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LA TEMPERATURA DEL UNIVERSO
Un poco antes de la Segunda Guerra Mundial apareció el radiolocalizador, o simplemente radar, creado para localizar los aviones enemigos. La idea de su funcionamiento es sencilla: un emisor potente manda una radioseñal corta a través de una antena emisora a una parte determinada del espacio. Si en el trayecto de la señal surge un obstáculo, la misma se refleja de éste y regresa muy debilitada a la misma antena, y de ella pasa a un receptor sensible. La técnica de radiolocalización se desarrolló rápidamente, y al final de la guerra alcanzó un alto nivel de perfeccionamiento. Cuando los científicos pudieron reanudar las actividades pacíficas comenzaron a estudiar el Universo armados de ese nuevo instrumento.
Para dichas investigaciones, sin tener en cuenta los estudios de los planetas del Sistema Solar, del radar, en realidad, hace falta sólo una parte. Claro está que se puede hacer el intento de transmitir radioimpulsos al espacio, con la esperanza de que alguien los reciba y envíe una respuesta. Pero la estrella más cercana a nosotros se encuentra a la distancia de cinco años luz aproximadamente, y es poco probable que cerca de ella haya algún planeta civilizado, así que antes de diez años no sería posible esperar alguna respuesta. Los hombres de ciencia del siglo veinte saben que el tiempo apremia, son impacientes y calculan bien. Y de los cálculos resulta que si en este impulso se invierte incluso la energía de todas las centrales eléctricas del mundo, hasta que el mismo regrese, a través del enorme espacio cósmico, al remitente, se debilitará tanto que se perderá sin remedio en el fondo de otras fuentes de radioseñales. Por eso, el emisor, por regla general, no hace falta y, por lo tanto, quedan la antena y el receptor sensible. Tal aparato se denomina radiotelescopio.
Cuando los científicos dirigieron el radiotelescopio al cielo, inmediatamente empezaron a obtener resultados sorprendentes. Resulté que en el Universo ocurren muchos procesos que conducen al surgimiento de radioseñales, lo cual pudo ser revelado gracias a la radioastronomía. Aquí no hablaremos de tales procesos (ya que tendríamos que cambiar el título del libro), pero uno de ellos fue descrito en el capítulo anterior: es la radiación térmica.
¿Por qué esta última presenta tanto interés para los astrónomos? Porque, por ejemplo, permite medir la temperatura. Hay muchos objetos que de por sí no emiten luz en la zona visible, ya que son demasiado fríos. Los ejemplos abundan: tales son la Luna, los planetas Marte y Venus. Ahora el hombre aprendió a llegar con sus aparatos a las superficies de los referidos cuerpos celestes y medir la temperatura directamente. Pero antes de hacerlo era necesario saber el valor aproximado de esa temperatura para diseñar correctamente las estaciones cósmicas. Y aquí prestó ayuda la radioastronomía.
¿Quieren saber qué radiotemperaturas tienen los planetas? Por favor:
¿Fue fácil determinarlas? Pues resultó no muy fácil.
Tomemos, por ejemplo, a Marte. Durante la oposición, su distancia hasta la Tierra constituye aproximadamente l M = 80 millones de kilómetros. ¿Qué cantidad de radiación térmica llega hasta nosotros en ese periodo? No es difícil apreciarla. Consideremos que la radiación es emitida por una esfera de radio R M = 3400 km (el radio de Marte), y que nuestra antena tiene dimensiones razonables, por ejemplo, es un disco de radio r = 10 m.
Si en la superficie de Marte la densidad del flujo de energía total irradiadada por éste constituye
La radiación térmica de una esfera se propaga simétricamente en todas direcciones, por eso, a la distancia l M todo el flujo de energía se halla distribuido uniformemente en la superficie 4 πl 2 M . Esto significa que la antena capta una porción de energía igual a
¿Qué hace la antena? Reúne en su foco, donde se encuentra el receptor, toda la energía que incide sobre ella. La superficie focalizada por la radiación no puede tener dimensiones mucho menores que λ ; donde λes la longitud de onda de la radiación registrada. Supongamos que nuestro receptor está sintonizado para una radiación deλ= 3 (es un caso muy conocido en la técnica), entonces la superficie del foco resulta igual as s »2 cm2.
