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Fondo cósmico de microondas

Mapa de calor de nueve años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson sobre las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas

El fondo cósmico de microondas ( CMB , CMBR ), o radiación reliquia , es la radiación de microondas que llena todo el espacio en el universo observable . Con un telescopio óptico estándar , el espacio de fondo entre las estrellas y las galaxias es casi completamente oscuro. Sin embargo, un radiotelescopio suficientemente sensible detecta un débil resplandor de fondo que es casi uniforme y no está asociado con ninguna estrella, galaxia u otro objeto . Este resplandor es más fuerte en la región de microondas del espectro de radio. El descubrimiento accidental del CMB en 1965 por los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson fue la culminación del trabajo iniciado en la década de 1940.

El CMB es una evidencia histórica de la teoría del Big Bang para el origen del universo. En los modelos cosmológicos del Big Bang , durante los primeros períodos, el universo estaba lleno de una niebla opaca de plasma denso y caliente de partículas subatómicas . A medida que el universo se expandía, este plasma se enfrió hasta el punto en que los protones y los electrones se combinaron para formar átomos neutros de hidrógeno principalmente. A diferencia del plasma, estos átomos no podían dispersar la radiación térmica por dispersión de Thomson , y así el universo se volvió transparente. Conocido como la época de recombinación , este evento de desacoplamiento liberó fotones para viajar libremente a través del espacio. Sin embargo, los fotones se han vuelto menos energéticos debido al corrimiento al rojo cosmológico asociado con la expansión del universo . La superficie de la última dispersión se refiere a una capa a la distancia correcta en el espacio, por lo que ahora se reciben fotones que se emitieron originalmente en el momento del desacoplamiento.

El CMB no es completamente liso y uniforme, mostrando una anisotropía tenue que puede ser cartografiada por detectores sensibles. Experimentos terrestres y espaciales como COBE , WMAP y Planck se han utilizado para medir estas inhomogeneidades de temperatura. La estructura de anisotropía está determinada por varias interacciones de materia y fotones hasta el punto de desacoplamiento, lo que da como resultado un patrón irregular característico que varía con la escala angular. La distribución de la anisotropía en el cielo tiene componentes de frecuencia que pueden representarse mediante un espectro de potencia que muestra una secuencia de picos y valles. Los valores pico de este espectro contienen información importante sobre las propiedades físicas del universo primitivo: el primer pico determina la curvatura general del universo , mientras que el segundo y el tercer pico detallan la densidad de la materia normal y la llamada materia oscura , respectivamente. Extraer detalles finos de los datos del CMB puede ser un desafío, ya que la emisión ha sufrido modificaciones por características de primer plano como los cúmulos de galaxias .

Características

Gráfico del espectro del fondo cósmico de microondas alrededor de su pico en el rango de frecuencias de microondas , [1] medido por el instrumento FIRAS en el COBE . [2] [3] Si bien aquí se incluyeron " barras de error " enormemente exageradas para mostrar los puntos de datos medidos, las barras de error reales son demasiado pequeñas para ser vistas incluso en una imagen ampliada, y es imposible distinguir los datos observados del espectro del cuerpo negro para 2,725  K.

La radiación de fondo cósmico de microondas es una emisión de energía térmica de cuerpo negro uniforme que proviene de todas las direcciones. La intensidad del CMB se expresa en kelvin (K), la unidad de temperatura del SI . El CMB tiene un espectro de cuerpo negro térmico a una temperatura de2,725 48 ± 0,000 57  K . [4] Las variaciones de intensidad se expresan como variaciones de temperatura. La temperatura del cuerpo negro caracteriza de forma única la intensidad de la radiación en todas las longitudes de onda; una temperatura de brillo medida en cualquier longitud de onda se puede convertir en una temperatura de cuerpo negro. [5]

La radiación es notablemente uniforme en todo el cielo, muy diferente de la estructura casi puntual de las estrellas o grupos de estrellas en las galaxias. [6] La radiación es isotrópica en aproximadamente una parte en 25.000: las variaciones cuadráticas medias son de poco más de 100 μK, [7] después de restar una anisotropía dipolar del desplazamiento Doppler de la radiación de fondo. Este último es causado por la velocidad peculiar del Sol en relación con el sistema de referencia cósmico en reposo comóvil a medida que se mueve a 369,82 ± 0,11 km/s hacia la constelación de Cráter cerca de su límite con la constelación de Leo [8] Se han medido el dipolo y la aberración del CMB en multipolos superiores, lo que es coherente con el movimiento galáctico. [9] A pesar del grado muy pequeño de anisotropía en el CMB, muchos aspectos se pueden medir con alta precisión y tales mediciones son fundamentales para las teorías cosmológicas. [6]

Además de la anisotropía de temperatura, el CMB debería tener una variación angular en la polarización . La polarización en cada dirección del cielo tiene una orientación descrita en términos de polarización en modo E y modo B. La señal en modo E es un factor de 10 menos fuerte que la anisotropía de temperatura; complementa los datos de temperatura ya que están correlacionados. La señal en modo B es incluso más débil, pero puede contener datos cosmológicos adicionales. [6]

