Distorsiones espectrales del fondo cósmico de microondas

Las distorsiones espectrales CMB son pequeñas desviaciones del espectro de frecuencia promedio del fondo cósmico de microondas (CMB) de las predicciones dadas por un cuerpo negro perfecto . Pueden ser producidos por una serie de procesos estándar y no estándar que ocurren en las primeras etapas de la historia cósmica y, por lo tanto, nos permiten probar la imagen estándar de la cosmología. Es importante destacar que el espectro de frecuencia de CMB y sus distorsiones no deben confundirse con el espectro de potencia de anisotropía de CMB, que se relaciona con las fluctuaciones espaciales de la temperatura de CMB en diferentes direcciones del cielo. ^[1]

El espectro de energía del CMB es extremadamente cercano al de un cuerpo negro perfecto con una temperatura de . ^{[3] [4]} Esto es de esperar porque en el Universo primitivo la materia y la radiación están en equilibrio térmico . Sin embargo, en corrimientos al rojo , varios mecanismos, tanto estándar como no estándar, pueden modificar el espectro CMB e introducir desviaciones de un espectro de cuerpo negro. Estas desviaciones se conocen comúnmente como distorsiones espectrales CMB y se refieren principalmente al espectro CMB promedio en todo el cielo (es decir, el espectro monopolo CMB).${\ estilo de visualización 2.7255K}$ ${\displaystyle z<2\times 10^{6}}$

Las distorsiones espectrales son creadas por procesos que desequilibran la materia y la radiación. Un escenario importante se relaciona con las distorsiones espectrales de la inyección de energía temprana, por ejemplo, por partículas en descomposición, la evaporación del agujero negro primordial o la disipación de ondas acústicas creadas por la inflación. En este proceso, los bariones se calientan y transfieren parte de su exceso de energía al baño de fotones CMB ambiental a través de la dispersión Compton . Dependiendo del momento de la inyección, esto provoca una distorsión, que se puede caracterizar utilizando los espectros de distorsión llamados y de tipo. Lo adimensional y${\ estilo de visualización \ mu}$${\ estilo de visualización y}$${\ estilo de visualización \ mu}$${\ estilo de visualización y}$-los parámetros son una medida de la cantidad total de energía que se inyectó en el CMB. Las distorsiones espectrales de CMB, por lo tanto, proporcionan una poderosa prueba de la física del universo primitivo e incluso brindan estimaciones crudas para la época en que ocurrió la inyección. ^[5]

Los mejores límites de observación actuales establecidos en la década de 1990 por el satélite COBE/instrumento FIRAS (COBE/FIRAS) son y tienen un nivel de confianza del 95 %. Dentro de CDM esperamos y , señales que han llegado al alcance de la tecnología actual (ver § Desafíos experimentales y de observación ). Se pueden crear señales de distorsión más ricas, que van más allá de las distorsiones clásicas y , mediante procesos de inyección de fotones, distribuciones de electrones relativistas y durante la transición gradual entre las eras de distorsión y -. La radiación de recombinación cosmológica (CRR) es un excelente ejemplo dentro de CDM${\estilo de visualización |\mu |<9\times 10^{-5}}$${\displaystyle |y|<1.5\times 10^{-5}}$${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle \mu \sim 2\times 10^{-8}}$${\displaystyle y\sim {\rm {few}}\times 10^{-6}}$${\displaystyle \mu }$${\displaystyle y}$${\displaystyle \mu }$${\displaystyle y}$${\displaystyle \Lambda }$que se crea mediante la inyección de fotones a partir de la recombinación de plasma de hidrógeno y helio alrededor de desplazamientos al rojo de .${\displaystyle z\sim 10^{3}-10^{4}}$

Las primeras consideraciones sobre las distorsiones espectrales del CMB se remontan a los primeros días de la cosmología del CMB, comenzando con los artículos fundamentales de Yakov B. Zeldovich y Rashid Sunyaev en 1969 y 1970. Estos trabajos aparecieron solo unos años después de la primera detección del CMB. de Arno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson y su interpretación como eco del Big Bang de Robert H. Dicke y su equipo en 1965. ^{[6] [7]}Estos hallazgos constituyen uno de los pilares más importantes de la cosmología del Big Bang, que predice la naturaleza de cuerpo negro del CMB. Sin embargo, como muestran Zeldovich y Sunyaev, el intercambio de energía con electrones en movimiento puede causar distorsiones espectrales.

Los estudios analíticos pioneros de Zeldovich y Sunyaev se complementaron posteriormente con las investigaciones numéricas de Illarionov y Sunyaev en la década de 1970. Estos trataron el problema de la termalización, incluida la dispersión de Compton y el proceso Bremsstrahlung para una sola liberación de energía. En 1982, Danese y de Zotti reconocieron la importancia de la doble emisión Compton como fuente de fotones con altos desplazamientos al rojo. Las consideraciones modernas sobre las distorsiones espectrales CMB comenzaron con los trabajos de Burigana, Danese y de Zotti y Hu, Silk y Scott a principios de la década de 1990.

Distorsiones espectrales en diferentes épocas cosmológicas. En tiempos muy tempranos, con corrimiento al rojo , cualquier inyección de energía emerge como un cambio de temperatura en el cuerpo negro. A medida que aumenta la edad del Universo, los procesos que llevan a la termalización de las distorsiones CMB a un cuerpo negro se vuelven menos eficientes (bremsstrahlung y dispersión Compton doble cuando , dispersión Compton cuando ). Las distorsiones espectrales también interactúan con épocas distinguidas de la historia cósmica, como la reionización , la recombinación y la nucleosíntesis del Big Bang , como se muestra. Específicamente, durante la época de recombinación (${\displaystyle z>2\times 10^{6}}$${\displaystyle z<10^{6}}$${\displaystyle z<10^{4}}$${\displaystyle \sim 300,000}$años después del Big Bang), las líneas de recombinación cosmológica se imprimen en el CMB como resultado de procesos atómicos fuera del equilibrio durante esa era ^[2]

La distorsión espectral en el fondo cósmico de microondas (CMB) se ve diferente según el momento de la historia del universo en el que se modificó este cuerpo negro. En tiempos muy tempranos , cualquier inyección de energía surge como un cambio de temperatura en el cuerpo negro. Si la inyección de energía es posterior (todavía muy temprano en la historia del Universo), vemos la forma de la distorsión -, mientras que podemos ver una fluctuación más aguda en momentos posteriores, asociada con la distorsión -. Aquí, se inyecta algo de energía en el CMB en el momento definido por el corrimiento al rojo y se representa gráficamente la distorsión resultante.${\displaystyle z>10^{6}}$${\displaystyle \mu }$${\displaystyle y}$${\displaystyle z_{h}}$