En el foco, la densidad del flujo de energía de radioemisión I , procedente de Marte, resulta igual a
Sustituyamos los símbolos por números y obtendremos I = 0,03I M
El cuanto de energía para una radiación de longitud de onda igual a 3 cm, medido en grados Kelvin, como es fácil calcular, constituye » 0,5 °K.
Por consiguiente, en la superficie de Marte, para una radiación con tal frecuencia, hω/kT « 1. Por eso, para calcular la energía emitida es preciso utilizar la fórmula (2.12), de acuerdo con la cual I M ~ T M . Como vemos, al receptor llega muy poca energía.
Aproximadamente la misma que sería irradiada por un cuerpo absolutamente negro con temperatura T = 0,003 T M , si el mismo fuera colocado en el foco de la antena. Así pues, los astrónomos, deseando medir la temperatura de Marte (de ~ 200 °K), deberían construir aparatos que pudieran detectar la radiación de cuerpos a la temperatura de tan sólo ~ 0,6 °K.
¿Eso es mucho o poco? Hay que compararlo con la señal que actuará en la entrada del receptor cuando la antena permanece desconectada. A primera vista, no podemos proponer ningún valor determinado para esta señal. Hay muchos métodos de construcción de receptores basados en esquemas diferentes. Todos ellos serán distintos, unos mejores y otros peores. No en vano, por ejemplo, los radiorreceptores corrientes se diferencian por su sensibilidad: la de los de primera clase es más alta que la de los de segunda, y la de los de segunda, que la de los de tercera. Pero, ¡resulta que existe un límite de principio para el aumento de la sensibilidad!
¿Qué es un receptor? Un dispositivo en el que la radiación suministrada a la entrada dirige los procesos que ocurren en él, así que en la salida se produce una señal bastante considerable, proporcional a la potencia de la radiación de entrada. De este esquema se deduce que para que un receptor sea bueno, el mismo debe utilizar toda la energía de la señal recibida y ninguna parte de ésta ha de reflejarse hacia atrás, es decir, hacia la antena. Y eso significa que, para la radiación a recibir, ¡el receptor es un cuerpo negro! Pero, por lo general, éste tiene temperatura ambiente, o sea, ~ 300 °K. Por lo tanto, en el elemento receptor ya existen oscilaciones cuya potencia se determina por dicha temperatura. Estas oscilaciones, llamadas ruido térmico, nos molestan, y bastante: su potencia es ~ 300 °K / 0,6 °K » 500 veces mayor que la potencia de la radiación térmica procedente de Marte. Por eso, la adición proporcionada por este planeta es casi imperceptible en tal fondo.
¿Qué hacer? Hay dos vías. La primera es aumentar la superficie de la antena, pero en nuestro ejemplo ésta es bastante grande por si misma: imagínense un espejo de 20 m de diámetro, fabricado con una exactitud de ~ 1 mm, de lo contrario no será bien focalizada toda la radiación. Y ahora intentemos aumentar 100 veces la sensibilidad. Para esto es necesario tener un espejo con una superficie de 3 x 10 4 m 2 , o muchos espejos con esa misma superficie total. Prácticamente es imposible construir tal antena. El radiotelescopio más grande en el mundo, situado en el Cáucaso Septentrional, tiene un diámetro de 600 m, pero no es un espejo enterizo, sino muchos espejos: su superficie total constituye 6 x 10 3 m 2 . Y la antena reflectora RT-70 más grande del mundo (sobre la cual se puede leer en la revista "La ciencia y la vida", en el número 3 de 1982) tiene una superficie efectiva de 3 x 10 3 m 2 . Ambas obras son únicas, muy costosas y fueron construidas durante muchos años.
Hay otro método más barato: ¡es necesario reducir la temperatura del receptor! Esto no es difícil ya que su elemento de entrada es pequeño y, como ha resultado (de esto hablaremos un poco más tarde) es preciso enfriar sólo ese elemento. Si su temperatura alcanza, por ejemplo, el valor de 3 °K (lo cual ahora se logra fácilmente) entonces, he aquí el aumento de la sensibilidad en 100 veces: pues a nosotros nos interesa una sola magnitud, la relación señal/ruido, y en este caso es lo mismo aumentar la señal o disminuir el ruido. Y ahora ya no es tan difícil "ver' la adición de ~ 0,6 °K, que constituye un 20%, provocada por la radiación de Marte. Claro está que un receptor que trabaja a la temperatura ambiente, es poco probable que funcione en condiciones de un enfriamiento tan fuerte. Pero la ventaja es tan grande, que la creación de receptores de radiación que trabajen en condiciones de temperaturas cercanas al cero absoluto, hoy día es uno de los problemas más importantes planteados ante la física de las bajas temperaturas.
Uno de tales receptores de poco ruido es el máser, cuyo principio de funcionamiento es el mismo que el del láser, solamente que aquél funciona no en la zona visible, sino que amplifica la radiación en el intervalo de ondas centimétricas.
Así pues, los radioastrónomos tuvieron que recurrir a la física de las bajas temperaturas en su propósito de mejorar dichos aparatos. En 1963, los físicos norteamericanos Penzias y Wilson, que trabajaban en el laboratorio de la firma "Bell", se dedicaron al perfeccionamiento de un radiotelescopio provisto de una antena reflectora de cono invertido, de 20 pies de longitud.
Figura 3.1 Antena reflectora de cono invertido del radiotelescopio utilizado en los experimentos de A. Penzias y R. Wilson.
Como se puede ver en la figura 3.1, es un aparato imponente. Fue construido para realizar experimentos con satélites artificiales de la Tierra y para seguir su trayectoria; podía girar alrededor de los ejes vertical y horizontal, permitiendo, así mismo, la observación de cualquier parte del cielo. Las radioondas que caían en la abertura de entrada de 25 m de la antena, incidían sobre un elemento focalizador doblado en forma de sección de paraboloide. Reflejándose de éste, pasando por la amena de cono invertido, cerrada por todos lados, dichas ondas alcanzaban la entrada del receptor. Esta antena (fig. 3.2) podía captar señales sólo de fuentes situadas directamente enfrente de la abertura de entrada. Era suficiente girar la antena a 5° en cualquier dirección, para que la señal captada disminuyera mil veces su intensidad.
Ya para el inicio de los trabajos descritos, este radiotelescopio era un aparato bastante sensible. En calidad de receptor, en él se usaba un máser cuyo ruido correspondía a una temperatura de 7 ± 1 °K. La temperatura de ruidos de la propia antena constituía 2 ± 1 °K, y la de la línea que la unía con el máser, 7,6 ± 0,8 °K.
Puede surgir la pregunta: pero la antena y, por lo menos, una parte de la línea están templadas, ya que se encuentran en la "calle" y su temperatura constituye 300 °K. ¿Por qué, entonces, el ruido introducido por ellas se caracteriza por una temperatura tan baja?
Esto se entiende fácilmente. El hecho radica en que la antena no es un cuerpo absolutamente negro. Si la misma fuera ideal, entonces toda la radiación que incide sobre ella seria transmitida al receptor y no introduciría ningún ruido excesivo.
Figura 3.2 Esquema de la estructura de la antena
Imagínense que introducimos una antena ideal en la cavidad formada por un cuerpo absolutamente negro. En estado de equilibrio térmico, la temperatura de ambos objetos, como es bien sabido, será igual. La antena recibe la radiación térmica y, como en ella no hay pérdidas, devolverá toda esa radiación al cuerpo negro. Además, evidentemente, se conserva el balance de la energía irradiada y absorbida por el cuerpo negro. Pero si, al mismo tiempo, la antena produce ruido, entonces devolverá más energía que la que llega a su entrada. Y, por lo tanto, la misma debe enfriarse, calentándose el cuerpo que la rodea. Sin embargo, eso es imposible. Pero si la asuena no es ideal y una parte de la energía captada por ella se pierde, entonces esa misma cantidad de energía debe ser reemitida en forma de ruido. Por eso, si, por ejemplo, se pierde el 1 % de la energía, entonces también se emite el 1 % de lo que se ha de esperar de un cuerpo absolutamente negro cuya temperatura coincide con la de la antena. Recordemos que la potencia de radiación térmica es proporcional a la temperatura. Por consiguiente, en este caso la antena irradiará como un cuerpo negro con una temperatura de 300 x 0,01 = 3 °K. Precisamente tal magnitud se denomina temperatura de ruido de la antena.
Estos razonamientos pueden repetirse para la línea que une la antena con el receptor, así como para la atmósfera de la Tierra, a través de la cual pasa la señal del cosmos.
Para la radiación con una longitud de onda de ~7 cm, la cual era captada por el radiotelescopio de la firma "Bell", la temperatura de ruido de la atmósfera fue calculada según la absorción de las radioondas, medida anteriormente, y constituyó 2,30 ± 0,3 °K. Todas estas señales de ruido se suman en el receptor, así que su temperatura de ruido total debe ser igual a la suma de las temperaturas de todas las fuentes.
Así pues, otra vez: la temperatura
Figura 3.3 Variación del logaritmo de intensidad de la radiación relicta en función de la longitud de onda. Los círculos, las flechas y la región punteada son los resultados de las mediciones realizadas por investigadores diferentes. La línea continua es el cálculo (mediante la fórmula de Planck) de la intensidad de radiación de un cuerpo negro con una temperatura de 3 °K
¿Pero acaso en esto se detuvieron las investigaciones? Ni mucho menos, pues el problema era tan interesante que había que poner todos los puntos sobre las "ies."
Sin duda, la teoría predice un valor cercano de la temperatura de radiación relicta. Según fue establecido, ésta llega de todos lados e, independientemente del punto del Universo hacia el que esté dirigida la antena, su temperatura varía no más que en ~0,1%. ¿Pero es esa radiación realmente negra? Para aclararlo fue necesario obtener su espectro, o sea, la variación de la intensidad de radiación en función de la longitud de onda, y convencerse de que la misma corresponde a la fórmula (2.15).
Tales mediciones se efectuaron en diferentes laboratorios del mundo, y todas ellas concordaron con el espectro esperado (véase fig. 3.3).
Los experimentos para medir la radiación con longitudes de onda desde 1 m hasta 2,5 mm, en principio no se diferenciaron de los descritos anteriormente. Pero fue más difícil alcanzar la región de ondas más cortas, donde la intensidad de radiación disminuye, ya que hω se vuelve mayor que kT . El hecho radica en que estas ondas cortas se absorben intensamente en la atmósfera y no llegan a la superficie de la Tierra, mientras que el ruido térmico de la propia atmósfera, sin duda, crece hasta ~300 °K. Fue necesario elevar los radiotelescopios en globos o en cohetes a alturas considerables. Así se pusieron los últimos puntos en el dibujo, y el problema se aclaró por completo.
Pero veamos ahora algo interesante..Resulta que en el cosmos hay un "termómetro" que mide la temperatura de éste. Ustedes probablemente saben que además del espectro de emisión de átomos también se puede observar el espectro de absorción. Este se manifiesta cuando la luz de un cuerpo caliente pasa a través de un gas frío. Entonces ese gas absorbe más intensamente los cuantos de luz cuya energía coincide con la diferencia de energías entre los niveles en el átomo. Precisamente tal espectro inverso (o sea, "invertido") se observó por primera vez en el Sol, y en el mismo se manifestaron líneas de helio, elemento desconocido hasta entonces en la Tierra.
Cualquier átomo o molécula tiene muchos niveles diferentes de energía. Pero si la energía de un cuanto coincide con la diferencia de energías entre tales niveles, en los que no hay electrones a una temperatura dada, entonces claro que tampoco habrá absorción. Por eso, si en el espectro inverso aparecen líneas que corresponden no sólo a transiciones de un estado básico a un estado de excitación, sino también de un estado de excitación a estados de energía aún mayor, entonces la temperatura del gas será distinta de cero. Esa temperatura se puede determinar a partir de la intensidad de las líneas de absorción, utilizando la fórmula de Boltzmann.