La anisotropía está relacionada con el origen físico de la polarización. La excitación de un electrón por luz polarizada lineal genera luz polarizada a 90 grados de la dirección de incidencia. Si la radiación entrante es isotrópica, las diferentes direcciones entrantes crean polarizaciones que se cancelan. Si la radiación entrante tiene anisotropía cuadripolar, se observará polarización residual. [10]

Además de la anisotropía de polarización y temperatura, se espera que el espectro de frecuencias del CMB presente pequeñas desviaciones de la ley del cuerpo negro conocidas como distorsiones espectrales . Estas también son el foco de un esfuerzo de investigación activo con la esperanza de una primera medición en las próximas décadas, ya que contienen una gran cantidad de información sobre el universo primordial y la formación de estructuras en tiempos tardíos. [11]

El CMB contiene la gran mayoría de fotones del universo en una proporción de 400 a 1; [12] : 5  la densidad numérica de fotones en el CMB es mil millones de veces (10 9 ) la densidad numérica de materia en el universo. Sin la expansión del universo que causa el enfriamiento del CMB, el cielo nocturno brillaría tan intensamente como el Sol. [13] La densidad de energía del CMB es 0,260 eV/cm 3 (4,17 × 10 −14  J/m 3 ), aproximadamente 411 fotones/cm 3 . [14]

Historia

Especulaciones tempranas

En 1931, Georges Lemaître especuló que los restos del universo primitivo podrían ser observables como radiación, pero su candidato eran los rayos cósmicos . [15] : 140  Richard C. Tolman demostró en 1934 que la expansión del universo enfriaría la radiación del cuerpo negro mientras mantendría un espectro térmico. El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman , en una corrección [16] que prepararon para un artículo del asesor de doctorado de Alpher, George Gamow . [17] Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura del fondo cósmico de microondas en 5 K. [18]

Descubrimiento

La antena de cuerno de Holmdel en la que Penzias y Wilson descubrieron el fondo cósmico de microondas. [19]

El primer reconocimiento publicado de la radiación del CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964. [20] En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , comenzaron a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. [21] En 1964, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Crawford Hill de Bell Telephone Laboratories en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que pretendían utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicación por satélite. La antena se construyó en 1959 para apoyar el Proyecto Echo , los satélites de comunicaciones pasivas de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, que usaban grandes globos de plástico aluminizado en órbita terrestre como reflectores para hacer rebotar señales de radio de un punto de la Tierra a otro. [19] El 20 de mayo de 1964 realizaron su primera medición que mostraba claramente la presencia del fondo de microondas, [22] con su instrumento teniendo una temperatura de antena de 4,2 K en exceso que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo "Chicos, nos han dado la primicia". [23] [24] [25] [15] : 140  Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía efectivamente al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento. [26]

Origen cósmico

La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido a finales de los años 60. Las explicaciones alternativas incluían la energía procedente del interior del sistema solar, de las galaxias, del plasma intergaláctico y de múltiples fuentes de radio extragalácticas. Dos requisitos demostrarían que la radiación de microondas era verdaderamente "cósmica". En primer lugar, era necesario demostrar que la intensidad frente a la frecuencia o el espectro coincidían con una fuente térmica o de cuerpo negro. Esto se logró en 1968 en una serie de mediciones de la temperatura de la radiación en longitudes de onda más altas y más bajas. En segundo lugar, era necesario demostrar que la radiación era isotrópica, la misma desde todas las direcciones. Esto también se logró en 1970, demostrando que esta radiación era verdaderamente de origen cósmico. [27]

Progreso en la teoría

En la década de 1970, numerosos estudios mostraron que pequeñas desviaciones de la isotropía en el CMB podrían ser resultado de eventos en el universo temprano. [27] : 8.5.1  Harrison, [28] Peebles y Yu, [29] y Zel'dovich [30] se dieron cuenta de que el universo temprano requeriría inhomogeneidades cuánticas que darían como resultado una anisotropía de temperatura en el nivel de 10 −4 o 10 −5 . [27] : 8.5.3.2  Rashid Sunyaev , utilizando el nombre alternativo radiación reliquia , calculó la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo cósmico de microondas. [31]

COBE

Después de una pausa en la década de 1970 causada en parte por las muchas dificultades experimentales para medir el CMB con alta precisión, [27] : 8.5.1  se establecieron límites cada vez más estrictos para la anisotropía del fondo cósmico de microondas mediante experimentos terrestres durante la década de 1980. RELIKT-1 , un experimento soviético de anisotropía del fondo cósmico de microondas a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983), proporcionó los primeros límites superiores para la anisotropía a gran escala. [27] : 8.5.3.2 

El otro acontecimiento clave de la década de 1980 fue la propuesta de Alan Guth sobre la inflación cósmica . Esta teoría de expansión espacial rápida dio una explicación de la isotropía a gran escala al permitir una conexión causal justo antes de la época de la última dispersión. [27] : 8.5.4  Con esta teoría y otras similares, la predicción detallada alentó experimentos más grandes y ambiciosos.

