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 temprano. De la misma manera que las supernovas proporcionan una " vela estándar " para las observaciones astronómicas, [1] el agrupamiento de materia BAO proporciona una " regla estándar " para la escala de longitud en cosmología. [2]La longitud de esta regla estándar viene 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. "congelarlos" 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]
El universo temprano
El universo primitivo consistía en 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 podría viajar un fotón 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 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] Los fotones interactúan en un grado mucho menor con la materia neutra y, por lo tanto, en la recombinación, el universo se vuelve transparente a los fotones, lo que les permite desacoplarse de la materia y fluir libremente a través del universo. [4] La radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) es luz que se emitió después de la recombinación y que recién ahora llega a nuestros telescopios. Por lo tanto, al mirar, por ejemplo, los datos de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP), básicamente uno está mirando hacia atrás en el tiempo para ver una imagen del universo cuando solo tenía 379,000 años. [4]
WMAP indica (Figura 1) un universo uniforme 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 fue construido de abajo hacia arriba, lo que significa que las pequeñas anisotropías del universo temprano actuaron como semillas gravitacionales para la estructura observada 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 en el universo de hoy.
Sonido cósmico
Imagínese 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 contrarias de la gravedad y la presión crearon oscilaciones , análogas 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 de sonido 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 desde la sobredensidad. La materia oscura interactúa solo gravitacionalmente, por lo que permanece en el centro de la onda de sonido, el origen de la sobredensidad. Antes del desacoplamiento , los fotones y bariones se movieron juntos hacia afuera. Después de desacoplarse, los fotones dejaron de interactuar con la materia bariónica y se difundieron. Eso alivió la presión sobre el sistema, dejando tras de sí 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 esa capa que recorre la misma distancia para todas las sobredensidades antes del desacoplamiento. Este radio a menudo se denomina horizonte de sonido. [3] Sin la presión fotobariónica 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 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 el caparazón en el horizonte de sonido para esa anisotropía. [3]
Tales anisotropías eventualmente se convirtieron en ondas en la densidad de materia que formarían galaxias . Por lo tanto, uno esperaría ver un mayor número de pares de galaxias separados por la escala de distancia del horizonte de sonido 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 por una onda de sonido, [10] sino por muchas ondas superpuestas. [11] Como analogía, imagina que se dejan caer muchos guijarros en un estanque y observas 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 simple; 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 estado expandiendo . Esta expansión está bien respaldada por observaciones y es uno de los fundamentos del modelo Big Bang . A finales de la década de 1990, las observaciones de supernovas [1] determinaron que el universo no solo se está expandiendo, 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 cuestiones más importantes de la cosmología actual. Para comprender la naturaleza de la energía oscura, es importante tener una variedad de formas de medir la aceleración. BAO puede contribuir al cuerpo de conocimiento sobre esta aceleración comparando las observaciones del horizonte sonoro de hoy (usando agrupaciones de galaxias) con las del horizonte sonoro en el momento de la recombinación (usando el CMB). [3] Por lo tanto, BAO proporciona una vara de medir con la que comprender mejor la naturaleza de la aceleración, completamente independiente de la técnica de supernova .
Señal BAO en Sloan Digital Sky Survey
El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) es un importante estudio de desplazamiento al rojo espectroscópico y de imágenes multiespectrales que utiliza el telescopio óptico SDSS de gran angular de 2,5 metros en el Observatorio Apache Point en Nuevo México . El objetivo de este estudio de cinco años fue tomar imágenes y espectros de millones de objetos celestes. El resultado de compilar los datos de SDSS es un mapa tridimensional de objetos en el universo cercano: el catálogo de SDSS. El catálogo de SDSS proporciona una imagen de la distribución de la materia en una porción lo suficientemente grande del universo como para buscar una señal BAO observando si existe una sobreabundancia estadísticamente significativa de galaxias separadas por la distancia predicha del horizonte sonoro.
El equipo de 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 con un corrimiento al rojo de z = 0,47 . [3] Analizaron el agrupamiento de estas galaxias calculando una función de correlación de dos puntos en los datos. [12] La función de correlación (ξ) es una función de distancia ( s ) de separación de galaxias comovidas y describe la probabilidad de que una galaxia se encuentre dentro de una distancia dada 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 salto en la función de correlación en una separación comoviva igual al horizonte de sonido. Esta señal fue detectada por el equipo de SDSS en 2005. [3] [14] SDSS confirmó los resultados de WMAP que el horizonte sonoro es ~150 Mpc en el universo actual. [2] [3]
Detección en otros estudios de galaxias
La colaboración 2dFGRS y la colaboración SDSS informaron sobre la detección de la señal BAO en el espectro de potencia aproximadamente al mismo tiempo en 2005. [15] Ambos equipos son acreditados y reconocidos por el descubrimiento por parte de la comunidad como lo demuestra el Premio Shaw de Astronomía de 2014. [16] que se otorgó a ambos grupos. Desde entonces, se han informado más detecciones en 6dF Galaxy Survey (6dFGS) en 2011, [17] WiggleZ en 2011 [18] y BOSS en 2012. [19]
Formalismo de energía oscura
Restricciones BAO sobre los parámetros de energía oscura
El BAO en las direcciones radial y transversal proporciona medidas 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. [20] [21] Estas funciones tienen dos parámetros w 0 y w 1 y se pueden restringir con una técnica de chi-cuadrado . [22]
Relatividad general y energía oscura
En relatividad general , la expansión del universo está parametrizada por un factor de escala que está relacionado con el corrimiento al rojo : [4]
El parámetro de Hubble ,, en términos del factor de escala es:
dónde es la derivada del factor de escala en el tiempo. 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]
La evidencia observacional de la aceleración del universo implica que (en la actualidad) . Por tanto, las siguientes son posibles explicaciones: [23]
- El universo está dominado por algún campo o partícula que tiene presión negativa tal que la ecuación de estado:
- Hay una constante cosmológica distinta de cero, .
- Las ecuaciones de Friedmann son incorrectas ya que 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 razones de la densidad de a la densidad crítica ,: [23]
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: [23]
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 fuertes restricciones a muchos de estos parámetros ; sin embargo, es importante confirmarlos y restringirlos aún más utilizando un método independiente con diferentes sistemáticas.
La señal BAO es una regla estándar de modo que la longitud del horizonte sonoro se puede medir 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 . [24] Midiendo el ángulo subtendido ,, de la regla de longitud , estos parámetros se determinan de la siguiente manera: [24]
el intervalo de corrimiento al rojo, , se puede medir a partir de los datos y, por lo tanto, determinar el parámetro de Hubble en función del desplazamiento al rojo:
Por lo tanto, la técnica BAO ayuda a restringir los parámetros cosmológicos y proporciona una mayor comprensión de la naturaleza de la energía oscura.
Ver también
- Estudio espectroscópico de oscilación bariónica
- BINGO (telescopio)
- Euclid (nave espacial)
Referencias
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enlaces externos
- Página web de Oscilaciones Acústicas Baryon y Energía Oscura de Martin White
- [1]
- Revisión de las oscilaciones acústicas bariónicas
- Comunicado de prensa de SDSS BAO