendrá dirección
radial respecto al punto de mayor densidad. Dado que los dos campos, eléctrico y magnético, son
perpendiculares entre sí, esto significa que la dirección de polarización del otro campo será perpendicular a
la radial, es decir, “rodeará” en cada lugar al punto de mayor densidad.

Si conoces las ecuaciones de Maxwell, entiendes el nombre: es una referencia al campo eléctrico, que tiene la
dirección radial respecto a las cargas eléctricas.
Como digo, no es un nombre que me parezca demasiado afortunado, pero bueno.

Lo mejor es que lo veas con una imagen, en la que el punto más denso está representado como un círculo oscuro,
y la dirección de polarización de los dos campos (perpendiculares entre sí) como debería verse en el
mapa de radiación de fondo polarizada:
Modo E

Polarización de modo E [dominio público].

Como puedes ver, la idea experimental es simple: se usa un polarímetro, se mide la polarización de la radiación
en cada punto del mapa y se compara con la densidad –es decir, temperatura, es decir, frecuencia de radiación–.

Lo que no es tan simple es disponer de un polarímetro con la suficiente sensibilidad.

Ese polarímetro se puso en marcha en 2001 en la Antártida, debido a la limpieza y sequedad del aire, y se
llamaba DASI (Degree Angular Scale Interferometer). En 2003 DASI determinó con un grado de certeza
considerable la presencia de polarización de modo E en la radiación de fondo de microondas, es decir, con
el patrón que he mostrado arriba.

DASI

DASI [dominio público].

El descubrimiento tuvo importancia, pero ni de lejos la del que estamos discutiendo hoy –y al que llegaremos en
un momento, ¡paciencia!–.
La razón es que no fue sorprendente: todo el mundo tenía clara la relación entre regiones más densas y
polarización de modo E, con lo que se verificó algo que casi todo el mundo daba por sentado.

Dicho de otro modo, lo único necesario para que exista un patrón de polarización de modo E en el mapa es
que existan zonas más y menos densas, y eso ya lo sabíamos. Quiero dejar esto claro: la detección del modo E
no tiene absolutamente nada que ver con la hipótesis inflacionaria de Guth.

Por eso el descubrimiento de DASI no apareció en las noticias.

Pero el modo E no es el único posible, y el otro modo básico no es una consecuencia de la mera presencia de
zonas más y menos densas.

Patrón de polarización de modo B

El segundo modo se denomina, por el mismo camino que el anterior, modo B, en referencia al campo magnético
de las ecuaciones de Maxwell.
La razón es que el patrón en el mapa, en este caso, no muestra polarización radial, sino “espiral”, con un ángulo
de 45 ° respecto a la dirección radial. Como los dos campos son perpendiculares entre sí, esto sucede para los dos,
porque uno formará 45 ° por un lado y el otro, al formar 90 ° con él, formará 45 ° con la radial por el otro.

Una vez más, lo mejor es que lo veas con una imagen:
Modo B

Polarización de modo B [dominio público].

La diferencia entre ambos, mirando un mapa, es que el patrón de modo E forma “estrellas” o “círculos”
(según cuál de los dos campos se esté observando), mientras que el de modo B forma “espirales” en uno u otro
sentido. Hasta aquí, todo es más o menos equivalente.

Pero hay una diferencia crucial, no tanto en la apariencia entre ambos patrones, sino en sus causas:
las zonas más y menos densas del Universo primigenio no pueden producir el modo B.

Imagino que te hueles por dónde van los tiros.

Sólo hay dos cosas capaces de producir un patrón de polarización de modo B en la radiación de fondo de
microondas:

El efecto de lente gravitatoria de galaxias a través de las cuales nos ha llegado esa radiación.
Una posibilidad muy mundana y nada interesante.
El efecto de las tremendas ondas gravitatorias consecuencia de la inflación cósmica inmediatamente
anterior a la emisión de esa radiación de fondo. Una posibilidad fascinante.

De modo que llevamos años y años buscando un patrón de polarización de modo B en la radiación de fondo:
porque de conseguir detectarlo, y de descartar los efectos de lente gravitatoria, ese patrón sería una prueba
muy sólida de que la inflación cósmica sucedió de veras.

BICEP

BICEP [Steffen Richter / CC Attribution-Sharealike 3.0 License].

En 2006 se puso en marcha un experimento con un polarímetro, una vez más en la Antártida, llamado
BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization), que trató de detectar esta polarización
durante un par de años sin conseguirlo.

En 2010 arrancó la segunda generación, BICEP2, que estuvo tomando datos hasta 2012.
Los datos de este segundo cacharro son los que han llegado a las noticias.

La detección de modo B de BICEP2

BICEP2 utilizaba básicamente el mismo método de detección que su predecesor, pero los años no pasan en
balde y sus instrumentos son bastante mejores.
Y, esta vez sí, en los mapas de polarización obtenidos se observa no sólo la polarización de modo E, esperable y
anodina, sino también la de modo B.

BICEP2

BICEP2 [modificado de amble / CC Attribution-Sharealike 3.0 License].

Espero que veas los dos problemas a la hora de identificar el patrón de modo B y de interpretarlo.

Por un lado, no está solo, sino mezclado con el modo E: es decir, la polarización es “radial” y “espiral” a la vez,
y hace falta identificar cada una de las dos componentes y estar seguros de que toda la contribución no es de
modo E.
De un solo patrón con la polarización “a pelo”, los científicos han tratado de aislar ambas y obtener así un mapa
de modo E y otro de modo B.