El espacio interestelar no está tan vacío. En él hay átomos de todos los elementos, pero principalmente de hidrógeno y helio. Además hay moléculas simples, por ejemplo, de CH y CN, así como moléculas más complejas. En cada centímetro cúbico hay aproximadamente una partícula (¡recuerden que en condiciones normales el número de éstas constituye 3 x 10 19 cm -3 !).
No es mucho, claro, ¡pero cuántos centímetros cúbicos! La molécula de CN tiene relación directa con nuestro tema. Su primer estado de excitación difiere del estado básico sólo en 5,4 °K (al igual que antes, en calidad de unidad de energía conviene utilizar el grado Kelvin). Y resultó que en la óptica se observan líneas de absorción para las cuales los estados iniciales del electrón son esos dos niveles. Y la relación de las intensidades de las líneas es tal que la temperatura de las moléculas constituye 2,3 °K. ¡Y esto fue establecido aún en 1941! Sólo ahora se aclaró que las moléculas de CN tienen la misma temperatura que precisamente debe existir a consecuencia de la radiación relicta. Claro está que se empezaron a comprobar los viejos resultados, y ellos se confirmaron, verdad es que para la temperatura fueron obtenidos valores más cercanos a 3 °K.
¿Por qué, en realidad, toda esta historia aquí fue descrita tan detalladamente? Sin duda, es muy interesante y sentenciosa. Ilustra muy bien el desarrollo del conocimiento científico. ¡Un descubrimiento casi casual que cambió las ideas sobre el mundo! Además, el propio efecto ya había sido pronosticado, pero nadie lo buscaba persiguiendo un propósito determinado; es más, ¡ya había sido descubierto antes de ser pronosticado! Y con todo esto, es evidente que si la radiación relicta no fuera descubierta en 1965, de todos modos sería revelada en seguida, ya que tanto el nivel de la técnica experimental, como el interés de los astrofísicos y la búsqueda planificada de cualquier tipo de radiación procedente del cosmos, todo eso conduciría al referido descubrimiento. Y la física de las bajas temperaturas desempeñó aquí un papel muy importante: pues sería imposible revelar una radiación de 3 °K si no hubiera sido recorrido el largo camino que condujo a la creación de la técnica de recepción de radioseñales en el fondo de un ruido cuyo valor constituye varios grados Kelvin.
Y ahora recordemos el comienzo de este libro, allí no hemos podido contestar a la pregunta, qué son, pues, "bajas temperaturas". Realmente, "bajo" y "alto" son conceptos relativos. Pero ahora tenernos un punto de referencia: en la naturaleza no hay ningún lugar con temperatura menor de 3 °K.
Tales temperaturas sólo pueden ser obtenidas en el laboratorio. Con derecho podemos considerar que el objeto de la física de las bajas temperaturas es todo lo que se halle a temperatura inferior a 3 °K. Todos los fenómenos que ocurren en esta zona de temperaturas, aunque están previstos por las leyes de la naturaleza, se realizaron por primera vez gracias al intelecto humano. Y esto hace que la física de las bajas temperaturas sea extraordinariamente atractiva.
Todas estas magnitudes fueron calculadas o medidas al realizar experimentos diferentes. Cuando la antena estaba orientada hacia el cenit, la señal de ruido total constituía 22,2 ± 2,2 °K pero puede ser algo mayor, aproximadamente en ~3 °K, sin embargo, el error de medición es tan grande que no merece la pena darle importancia a tal circunstancia.
Penzias y Wilson decidieron que el aparato aún podía ser mejorado, por eso seleccionaron escrupulosamente todas las piezas en la línea que une la antena con el receptor y, realizando mediciones de laboratorio en maquetas de cada una de esas piezas, calcularon de nuevo el ruido de la propia antena. He aquí el resultado obtenido: la antena y la línea juntas tienen una temperatura de ruido T a + T l = 0,9 ± 0,3 °K, lo cual constituye diez veces menos que lo que había. También se logró disminuir el ruido del máser hasta 3,5 °K. Pero para que en el proceso de medición no fuera necesario tomar en consideración el error introducido por el hecho de que el ruido del receptor no se conoce muy exactamente, además, éste puede variar durante el experimento, se decidió calibrar periódicamente el receptor con arreglo a la señal procedente de una fuente patrón de radiación.
Tal fuente fue construida: el absorbedor (o sea, el cuerpo negro) se introdujo en helio líquido y así su temperatura resultó igual a 4,2 °K. Era posible variar algo la radiación de la fuente patrón, gracias a que entre ella y el receptor se instalaba un atenuador, es decir, un absorbedor de energía variable. Este tenía temperatura ambiente y si, por ejemplo, se instalaba de tal manera que se absorbiera el 1% de la energía, él agregaba un ruido correspondiente a 3 °K.
Por lo tanto, el procedimiento de medición era el siguiente. El receptor se conectaba consecutivamente a la antena y a la fuente patrón, y el atenuador se instalaba de tal manera que la señal en la salida del receptor fuera igual en ambos casos. Después de eso sólo quedaba leer las indicaciones de la escala del atenuador, traducirlas a la temperatura de la fuente patrón y podíamos ver que la temperatura de la antena era la misma.
Cuando fue hecho todo esto, resultó que la señal de la antena era igual que la de la fuente patrón a la temperatura de 6,7 ± 0,3 °K. Restemos de aquí la aportación de la propia antena y del cielo (recordemos que T a + Tl = 0,9 ± 0,3 y T c = 2,3 ± 0,3 K), y quedarán 3,5 ± 1 °K. Otra vez tres grados Kelvin, igual que antes, pero fíjense que diferencia tan sustancial: ¡ahora el error de medición es mucho menor que aquella magnitud! Aquí ya es imposible eludir esos grados excedentes, debemos averiguar de donde aparecieron.
Se inició un registro minucioso. La primera sospecha: ¿Puede ser que la atmósfera produce un ruido más intenso? Pero, por fortuna, esto se puede averiguar.
Todos hemos observado más de una vez el siguiente fenómeno: cuando el Sol se encuentra cerca del cenit, el mismo es de color blanco deslumbrante, mientras que al despuntar el alba y, sobre todo, en el ocaso es de color rojo purpúreo. Ustedes probablemente también saben la explicación: en la atmósfera, los rayos azules se atenúan más intensamente que los rayos rojos. Mientras el Sol se encuentra en el cenit, el recorrido de la luz en la atmósfera es relativamente corto, y los rayos azules llegan hasta nosotros. Pero cuando el Sol se encuentra en el horizonte, el recorrido de los rayos aumenta muchas veces, y hasta nosotros sólo puede llegar la luz roja.
Así mismo ocurre con las radioondas: cuanto mayor es su recorrido en la atmósfera, tanto más intensamente son absorbidas. Ahora recordemos que la temperatura ordinaria de la atmósfera constituye 200 a 300 °K, mientras que la temperatura de ruido, solamente 2,3 °K. Esto está relacionado con el hecho de que las radioseñales con una frecuencia de ~4 GHz (a tal frecuencia se efectuaron las referidas mediciones) son absorbidas muy débilmente, y en todo el recorrido a través de la atmósfera se pierde aproximadamente el 1%. Por consiguiente, se puede considerar con bastante exactitud, que si el recorrido fuera dos veces mayor, también la absorción sería dos veces mayor, lo cual significa que también el ruido de la atmósfera crecería el mismo número de veces. Pero es fácil variar el espesor de la atmósfera controlada por la antena; basta con inclinar esta última de tal manera que capte la radiación no procedente del cenit. Si φ es el ángulo de inclinación con respecto al cenit, y h , el espesor de la atmósfera, entonces el recorrido de la radioseñal en ésta constituirá h/cos φ , y su ruido será proporcional a 1/cos φ.
Dividamos entre dos toda la señal captada: una mitad de ésta no depende del ángulo, y la otra, el ruido de la atmósfera, varía como 1/ cosφ . Por lo tanto, se pueden realizar mediciones bajo diferentes ángulos φy restar de ellas lo que se observa bajo φ= 0°. El residuo debe variar como (1/ cos φ- 1), y el factor de ese valor es la temperatura de ruido de la atmósfera, la cual resultó precisamente como estimábamos, T c = 2,3 ± 0,3 °K. Así pues, aquí todo está en orden.
Problema 5.
La absorción de radioondas ocurre en una capa cuyo espesor es del orden de decenas de kilómetros. Demuestren que cuando la propagación de ondas es inclinada, su amortiguamiento crece como 1/cos φ
Causa siguiente. ¿Puede ser que la antena capte la radiación relacionada con la actividad del hombre? El laboratorio situado en el estado de New Jersey se encuentra no muy lejos de New York. La antena era dirigida hacia esta ciudad o hacia cualquier otro punto en el horizonte, sin embargo, no se notó ninguna diferencia considerable. ¿Puede ser que la antena capte la radiación del mismo suelo, cuya temperatura es de 300 °K? Pero tanto las mediciones como los cálculos mostraron que la señal máxima que puede llegar de la superficie de la Tierra al receptor no supera 0,1 °K.
Por consiguiente, los tres grados Kelvin excedentes aún permanecían enigmáticos. Los investigadores incluso introdujeron un par de palomas en la antena de cono invertido y, cuando las aves cubrieron la superficie interna de ésta con una capa blanca característica, repitieron las mediciones. ¡Otra vez lo mismo! Pues si las características de la antena hubieran sido mal calculadas y la misma introdujera un ruido no de 0,9 sino de 4 °K, entonces la suciedad, que conduce al crecimiento de las pérdidas, se manifestaría inmediatamente! Hubo que limpiar la antena y buscar otra explicación.
Mas no se logró encontrar nada. Quedaba sólo una cosa: de todas partes del cosmos llega una radioemisión correspondiente a la temperatura de 3 °K. Pero lo que eso significa quedaba sin aclarar. Así pasó un año, cuando una vez Penzias, conversando con uno de sus colegas de Massachussets, mencionó este ruido inexplicable. Su interlocutor recordó que un teórico de Princeton realizó un trabajo en el cual predijo que el Universo debe estar lleno de radiación electromagnética con una temperatura de ~10 °K. Estos científicos establecieron contacto, discutieron sus resultados y en seguida enviaron dos artículos que salieron en un mismo número de la "Revista Astrofísica". Uno experimental, del laboratorio "Bell", y otro teórico, de Princeton.
¿Cuál es, pues, la causa de dicha radiación? Los científicos que estudian los problemas relacionados con el origen del Universo consideran que en la etapa inicial de su existencia toda la sustancia contenida en él estaba fuertemente comprimida. Eso era así aproximadamente 13 mil millones de años atrás (para comparar, recordemos que la edad de la Tierra se estima igual a 4,5 miles de millones de años). A consecuencia de las reacciones entre las partículas elementales, dicha sustancia se calentó considerablemente y empezó a dispersarse rápidamente, y se dispersa hasta ahora. En la etapa de Universo caliente se formó la radiación electromagnética, la cual se propaga a velocidad de la luz. El volumen ocupado por ella crece continuamente y, al igual que un gas ideal, como resultado, se enfría. Esta teoría de evolución del Universo, que recibió el nombre de "gran explosión", fue propuesta por Gamow mucho antes de los sucesos descritos aquí. Diremos directamente que Penzias y Wilson tuvieron mucha suerte: ¡si sus antecesores en las observaciones mediante el radiotelescopio hubieran sabido sobre esta predicción, no tratarían a la ligera los tres grados Kelvin excedentes! Por lo tanto, los héroes de nuestro relato se convirtieron, con pleno derecho, en los descubridores de la radiación relicta (o sea, que se conserva desde el primer momento de la existencia del Universo). Su trabajo obtuvo reconocimiento mundial ya los autores se les otorgó el Premio Nobel en 1978.
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