El satélite Explorador del Fondo Cósmico ( COBE ) de la NASA, que orbitó la Tierra entre 1989 y 1996, detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro de Microondas Diferencial, y publicó sus hallazgos en 1992. [32] [33] El equipo recibió el Premio Nobel de Física en 2006 por este descubrimiento.

Cosmología de precisión

Inspirados por los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y en globo midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas durante las [ ¿cuál? ] dos décadas. La sensibilidad de los nuevos experimentos mejoró drásticamente, con una reducción del ruido interno de tres órdenes de magnitud. [1] El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía la resolución suficiente para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo primitivo que son creadas por inestabilidades gravitacionales, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. [34] El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento MAT/TOCO [35] y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG [36] y MAXIMA . [37] Estas mediciones demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . [38] Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de la estructura. [39]

Observaciones después del COBE

Comparación de los resultados del CMB de COBE , WMAP y Planck
(21 de marzo de 2013)

Inspirados por los resultados iniciales del COBE de un fondo extremadamente isótropo y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y desde globos cuantificaron las anisotropías del CMB en escalas angulares más pequeñas durante la siguiente década. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual el COBE no tenía suficiente resolución. Estas mediciones permitieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta.

Durante la década de 1990, se midió el primer pico con una sensibilidad cada vez mayor y, en 2000, el experimento BOOMERanG informó que las fluctuaciones de potencia más altas se producen a escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaron que la geometría del universo es plana . Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los siguientes tres años, incluido el Very Small Array , el Degree Angular Scale Interferometer (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI realizó la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con evidencia convincente de que está desfasado con el espectro en modo T.

Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson

En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP , para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. WMAP utilizó radiómetros de conmutación rápida, de escaneo multimodulado rápido y simétrico en cinco frecuencias para minimizar el ruido de señales no provenientes del cielo. [40] Los datos de la misión se publicaron en cinco entregas, la última de las cuales fue el resumen de nueve años. Los resultados son modelos Lambda CDM ampliamente consistentes basados ​​en 6 parámetros libres y que se ajustan a la cosmología del Big Bang con inflación cósmica . [41]

Interferómetro de escala angular de grados

El Interferómetro de Escala Angular de Grados (DASI) fue un telescopio instalado en la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur de la Fundación Nacional de Ciencias de Estados Unidos en la Antártida . Era un interferómetro de 13 elementos que operaba entre 26 y 36 GHz ( banda Ka ) en diez bandas. El instrumento es similar en diseño al Cosmic Background Imager (CBI) y al Very Small Array (VSA).

En 2001, el equipo DASI anunció las mediciones más detalladas de la temperatura o espectro de potencia del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos resultados contenían la primera detección del segundo y tercer pico acústico en el CMB, que eran evidencia importante para la teoría de la inflación . Este anuncio se realizó en conjunto con el experimento BOOMERanG y MAXIMA . [42] En 2002, el equipo informó la primera detección de anisotropías de polarización en el CMB. [43]

Telescopio cosmológico de Atacama

El Telescopio Cosmológico de Atacama (ACT) fue un telescopio cosmológico de ondas milimétricas ubicado en el Cerro Toco en el desierto de Atacama en el norte de Chile . [44] El ACT realizó sondeos del cielo de alta sensibilidad y resolución en minutos de arco en longitudes de onda de microondas para estudiar la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB), la radiación remanente dejada por el proceso del Big Bang . Ubicado a 40 km de San Pedro de Atacama, a una altitud de 5.190 metros (17.030 pies), fue uno de los telescopios terrestres más altos del mundo. [a]

Planck Surveyor

En mayo de 2009 se lanzó una tercera misión espacial, la Planck Surveyor de la ESA (Agencia Espacial Europea) , que realizó una investigación aún más detallada hasta que se suspendió en octubre de 2013. Planck empleó radiómetros HEMT y tecnología de bolómetros y midió el CMB a una escala menor que WMAP. Sus detectores se probaron en el telescopio Antarctic Viper como experimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a escalas angulares pequeñas hasta la fecha, y en el telescopio de globo Archeops .