Por otro lado, como he dicho antes, la presencia de modo B no significa que haya sido causado por ondas
gravitatorias descomunales, y por tanto por la inflación cósmica: puede ser el resultado del efecto de lente
gravitatoria de otras galaxias.

Pero esto no es un problema demasiado grande, ya que es posible predecirlo con bastante precisión y “borrar”
esa contribución del mapa obtenido.

En primer lugar, aquí tienes el mapa de modo E obtenido por BICEP2, que no es demasiado sorprendente.

Se muestran en rojo las temperaturas mayores (zonas más densas) y en azul las menores (menos densas),
aunque recuerda que las diferencias son minúsculas entre ellas:

BICEP2 modo E

Puedes ver cómo las líneas de polarización forman “estrellas” alrededor de unas zonas y “circunferencias”.
A estas alturas de la película ni siquiera levantamos la ceja: lo esperable y habitual.

Pero, ¡voilá! Aquí tienes otra imagen muchísimo más interesante, sorprendente y la más importante que te voy
a mostrar hoy.

El equivalente para la contribución de modo B, que pongo más grande no porque sea más importante que la
anterior –que lo es–, sino porque no he encontrado mayor resolución para la otra:

BICEP2 modo B

Si he sabido explicarme hasta ahora, no debería hacer falta que explique nada sobre la imagen, ya que habla
por sí sola.

Los científicos, que son las criaturas menos crédulas de la Tierra, no se han fiado en absoluto.

De modo que han intentado medir la certeza de que este patrón de polarización de modo B exista de veras –y no sea
un efecto fruto de mezclarlo con el modo E, que existe seguro– y de que no se deba únicamente al efecto de lente
gravitatoria. Y han tratado de cuantificar esta certeza.

En primer lugar, la contribución relativa del modo B respecto al E. Dicho de otro modo, ¿cómo de seguros
estamos de que el patrón que vemos tiene una contribución de modo B y no es sólo modo E?

Esto ha sido cuantificado con un factor que mide la contribución de modo B respecto al total.

Imagina, por ejemplo, que no existiera en absoluto modo B: entonces todo el patrón que vemos se debería
al modo E, y esta fracción de modo B sería 0. Si fuera al revés y no hubiera modo E (algo imposible, porque
ya lo habíamos detectado antes y es mucho más intenso y evidente), esta relación sería 1.

Si ambos tuvieran contribuciones equivalentes, sería 0,5.
El resultado obtenido por BICEP2 es que lo más probable es que la contribución del modo B sea 0,2
respecto al total.
Es decir, que del patrón completo de polarización el 20% es de modo B. Pero ¿cómo de seguros estamos?
La probabilidad se muestra en la siguiente gráfica, en la que las líneas punteadas marcan la zona dentro de la
desviación típica; dicho en plata, hay un 68% de que el factor de contribución de modo B esté entre las
líneas punteadas:
Factor B

Contribución relativa del modo B.

Lo esencial no es cuánto vale ese factor: es que la probabilidad de que sea menor que el 10% es ridícula, y
la de que sea 0 es prácticamente nula. Dicho de otro modo, estamos casi completamente seguros de que existe
un patrón de modo B.

Ahora bien, ¿se debe toda esta polarización a ondas gravitatorias debidas a la inflación, o al efecto de lente
gravitatoria? Para cuantificar esto, los científicos que han examinado los datos de BICEP2 han hecho algo
parecido: estimar el valor del factor de contribución de B frente a E modificado por la amplitud del efecto de
lente gravitatoria.

En la gráfica puedes ver dos regiones: una azul oscura y otra azul clara. Hay un 68% de probabilidad de que
la contribución relativa de B frente a E independiente de lentes gravitatorias esté en la región oscura, y
un 95% de que esté en la región clara:
Factor lente

Una vez más, los números son lo de menos: lo importante es que existe una certeza muy grande de que existe una
polarización de modo B, y también de que no toda esa contribución se debe al efecto de lente gravitatoria.

La conclusión, de no haber errores en la detección y los cálculos, por supuesto, está clara.

La conclusión, ¡por fin!

La radiación de fondo de microondas fue emitida cuando una serie de ondas gravitatorias intensísimas
recorrían el Universo: no hay ninguna otra cosa que conozcamos que pueda explicar el patrón de polarización
de modo B observado.

Esas ondas gravitatorias fueron el resultado de la inflación cósmica: no hay ninguna otra cosa
que conozcamos que pueda haberlas producido.

Esto no es una sorpresa revolucionaria, por cierto: la hipótesis inflacionaria de Guth era considerada muy
razonable, y el científico no era considerado un loco ni nada por el estilo.

La relevancia de este descubrimiento es que –dando tiempo al tiempo, a comprobaciones y verificaciones y
toda la cautela necesaria siempre, por la incredulidad intrínseca a los científicos– ha confirmado la
hipótesis inflacionaria.

Y esto significa que sabemos un poco más sobre lo que sucedió en nuestro Universo antes de la emisión de
la radiación de fondo.
Significa que podemos acercarnos más, y con paso más firme, hacia el Big Bang: más de lo que nuestros sentidos
pueden acercarse.
Y eso, señores, es muy grande.

Tanto que, como dije cuando Higgs, me como el sombrero si esto no supone un Nobel o más de uno.
Espero que, si la Academia es justa, no se lo den sólo a los experimentadores de BICEP2, sino sobre todo a
Alan Guth, y si es posible pronto mejor que tarde, ya que no es ningún zagal.

Para saber más: