Oscilaciones acústicas bariónicas

Fluctuaciones en la densidad de la materia normal del universo

En cosmología , las oscilaciones acústicas bariónicas ( BAO ) son fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica visible (materia normal) del universo, causadas por ondas de densidad acústica en el plasma primordial del universo primitivo. De la misma manera que las supernovas proporcionan una " vela estándar " para las observaciones astronómicas, ^[1] la agrupación de materia BAO proporciona una " regla estándar " para la escala de longitud en cosmología. ^[2] La longitud de esta regla estándar está dada por la distancia máxima que las ondas acústicas podían viajar en el plasma primordial antes de que el plasma se enfriara hasta el punto en que se convirtiera en átomos neutros ( la época de la recombinación ), lo que detuvo la expansión de las ondas de densidad del plasma, "congelándolas" en su lugar. La longitud de esta regla estándar (≈490 millones de años luz en el universo actual ^[3] ) se puede medir observando la estructura a gran escala de la materia mediante estudios astronómicos . ^[3] Las mediciones de BAO ayudan a los cosmólogos a comprender más sobre la naturaleza de la energía oscura (que causa la expansión acelerada del universo ) al restringir los parámetros cosmológicos . ^[2]

Universo primitivo

El universo primitivo consistía en un plasma caliente y denso de electrones y bariones (que incluyen protones y neutrones). Los fotones (partículas de luz) que viajaban en este universo estaban esencialmente atrapados, incapaces de viajar una distancia considerable antes de interactuar con el plasma a través de la dispersión de Thomson . ^[4] La distancia promedio que un fotón podría viajar antes de interactuar con el plasma se conoce como el camino libre medio del fotón. A medida que el universo se expandió, el plasma se enfrió por debajo de 3000 K, una energía lo suficientemente baja como para que los electrones y protones en el plasma pudieran combinarse para formar átomos de hidrógeno neutros . Esta recombinación ocurrió cuando el universo tenía alrededor de 379.000 años, o en un corrimiento al rojo de z = 1089. [ ^4] A esta edad, el tamaño de las burbujas de BAO era de 450.000 años luz (0,14 Mpc) de radio (490 millones de años luz actuales divididos por z = 1089). Los fotones interactúan en un grado mucho menor con la materia neutra y, por lo tanto, en la recombinación el universo se volvió transparente a los fotones, lo que les permitió desacoplarse de la materia y fluir libremente a través del universo. ^[4] La radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) es luz que se dispersó justo antes de la recombinación y que fue emitida por ella, y que ahora nuestros telescopios ven como ondas de radio por todo el cielo, ya que está desplazada hacia el rojo. Por lo tanto, cuando se observan, por ejemplo, los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP), uno básicamente está mirando hacia atrás en el tiempo para ver una imagen del universo cuando tenía solo 379.000 años. ^[4]

Figura 1: Anisotropías de temperatura del CMB basadas en los datos WMAP de nueve años (2012). ^{[5] [6] [7]}

El WMAP indica (Figura 1) un universo liso y homogéneo con anisotropías de densidad de 10 partes por millón. ^[4] Sin embargo, existen grandes estructuras y fluctuaciones de densidad en el universo actual. Las galaxias, por ejemplo, son un millón de veces más densas que la densidad media del universo. ^[2] La creencia actual es que el universo se construyó de abajo a arriba, lo que significa que las pequeñas anisotropías del universo primitivo actuaron como semillas gravitacionales para la estructura que observamos hoy. Las regiones sobredensas atraen más materia, mientras que las regiones subdensas atraen menos, y por lo tanto estas pequeñas anisotropías, vistas en el CMB, se convirtieron en las estructuras a gran escala del universo actual.

Sonido cósmico

Imaginemos una región sobredensa del plasma primordial . Si bien esta región de sobredensidad atrae gravitacionalmente la materia hacia ella, el calor de las interacciones fotón-materia crea una gran cantidad de presión hacia afuera . Estas fuerzas de gravedad y presión que se contrarrestan crean oscilaciones , comparables a las ondas sonoras creadas en el aire por las diferencias de presión. ^[3]

Esta región sobredensa contiene materia oscura , bariones y fotones . La presión produce ondas sonoras esféricas de bariones y fotones que se mueven a una velocidad ligeramente superior a la mitad de la velocidad de la luz ^{[8] [9]} hacia afuera de la sobredensidad. La materia oscura interactúa solo gravitacionalmente, por lo que permanece en el centro de la onda sonora, el origen de la sobredensidad. Antes del desacoplamiento , los fotones y los bariones se movían hacia afuera juntos. Después del desacoplamiento, los fotones ya no interactuaban con la materia bariónica y se difundieron. Eso alivió la presión en el sistema, dejando atrás capas de materia bariónica. De todas esas capas, que representan diferentes longitudes de onda de ondas sonoras, la capa resonante corresponde a la primera, ya que es la capa que viaja la misma distancia para todas las sobredensidades antes del desacoplamiento. Este radio a menudo se conoce como el horizonte sonoro. ^[3]

Sin la presión de los fotobariones que impulsaba el sistema hacia afuera, la única fuerza restante sobre los bariones era la gravitacional. Por lo tanto, los bariones y la materia oscura (que quedó atrás en el centro de la perturbación) formaron una configuración que incluía sobredensidades de materia tanto en el sitio original de la anisotropía como en la capa del horizonte sano para esa anisotropía. ^[3] Dichas anisotropías finalmente se convirtieron en las ondulaciones en la densidad de materia que formarían las galaxias .

Por lo tanto, uno esperaría ver un mayor número de pares de galaxias separados por la escala de distancia del horizonte sonoro que por otras escalas de longitud. ^[3] Esta configuración particular de la materia ocurrió en cada anisotropía en el universo temprano, y por lo tanto el universo no está compuesto de una onda de sonido, ^[10] sino de muchas ondas superpuestas. ^[11] Como analogía, imagine dejar caer muchas piedras en un estanque y observar los patrones de ondas resultantes en el agua. ^[2] No es posible observar esta separación preferida de galaxias en la escala del horizonte sonoro a simple vista, pero uno puede medir este artefacto estadísticamente mirando las separaciones de un gran número de galaxias.

Regla estándar

La física de la propagación de las ondas bariónicas en el universo temprano es bastante simple; como resultado, los cosmólogos pueden predecir el tamaño del horizonte de sonido en el momento de la recombinación . Además, el CMB proporciona una medición de esta escala con gran precisión. ^[3] Sin embargo, en el tiempo transcurrido entre la recombinación y el día presente, el universo se ha estado expandiendo . Esta expansión está bien respaldada por observaciones y es uno de los fundamentos del modelo del Big Bang . A fines de la década de 1990, las observaciones de supernovas ^[1] determinaron que no solo se está expandiendo el universo, sino que se está expandiendo a un ritmo creciente. Una mejor comprensión de la aceleración del universo , o energía oscura , se ha convertido en una de las preguntas más importantes en la cosmología actual. Para comprender la naturaleza de la energía oscura, es importante tener una variedad de formas de medir la aceleración. La BAO puede aumentar el conocimiento sobre esta aceleración comparando las observaciones del horizonte sonoro actual (utilizando el agrupamiento de galaxias) con las del horizonte sonoro en el momento de la recombinación (utilizando el CMB). ^[3] De este modo, la BAO proporciona un criterio de medición con el que comprender mejor la naturaleza de la aceleración, de forma completamente independiente de la técnica de las supernovas .

Señal BAO en el Sloan Digital Sky Survey

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) es un importante estudio de imágenes multiespectrales y de corrimiento al rojo espectroscópico que utiliza el telescopio óptico gran angular SDSS de 2,5 metros en el Observatorio Apache Point en Nuevo México . El objetivo de este estudio de cinco años era tomar imágenes y espectros de millones de objetos celestes. El resultado de la recopilación de los datos del SDSS es un mapa tridimensional de objetos en el universo cercano: el catálogo SDSS. El catálogo SDSS proporciona una imagen de la distribución de la materia en una porción lo suficientemente grande del universo como para que se pueda buscar una señal BAO observando si hay una sobreabundancia estadísticamente significativa de galaxias separadas por la distancia prevista del horizonte de sonido.

El equipo del SDSS examinó una muestra de 46.748 galaxias rojas luminosas (LRG), en 3.816 grados cuadrados de cielo (aproximadamente cinco mil millones de años luz de diámetro) y con un corrimiento al rojo de z = 0,47 . ^[3] Analizaron la agrupación de estas galaxias calculando una función de correlación de dos puntos sobre los datos. ^[12] La función de correlación (ξ) es una función de la distancia de separación de galaxias comóviles ( s ) y describe la probabilidad de que una galaxia se encuentre dentro de una distancia dada de otra. ^[13] Se esperaría una alta correlación de galaxias a pequeñas distancias de separación (debido a la naturaleza grumosa de la formación de galaxias) y una baja correlación a grandes distancias de separación. La señal BAO aparecería como un bulto en la función de correlación a una separación comóvil igual al horizonte de sonido. Esta señal fue detectada por el equipo del SDSS en 2005. ^{[3] [14]} El SDSS confirmó los resultados de WMAP de que el horizonte de sonido es ~150  Mpc en el universo actual. ^{[2] [3]}

En 2023, los astrónomos que utilizaron el catálogo SDSS así como el catálogo cosmicflow-4 ^[15] afirmaron haber encontrado evidencia de una burbuja BAO individual con un radio que contenía algunas de las estructuras más grandes conocidas: el supercúmulo Boötes, la Gran Muralla Sloan , la Gran Muralla CfA2 y la Gran Muralla Hercules-Corona Borealis , a la que llamaron Ho'oleilana. ^{[16] [17]} ${\displaystyle 155\ h_{75}^{-1}Mpc}$

Detección en otros estudios de galaxias

La colaboración 2dFGRS y la colaboración SDSS informaron de la detección de la señal BAO en el espectro de potencia aproximadamente al mismo tiempo en 2005. ^[18] Ambos equipos reciben el crédito y el reconocimiento de la comunidad por el descubrimiento, como lo demuestra el Premio Shaw en Astronomía de 2014 ^[19] que se otorgó a ambos grupos. Desde entonces, se han informado de más detecciones en el 6dF Galaxy Survey (6dFGS) en 2011, ^[20] WiggleZ en 2011 ^[21] y BOSS en 2012. ^[22]

Formalismo de la energía oscura

Restricciones BAO sobre los parámetros de energía oscura

La BAO en las direcciones radial y transversal proporciona mediciones del parámetro de Hubble y la distancia del diámetro angular, respectivamente. La distancia del diámetro angular y el parámetro de Hubble pueden incluir diferentes funciones que explican el comportamiento de la energía oscura. ^{[23] [24]} Estas funciones tienen dos parámetros w ₀ y w ₁ y se pueden restringir con una técnica de chi-cuadrado . ^[25]

Relatividad general y energía oscura

En la relatividad general , la expansión del universo está parametrizada por un factor de escala que está relacionado con el corrimiento al rojo : ^[4] ${\displaystyle a(t)}$

${\displaystyle a(t)\equiv (1+z(t))^{-1}\!}$

El parámetro de Hubble , , en términos del factor de escala es: ${\displaystyle H(z)}$

${\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}\!}$

donde es la derivada temporal del factor de escala. Las ecuaciones de Friedmann expresan la expansión del universo en términos de la constante gravitacional de Newton , , la presión manométrica media , , la densidad del Universo , la curvatura , y la constante cosmológica , : ^[4] ${\displaystyle {\dot {a}}}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho \!}$ ${\displaystyle k}$ ${\displaystyle \Lambda \!}$

${\displaystyle H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}}$

${\displaystyle {\dot {H}}+H^{2}={\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}}$

La evidencia observacional de la aceleración del universo implica que (en la actualidad) . Por lo tanto, las siguientes son posibles explicaciones: ^[26] ${\displaystyle {\ddot {a}}>0}$

• El universo está dominado por algún campo o partícula que tiene presión negativa tal que la ecuación de estado:

${\displaystyle w={\frac {p}{\rho }}<-1/3\!}$

• Existe una constante cosmológica distinta de cero, . ${\displaystyle \Lambda \!}$
• Las ecuaciones de Friedmann son incorrectas porque contienen simplificaciones excesivas para que las ecuaciones de campo relativistas generales sean más fáciles de calcular.

Para diferenciar entre estos escenarios, se necesitan mediciones precisas del parámetro de Hubble en función del corrimiento al rojo .

Observables medidos de energía oscura

El parámetro de densidad , , de varios componentes, , del universo se puede expresar como relaciones de la densidad de a la densidad crítica , : ^[26] ${\displaystyle \Omega \!}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle \rho _{c}\!}$

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$

${\displaystyle \Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}}{\rho _{c}}}={\frac {8\pi G\rho _{x}}{3H^{2}}}}$

La ecuación de Friedman puede reescribirse en términos del parámetro de densidad. Para el modelo actual del universo, ΛCDM , esta ecuación es la siguiente: ^[26]

${\displaystyle H^{2}(a)=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}=H_{0}^{2}\left[\Omega _{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}\right]}$

donde m es materia, r es radiación, k es curvatura, Λ es energía oscura y w es la ecuación de estado . Las mediciones del CMB de WMAP imponen restricciones estrictas a muchos de estos parámetros ; sin embargo, es importante confirmarlos y restringirlos aún más utilizando un método independiente con una sistemática diferente.

La señal BAO es una regla estándar de modo que la longitud del horizonte sonoro se puede medir como una función del tiempo cósmico . ^[3] Esta mide dos distancias cosmológicas: el parámetro de Hubble, , y la distancia de diámetro angular , , como una función del corrimiento al rojo . ^[27] Al medir el ángulo subtendido , , de la regla de longitud , estos parámetros se determinan de la siguiente manera: ^[27] ${\displaystyle H(z)}$ ${\displaystyle d_{A}(z)}$ ${\displaystyle (z)}$ ${\displaystyle \Delta \theta }$ ${\displaystyle \Delta \chi }$

${\displaystyle \Delta \theta ={\frac {\Delta \chi }{d_{A}(z)}}\!}$

${\displaystyle d_{A}(z)\propto \int _{0}^{z}{\frac {dz'}{H(z')}}\!}$

El intervalo de corrimiento al rojo, , se puede medir a partir de los datos y así determinar el parámetro de Hubble en función del corrimiento al rojo: ${\displaystyle \Delta z}$

${\displaystyle c\Delta z=H(z)\Delta \chi \!}$

Por lo tanto, la técnica BAO ayuda a limitar los parámetros cosmológicos y proporciona una mayor comprensión de la naturaleza de la energía oscura.

Véase también

• Estudio espectroscópico de oscilaciones bariónicas
• BINGO (telescopio)
• Euclid (nave espacial)

Referencias

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Enlaces externos

• "Oscilaciones acústicas bariónicas y energía oscura". Martin White . Archivado desde el original el 8 de junio de 2023.
• "Detección del pico acústico bariónico en la función de correlación a gran escala de las galaxias rojas luminosas del SDSS". 5 de marzo de 2012.
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