El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación liderado por Europa que está detrás de la sonda cosmológica Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) del fondo cósmico de microondas. [46] [47] El mapa sugiere que el universo es ligeramente más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, se imprimieron sutiles fluctuaciones de temperatura en el cielo profundo cuando el cosmos tenía aproximadamente 1000 años.370 000 años de antigüedad. La huella refleja ondulaciones que surgieron tan temprano, en la existencia del universo, como la primera nonillonésima (10 −30 ) de segundo. Aparentemente, estas ondulaciones dieron origen a la vasta red cósmica actual de cúmulos de galaxias y materia oscura . Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9 % de materia ordinaria , un 26,8 % de materia oscura y un 68,3 % de energía oscura . El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos según los cuales la edad del universo esTiene 13.799 ± 0.021 mil millones de años y se midió que la constante de Hubble era67,74 ± 0,46 (km/s)/Mpc . [48]

Telescopio del Polo Sur

El Telescopio del Polo Sur (SPT) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la Estación Amundsen–Scott del Polo Sur , en la Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y ondas submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo particular de diseño de medir la emisión débil y difusa del fondo cósmico de microondas (CMB). [49] Los resultados clave incluyen un estudio amplio y profundo para descubrir cientos de cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev–Zel'dovich , un estudio sensible del espectro de potencia del CMB de 5 minutos de arco y la primera detección del CMB polarizado en modo B.

Modelos teóricos

La radiación de fondo cósmico de microondas y la relación entre el corrimiento al rojo cosmológico y la distancia se consideran en conjunto la mejor evidencia disponible del evento del Big Bang . Las mediciones del CMB han hecho que el modelo inflacionario del Big Bang sea el Modelo Cosmológico Estándar . [50] El descubrimiento del CMB a mediados de la década de 1960 redujo el interés en alternativas como la teoría del estado estacionario . [51]

En el modelo del Big Bang para la formación del universo , la cosmología inflacionaria predice que después de unos 10 −37 segundos [52] el universo naciente experimentó un crecimiento exponencial que suavizó casi todas las irregularidades. Las irregularidades restantes fueron causadas por fluctuaciones cuánticas en el campo inflatón que causó el evento de inflación. [53] Mucho antes de la formación de estrellas y planetas, el universo primitivo era más compacto, mucho más caliente y, a partir de 10 −6 segundos después del Big Bang, estaba lleno de un brillo uniforme proveniente de su niebla blanca incandescente de plasma interactuante de fotones , electrones y bariones .

A medida que el universo se expandía , el enfriamiento adiabático hizo que la densidad energética del plasma disminuyera hasta que se volvió favorable para que los electrones se combinaran con los protones , formando átomos de hidrógeno . Este evento de recombinación ocurrió cuando la temperatura rondaba los 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379 000 años. [54] Como los fotones no interactuaron con estos átomos eléctricamente neutros, los primeros comenzaron a viajar libremente por el espacio, lo que resultó en el desacoplamiento de la materia y la radiación. [55]

La temperatura de color del conjunto de fotones desacoplados ha seguido disminuyendo desde entonces; ahora se encuentra en2,7260 ± 0,0013 K , [4] continuará disminuyendo a medida que el universo se expanda. La intensidad de la radiación corresponde a la radiación de cuerpo negro a 2,726 K porque la radiación de cuerpo negro desplazada hacia el rojo es igual que la radiación de cuerpo negro a una temperatura más baja. Según el modelo del Big Bang, la radiación del cielo que medimos hoy proviene de una superficie esférica llamada superficie de última dispersión . Esto representa el conjunto de ubicaciones en el espacio en las que se estima que ocurrió el evento de desacoplamiento [56] [57] y en un punto en el tiempo tal que los fotones de esa distancia acaban de llegar a los observadores. La mayor parte de la energía de radiación en el universo está en el fondo cósmico de microondas, [58] que constituye una fracción de aproximadamente6 × 10 −5 de la densidad total del universo. [59]

Dos de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción del espectro casi perfecto del cuerpo negro y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El espectro del CMB se ha convertido en el espectro del cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza. [60]

Predicciones basadas en el modelo del Big Bang

A finales de la década de 1940, Alpher y Herman razonaron que, si se había producido un Big Bang, la expansión del universo habría extendido la radiación de alta energía del universo primitivo hasta la región de microondas del espectro electromagnético , y hasta una temperatura de unos 5 K. Se equivocaron un poco en su estimación, pero tenían la idea correcta: predijeron el CMB. Penzias y Wilson tardaron otros 15 años en descubrir que el fondo de microondas realmente existía. [61]

Según la cosmología estándar, el CMB ofrece una instantánea del universo primitivo caliente en el momento en que la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y los protones formaran átomos de hidrógeno . Este acontecimiento hizo que el universo fuera casi transparente a la radiación porque la luz ya no se dispersaba desde los electrones libres. [62] Cuando esto ocurrió unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 3.000 K. Esto corresponde a una energía ambiental de unos0,26  eV , que es mucho menor que el13,6 eV de energía de ionización del hidrógeno. [63] Esta época se conoce generalmente como el "momento de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento . [64]

Desde el desacoplamiento, la temperatura de color de la radiación de fondo ha caído en un factor promedio de 1,089 [40] debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones del CMB se desplazan hacia el rojo , lo que hace que disminuya su energía. La temperatura de color de esta radiación permanece inversamente proporcional a un parámetro que describe la expansión relativa del universo a lo largo del tiempo, conocido como longitud de escala . Se puede demostrar que la temperatura de color T r del CMB en función del desplazamiento hacia el rojo, z , es proporcional a la temperatura de color del CMB tal como se observa en la actualidad (2,725 K o 0,2348 meV): [65]

T r = 2,725 K × (1 + z )

El alto grado de uniformidad en todo el universo observable y su anisotropía débil pero medida brindan un fuerte apoyo al modelo del Big Bang en general y al modelo ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") en particular. Además, las fluctuaciones son coherentes en escalas angulares que son mayores que el horizonte cosmológico aparente en la recombinación. O bien dicha coherencia está finamente ajustada de manera no causal , o bien se produjo inflación cósmica . [66] [67]

Anisotropía primaria

Espectro de potencia de la anisotropía de la temperatura de la radiación de fondo cósmico de microondas en términos de escala angular (o momento multipolar ). Los datos que se muestran proceden de los instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004). También se muestra un modelo teórico (línea continua).

La anisotropía , o dependencia direccional, del fondo cósmico de microondas se divide en dos tipos: anisotropía primaria, debida a efectos que ocurren en la superficie de la última dispersión y antes; y anisotropía secundaria, debida a efectos tales como interacciones de la radiación de fondo con gas caliente intermedio o potenciales gravitacionales, que ocurren entre la última superficie de dispersión y el observador.

La estructura de las anisotropías del fondo cósmico de microondas está determinada principalmente por dos efectos: las oscilaciones acústicas y el amortiguamiento por difusión (también llamado amortiguamiento sin colisión o amortiguamiento Silk ). Las oscilaciones acústicas surgen debido a un conflicto en el plasma fotón - barión en el universo primitivo. La presión de los fotones tiende a borrar las anisotropías, mientras que la atracción gravitatoria de los bariones, que se mueven a velocidades mucho más lentas que la luz, hace que tiendan a colapsar para formar sobredensidades. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas, que dan al fondo de microondas su característica estructura de pico. Los picos corresponden, aproximadamente, a resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular está en su amplitud máxima.

Los picos contienen características físicas interesantes. La escala angular del primer pico determina la curvatura del universo (pero no su topología ). El siguiente pico (la relación entre los picos impares y los pares) determina la densidad bariónica reducida. [68] El tercer pico puede utilizarse para obtener información sobre la densidad de materia oscura. [69]

La ubicación de los picos proporciona información importante sobre la naturaleza de las perturbaciones de densidad primordiales. Existen dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad, denominadas adiabáticas e isocurvaturas . Una perturbación de densidad general es una mezcla de ambas, y las diferentes teorías que pretenden explicar el espectro de perturbaciones de densidad primordiales predicen diferentes mezclas.

Perturbaciones de densidad adiabática
En una perturbación de densidad adiabática, la densidad numérica adicional fraccionaria de cada tipo de partícula (bariones, fotones , etc.) es la misma. Es decir, si en un lugar hay una densidad numérica de bariones un 1% mayor que la media, entonces en ese lugar hay una densidad numérica de fotones un 1% mayor que la media (y una densidad numérica de neutrinos un 1% mayor que la media). La inflación cósmica predice que las perturbaciones primordiales son adiabáticas.
Perturbaciones de densidad de isocurvatura
En una perturbación de densidad de isocurvatura, la suma (sobre diferentes tipos de partículas) de las densidades adicionales fraccionarias es cero. Es decir, una perturbación en la que en algún punto hay un 1% más de energía en bariones que el promedio, un 1% más de energía en fotones que el promedio y un 2% menos de energía en neutrinos que el promedio, sería una perturbación de isocurvatura pura. Las cuerdas cósmicas hipotéticas producirían principalmente perturbaciones primordiales de isocurvatura.

El espectro CMB puede distinguir entre estos dos porque estos dos tipos de perturbaciones producen diferentes ubicaciones de pico. Las perturbaciones de densidad de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares ( valores ℓ de los picos) están aproximadamente en la relación 1 : 3 : 5 : ..., mientras que las perturbaciones de densidad adiabáticas producen picos cuyas ubicaciones están en la relación 1 : 2 : 3 : ... [70] Las observaciones son consistentes con las perturbaciones de densidad primordiales siendo completamente adiabáticas, proporcionando un apoyo clave para la inflación y descartando muchos modelos de formación de estructuras que involucran, por ejemplo, cuerdas cósmicas.

La amortiguación sin colisión es causada por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como fluido comienza a descomponerse:

Estos efectos contribuyen aproximadamente por igual a la supresión de anisotropías a escalas pequeñas y dan lugar a la cola de amortiguamiento exponencial característica que se observa en las anisotropías de escala angular muy pequeña.

La profundidad de la LSS se refiere al hecho de que el desacoplamiento de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del universo hasta esa era. Un método para cuantificar cuánto tiempo tomó este proceso utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de modo que, denotando la PVF por P ( t ), la probabilidad de que un fotón del CMB se dispersara por última vez entre el tiempo t y t + dt está dada por P ( t ) dt . 

El máximo del PVF (el momento en el que es más probable que un fotón del CMB dado se haya dispersado por última vez) se conoce con bastante precisión. Los resultados del WMAP del primer año sitúan el momento en el que P ( t ) tiene un máximo en 372.000 años. [71] A menudo se toma esto como el "momento" en el que se formó el CMB. Sin embargo, para averiguar cuánto tardaron los fotones y los bariones en desacoplarse, necesitamos una medida del ancho del PVF. El equipo del WMAP descubre que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho completo a la mitad del máximo", o FWHM) durante un intervalo de 115.000 años. [71] : 179  Según esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar durante aproximadamente 115.000 años y, por lo tanto, cuando se completó, el universo tenía aproximadamente 487.000 años.

Anisotropía de tiempo tardío

Desde que el CMB se formó, aparentemente ha sido modificado por varios procesos físicos posteriores, que se conocen colectivamente como anisotropía tardía o anisotropía secundaria. Cuando los fotones del CMB pudieron viajar libremente sin impedimentos, la materia ordinaria del universo estaba mayoritariamente en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio. Sin embargo, las observaciones de galaxias actuales parecen indicar que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico (IGM) consiste en material ionizado (ya que hay pocas líneas de absorción debidas a los átomos de hidrógeno). Esto implica un período de reionización durante el cual parte del material del universo se descompuso en iones de hidrógeno.

Los fotones del CMB son dispersados ​​por cargas libres, como los electrones, que no están ligados a átomos. En un universo ionizado, estas partículas cargadas han sido liberadas de átomos neutros por la radiación ionizante (ultravioleta). Hoy en día, estas cargas libres tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo como para que no afecten de forma mensurable al CMB. Sin embargo, si el IGM se ionizó en épocas muy tempranas, cuando el universo aún era más denso, entonces hay dos efectos principales en el CMB:

  1. Las anisotropías de pequeña escala se borran. (Al igual que cuando se mira un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen borrosos).
  2. La física de cómo los fotones son dispersados ​​por electrones libres ( dispersión de Thomson ) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Esta polarización de ángulo amplio está correlacionada con la perturbación de temperatura de ángulo amplio.

Ambos efectos han sido observados por la sonda espacial WMAP, lo que proporciona evidencia de que el universo estuvo ionizado en tiempos muy tempranos, con un corrimiento al rojo de alrededor de 10. [72] La procedencia detallada de esta radiación ionizante temprana todavía es un tema de debate científico. Puede haber incluido la luz estelar de la primera población de estrellas ( estrellas de población III ), supernovas cuando estas primeras estrellas alcanzaron el final de sus vidas o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de agujeros negros masivos.

El período posterior a la emisión del fondo cósmico de microondas —y anterior a la observación de las primeras estrellas— es denominado por los cosmólogos, en tono semihumorístico, la Edad Oscura , y es un período que los astrónomos están estudiando intensamente (véase Radiación de 21 centímetros ).

Otros dos efectos que ocurrieron entre la reionización y nuestras observaciones del fondo cósmico de microondas, y que parecen causar anisotropías, son el efecto Sunyaev-Zeldovich , donde una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de su energía a los fotones del CMB, y el efecto Sachs-Wolfe , que hace que los fotones del fondo cósmico de microondas se desplacen gravitacionalmente al rojo o al azul debido a los campos gravitacionales cambiantes.

Teorías alternativas

La cosmología estándar que incluye el Big Bang "goza de considerable popularidad entre los cosmólogos en ejercicio" [73] : 211  Sin embargo, existen desafíos para el marco estándar del Big Bang para explicar los datos del CMB. En particular, la cosmología estándar requiere un ajuste fino de algunos parámetros libres, con diferentes valores respaldados por diferentes datos experimentales. [73] : 245  Como ejemplo del problema del ajuste fino, la cosmología estándar no puede predecir la temperatura actual de la radiación relicta, . [73] : 229  Este valor de es uno de los mejores resultados de la cosmología experimental y el modelo de estado estacionario puede predecirlo. [61] Sin embargo, los modelos alternativos tienen su propio conjunto de problemas y solo han realizado explicaciones post facto de las observaciones existentes. [73] : 239  No obstante, estas alternativas han jugado un papel histórico importante al proporcionar ideas y desafíos a la explicación estándar. [12]

Polarización

Impresión artística del efecto de lente gravitacional de estructuras cósmicas masivas

El fondo cósmico de microondas está polarizado a un nivel de unos pocos microkelvin. Hay dos tipos de polarización, llamados modo E (o modo de gradiente) y modo B (o modo de rizo). [74] Esto es análogo a la electrostática , en la que el campo eléctrico ( campo E ) tiene un rizo que se desvanece y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia que se desvanece .

Modos electrónicos

Los modos E surgen de la dispersión de Thomson en un plasma heterogéneo. [74] Los modos E fueron vistos por primera vez en 2002 por el Interferómetro de Escala Angular de Grados (DASI). [75] [76]

Modos B

Se espera que los modos B sean un orden de magnitud más débiles que los modos E. Los primeros no son producidos por perturbaciones de tipo escalar estándar, sino que son generados por ondas gravitacionales durante la inflación cósmica poco después del Big Bang. [77] [78] [79] Sin embargo, el efecto de lente gravitacional de los modos E más fuertes también puede producir polarización del modo B. [80] [81] Detectar la señal original de los modos B requiere el análisis de la contaminación causada por el efecto de lente gravitacional de la señal relativamente fuerte del modo E. [82]

Ondas gravitacionales primordiales

Los modelos de inflación cósmica de "desplazamiento lento" en el universo temprano predicen ondas gravitacionales primordiales que impactarían en la polarización del fondo cósmico de microondas, creando un patrón específico de polarización en modo B. La detección de este patrón apoyaría la teoría de la inflación y su fuerza puede confirmar y excluir diferentes modelos de inflación. [78] [83] Las afirmaciones de que este patrón característico de polarización en modo B había sido medido por el instrumento BICEP2 [84] se atribuyeron posteriormente al polvo cósmico debido a los nuevos resultados del experimento Planck . [85] [83] : 253 

Efecto de lente gravitacional

El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel . [86] En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR publicó una medición de la polarización del modo B a 150 GHz . [87] En comparación con BICEP2, POLARBEAR se centra en una zona más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización del modo B medida por POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debido al polvo) con un nivel de confianza del 97,2%. [88]

Análisis multipolar

Ejemplo de espectro de potencia multipolar. Los datos WMAP se representan como puntos, las curvas corresponden al modelo LCDM de mejor ajuste [72]

Las anisotropías angulares del CMB se presentan generalmente en términos de potencia por multipolo. [89] El mapa angular de temperatura a través del cielo se escribe como coeficientes de armónicos esféricos , donde el término mide la fuerza de la oscilación angular en , y ℓ es el número multipolar mientras que m es el número azimutal. La variación azimutal no es significativa y se elimina aplicando la función de correlación angular , dando el término de espectro de potencia  Los valores crecientes de ℓ corresponden a momentos multipolares más altos del CMB, lo que significa una variación más rápida con el ángulo.

Término monopolar CMBR (ℓ= 0)

El término monopolar, ℓ = 0 , es la temperatura media isótropa constante del CMB, T γ =2,7255 ± 0,0006 K [89] con una desviación estándar de confianza. Este término debe medirse con dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS del satélite COBE . [89] : 499 

Anisotropía dipolar CMBR (ℓ= 1)

El dipolo CMB representa la anisotropía más grande, que se encuentra en el primer armónico esférico ( ℓ = 1 ), una función coseno. La amplitud del dipolo CMB es de alrededor de3,3621 ± 0,0010 mK . [89] El momento dipolar del CMB se interpreta como el movimiento peculiar de la Tierra en relación con el CMB. Su amplitud depende del tiempo debido a la órbita de la Tierra alrededor del baricentro del sistema solar. Esto nos permite añadir un término dependiente del tiempo a la expresión dipolar. La modulación de este término es de 1 año, [89] [90] lo que se ajusta a la observación realizada por COBE FIRAS. [90] [91] El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.

A partir de los datos del CMB, se ve que el Sol parece estar moviéndose a369,82 ± 0,11 km/s en relación con el marco de referencia del CMB (también llamado marco de reposo del CMB o el marco de referencia en el que no hay movimiento a través del CMB). El Grupo Local  —el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea— parece estar moviéndose a una velocidad de 369,82 ± 0,11 km/s.620 ± 15 km/s en la dirección de la longitud galáctica ℓ =271,9° ± 2° , b =30° ± 3° . [89] El dipolo se utiliza ahora para calibrar estudios de mapeo.

Multipolar (ℓ≥ 2)

La variación de temperatura en los mapas de temperatura del CMB en multipolos superiores, o ℓ ≥ 2 , se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo temprano, antes de la época de recombinación a un corrimiento al rojo de alrededor de  z ⋍ 1100 . Antes de la recombinación, el Universo consistía en un plasma caliente y denso de electrones y bariones. En un entorno tan denso y caliente, los electrones y los protones no podían formar ningún átomo neutro. Los bariones en ese Universo temprano permanecieron altamente ionizados y, por lo tanto, estaban estrechamente acoplados con los fotones a través del efecto de dispersión de Thompson. Estos fenómenos hicieron que la presión y los efectos gravitacionales actuaran entre sí y desencadenaran fluctuaciones en el plasma fotón-barión. Poco después de la época de recombinación, la rápida expansión del Universo hizo que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones están "congeladas" en los mapas del CMB que observamos hoy. [89]

Desafíos del análisis de datos

Los datos CMBR en bruto, incluso los de vehículos espaciales como WMAP o Planck, contienen efectos de primer plano que oscurecen por completo la estructura a escala fina del fondo cósmico de microondas. La estructura a escala fina se superpone a los datos CMBR en bruto, pero es demasiado pequeña para ser vista a la escala de los datos en bruto. El más destacado de los efectos de primer plano es la anisotropía dipolar causada por el movimiento del Sol en relación con el fondo CMBR. La anisotropía dipolar y otras debidas al movimiento anual de la Tierra en relación con el Sol y numerosas fuentes de microondas en el plano galáctico y en otros lugares deben restarse para revelar las variaciones extremadamente pequeñas que caracterizan la estructura a escala fina del fondo CMBR. El análisis detallado de los datos CMBR para producir mapas, un espectro de potencia angular y, en última instancia, parámetros cosmológicos es un problema complicado y computacionalmente difícil.

En la práctica, es difícil tener en cuenta los efectos del ruido y las fuentes de primer plano. En particular, estos primeros planos están dominados por emisiones galácticas como la radiación de frenado , el sincrotrón y el polvo que emiten en la banda de microondas; en la práctica, la galaxia debe eliminarse, lo que da como resultado un mapa del CMB que no es un mapa del cielo completo. Además, las fuentes puntuales como las galaxias y los cúmulos representan otra fuente de primer plano que debe eliminarse para no distorsionar la estructura de escala corta del espectro de potencia del CMB.

Las restricciones sobre muchos parámetros cosmológicos pueden obtenerse a partir de sus efectos en el espectro de potencia, y los resultados a menudo se calculan utilizando técnicas de muestreo de Monte Carlo de cadena de Markov .

Anomalías

Con los datos cada vez más precisos proporcionados por WMAP, ha habido una serie de afirmaciones de que el CMB exhibe anomalías, como anisotropías de escala muy grande, alineaciones anómalas y distribuciones no gaussianas. [92] [93] [94] La más antigua de ellas es la controversia del multipolo de ℓ bajo . Incluso en el mapa COBE, se observó que el cuadrupolo ( ℓ = 2 , armónico esférico) tiene una amplitud baja en comparación con las predicciones del Big Bang. En particular, los modos cuadrupolo y octupolo ( ℓ = 3 ) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y tanto con el plano eclíptico como con los equinoccios . [95] [96] [97] Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de nueva física en las mayores escalas observables; otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos. [98] [99] [100]

En última instancia, debido a los primeros planos y al problema de la varianza cósmica , los modos más grandes nunca se medirán tan bien como los modos de escala angular pequeña. Los análisis se realizaron en dos mapas a los que se les han eliminado los primeros planos tanto como fue posible: el mapa de "combinación lineal interna" de la colaboración WMAP y un mapa similar preparado por Max Tegmark y otros. [101] [40] [102] Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación del primer plano por sincrotrón , polvo y emisión de Bremsstrahlung , y por la incertidumbre experimental en el monopolo y el dipolo.

Un análisis bayesiano completo del espectro de potencia de WMAP demuestra que la predicción cuadripolar de la cosmología Lambda-CDM es consistente con los datos al nivel del 10% y que el octupolo observado no es notable. [103] Tener en cuenta cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa completo del cielo reduce aún más la importancia de la alineación en un ~5%. [104] [105] [106] [107] Observaciones recientes con el telescopio Planck , que es mucho más sensible que WMAP y tiene una resolución angular mayor, registran la misma anomalía, por lo que el error instrumental (pero no la contaminación del primer plano) parece descartarse. [108] La coincidencia es una posible explicación, el científico jefe de WMAP , Charles L. Bennett, sugirió que la coincidencia y la psicología humana estaban involucradas, "Creo que hay un poco de efecto psicológico; la gente quiere encontrar cosas inusuales". [109]

Las mediciones de la densidad de cuásares basadas en datos del Wide-field Infrared Survey Explorer encuentran un dipolo significativamente diferente del extraído de la anisotropía del CMB. [110] Esta diferencia está en conflicto con el principio cosmológico . [111]

Evolución futura

Suponiendo que el universo sigue expandiéndose y no sufre un Big Crunch , un Big Rip u otro destino similar, el fondo cósmico de microondas seguirá desplazándose al rojo hasta que ya no sea detectable, [112] y será reemplazado primero por el producido por la luz de las estrellas , y quizás, más tarde por los campos de radiación de fondo de procesos que pueden tener lugar en el futuro lejano del universo, como la desintegración de protones , la evaporación de los agujeros negros y la desintegración del positronio . [113]

Cronología de la predicción, el descubrimiento y la interpretación

Predicciones de temperatura térmica (sin fondo de microondas)

Predicciones y mediciones de la radiación de fondo de microondas

En la cultura popular

Véase también

Notas

  1. ^ El telescopio receptor de laboratorio (RLT), un instrumento de 80 cm (31 pulgadas), está a 5.525 m (18.125 pies) más alto, pero no es permanente, ya que está fijado al techo de un contenedor de transporte móvil. [45] El Observatorio Atacama de la Universidad de Tokio de 2009 es significativamente más alto que ambos.

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