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 del plasma. ondas de densidad, "congelandolas" 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 temprano

El universo primitivo estaba formado por un plasma denso y caliente 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 recorrer antes de interactuar con el plasma se conoce como camino libre medio del fotón. A medida que el universo se expandió, el plasma se enfrió por debajo de los 3000 K, una energía lo suficientemente baja como para que los electrones y protones del plasma pudieran combinarse para formar átomos de hidrógeno neutros . Esta recombinación ocurrió cuando el universo tenía alrededor de 379.000 años, o con un corrimiento al rojo de z = 1089 . ^[4] A esta edad, el tamaño de las burbujas de BAO tenía un radio de 450.000 años luz (0,14 Mpc) (490 millones de años luz hoy 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 para los fotones, permitiéndoles desacoplarse de la materia y circular libremente por el universo. ^[4] La radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) es luz que se dispersó justo antes y se emitió mediante recombinación, y ahora se ve con nuestros telescopios como ondas de radio por todo el cielo, ya que está desplazada al rojo. Por lo tanto, cuando se observan, por ejemplo, los datos de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP), básicamente se está mirando hacia atrás en el tiempo para ver una imagen del universo cuando tenía sólo 379.000 años. ^[4]

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

WMAP indica (Figura 1) un universo suave 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 hacia arriba, lo que significa que las pequeñas anisotropías del universo primitivo actuaron como semillas gravitacionales para la estructura observada hoy. Las regiones excesivamente densas atraen más materia, mientras que las regiones poco densas atraen menos y, por lo tanto, estas pequeñas anisotropías, observadas en el CMB, se convirtieron en las estructuras a gran escala del universo actual.

sonido cósmico

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

Esta región sobredensa contiene materia oscura , bariones y fotones . La presión da como resultado ondas sonoras esféricas de bariones y fotones que se mueven con una velocidad ligeramente superior a la mitad de la velocidad de la luz ^{[8] [9]} hacia afuera de la sobredensidad. La materia oscura interactúa sólo gravitacionalmente, por lo que permanece en el centro de la onda sonora, origen de la sobredensidad. Antes del desacoplamiento , los fotones y bariones se movieron juntos hacia afuera. Después del desacoplamiento, los fotones ya no interactuaban con la materia bariónica y se difundieron. Eso alivió la presión sobre el sistema, dejando 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 recorre la misma distancia para todas las sobredensidades antes de desacoplarse. Este radio a menudo se denomina horizonte sonoro. ^[3]

Sin la presión del fotobarión que impulsaba el sistema hacia afuera, la única fuerza que quedaba sobre los bariones era la gravitacional. Por lo tanto, los bariones y la materia oscura (que quedaron 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 en el horizonte sonoro para esa anisotropía. ^[3] Tales anisotropías eventualmente se convirtieron en las ondulaciones en la densidad de la materia que formarían las galaxias .

Por lo tanto, uno esperaría ver un mayor número de pares de galaxias separadas 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 primitivo y, por lo tanto, el universo no está compuesto de una onda de sonido, ^[10] sino de muchas ondas superpuestas. ^[11] Como analogía, imagina dejar caer muchos guijarros en un estanque y observar los patrones de ondas resultantes en el agua. ^[2] No es posible observar a simple vista esta separación preferida de galaxias en la escala del horizonte sonoro, pero se puede medir este artefacto estadísticamente observando las separaciones de un gran número de galaxias.

regla estándar

La física de la propagación de las ondas bariónicas en el universo primitivo es bastante sencilla; como resultado, los cosmólogos pueden predecir el tamaño del horizonte sonoro en el momento de la recombinación . Además, el CMB proporciona una medición de esta escala con alta precisión. ^[3] Sin embargo, en el tiempo transcurrido entre la recombinación y la actualidad, el universo se ha ido expandiendo . Esta expansión está bien respaldada por observaciones y es uno de los fundamentos del modelo del Big Bang . A finales de la década de 1990, las observaciones de supernovas ^[1] determinaron que el universo no sólo se está expandiendo, sino que se está expandiendo a un ritmo cada vez mayor. Una mejor comprensión de la aceleración del universo , o energía oscura , se ha convertido en una de las cuestiones más importantes de la cosmología actual. Para comprender la naturaleza de la energía oscura, es importante disponer de diversas formas de medir la aceleración. BAO puede ampliar el conjunto de conocimientos sobre esta aceleración comparando las observaciones del horizonte sonoro actual (utilizando la agrupación de galaxias) con las del horizonte sonoro en el momento de la recombinación (utilizando el CMB). ^[3] Así, BAO proporciona una vara de medir con la que comprender mejor la naturaleza de la aceleración, completamente independiente de la técnica de la supernova .

Señal BAO en el Sloan Digital Sky Survey

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) es un importante estudio espectroscópico de desplazamiento al rojo y de imágenes multiespectrales que utiliza el telescopio óptico SDSS de gran angular dedicado 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 del universo cercano: el catálogo del 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 existe una sobreabundancia estadísticamente significativa de galaxias separadas por la distancia prevista del horizonte sonoro.

El equipo del SDSS examinó una muestra de 46.748 galaxias rojas luminosas (LRG), más de 3.816 grados cuadrados de cielo (aproximadamente cinco mil millones de años luz de diámetro) y 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 comoving ( s ) y describe la probabilidad de que una galaxia se encuentre dentro de una distancia determinada de otra. ^[13] Uno 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 se mostraría como un aumento en la función de correlación en una separación comoviente igual al horizonte de sonido. Esta señal fue detectada por el equipo del SDSS en 2005. ^{[3] [14]} El SDSS confirmó los resultados del WMAP de que el horizonte sonoro es ~150  Mpc en el universo actual. ^{[2] [3]}

En 2023, los astrónomos que utilizaron el catálogo SDSS y el catálogo cosmicflow-4 ^[15] afirmaron haber encontrado evidencia de una burbuja de BAO individual con un radio que contenía algunas de las estructuras más grandes conocidas: el supercúmulo de Boötes, la Gran Muralla Sloan , la Gran Muralla CfA2. y la Gran Muralla Hércules-Corona Boreal , 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 una detección de la señal BAO en el espectro de energía aproximadamente al mismo tiempo en 2005. ^{[18] Ambos equipos reciben crédito y reconocimiento por el descubrimiento por parte de la comunidad, como lo demuestra el} Premio Shaw de Astronomía 2014. ^[19] que fue otorgado a ambos grupos. Desde entonces, se han informado 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

Limitaciones de BAO sobre los parámetros de la energía oscura

El 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 una presión negativa tal que la ecuación de estado:

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

• Hay una constante cosmológica distinta de cero, . ${\displaystyle \Lambda \!}$
• Las ecuaciones de Friedmann son incorrectas porque contienen simplificaciones excesivas para facilitar el cálculo de las ecuaciones de campo relativistas generales.

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 entre la densidad de y 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 se puede reescribir 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 a partir del WMAP imponen estrictas restricciones a muchos de estos parámetros ; sin embargo, es importante confirmarlos y restringirlos aún más utilizando un método independiente con diferente sistemática.

La señal BAO es una regla estándar que permite medir la longitud del horizonte sonoro en función del tiempo cósmico . ^[3] Esto mide dos distancias cosmológicas: el parámetro de Hubble, y la distancia del diámetro angular , en 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 determinar así 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 proporcionar más información sobre la naturaleza de la energía oscura.

Ver también

• Estudio espectroscópico de oscilación bariónica
• BINGO (telescopio)
• Euclides (nave espacial)

Referencias

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enlaces externos

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