En la teoría cosmológica moderna , la amortiguación por difusión , también llamada amortiguación por difusión de fotones , es un proceso físico que redujo las desigualdades de densidad ( anisotropías ) en el universo temprano , haciendo que el universo mismo y la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) sean más uniformes. Aproximadamente 300.000 años después del Big Bang , durante la época de la recombinación , los fotones de difusión viajaron desde las regiones cálidas del espacio a las frías, igualando las temperaturas de estas regiones. Este efecto es responsable, junto con las oscilaciones acústicas bariónicas , el efecto Doppler ylos efectos de la gravedad sobre la radiación electromagnética , para la eventual formación de galaxias y cúmulos de galaxias , siendo estas las estructuras dominantes a gran escala que se observan en el universo. Es una amortiguación por difusión, no por difusión. [1]
La fuerza de la amortiguación por difusión se calcula mediante una expresión matemática para el factor de amortiguación , que figura en la ecuación de Boltzmann , una ecuación que describe la amplitud de las perturbaciones en el CMB. [2] La fuerza de la amortiguación de la difusión se rige principalmente por la distancia que recorren los fotones antes de ser dispersados (longitud de difusión). Los efectos principales sobre la longitud de difusión provienen de las propiedades del plasma en cuestión: diferentes tipos de plasma pueden experimentar diferentes tipos de amortiguación por difusión. La evolución de un plasma también puede afectar el proceso de amortiguación. [3] La escala en la que trabaja la amortiguación por difusión se llama escala de seda y su valor corresponde al tamaño de las galaxias de la actualidad. La masa contenida en la escala de la Seda se llama masa de la Seda y corresponde a la masa de las galaxias. [4]
Introducción
La amortiguación por difusión tuvo lugar hace unos 13.800 millones de años, [6] durante la etapa del universo temprano llamada recombinación o desacoplamiento materia-radiación . Este período ocurrió unos 320.000 años después del Big Bang . [7] Esto es equivalente a un corrimiento al rojo de alrededor de z = 1090. [8] La recombinación fue la etapa durante la cual átomos simples , por ejemplo, hidrógeno y helio , comenzaron a formarse en el enfriamiento, pero aún muy caliente, sopa de protones , electrones y fotones que componían el universo. Antes de la época de la recombinación, esta sopa , un plasma , era en gran parte opaca a la radiación electromagnética de los fotones. Esto significaba que los protones y electrones dispersaban los fotones permanentemente excitados con demasiada frecuencia para viajar muy lejos en línea recta. [9] Durante la época de la recombinación, el universo se enfrió rápidamente a medida que los núcleos atómicos capturaron electrones libres; los átomos se formaron a partir de sus partes constituyentes y el universo se volvió transparente: la cantidad de dispersión de fotones disminuyó drásticamente. Dispersándose menos, los fotones podrían difundir (viajar) distancias mucho mayores. [1] [10] No hubo una amortiguación de difusión significativa para los electrones, que no podían difundirse tan lejos como los fotones en circunstancias similares. Por tanto, toda la amortiguación por difusión de electrones es insignificante en comparación con la amortiguación por difusión de fotones. [11]
Las perturbaciones acústicas de las fluctuaciones de densidad iniciales en el universo hicieron que algunas regiones del espacio fueran más calientes y más densas que otras. [12] Estas diferencias de temperatura y densidad se denominan anisotropías . Los fotones se difundieron desde las regiones calientes y sobredensas del plasma a las frías y subdensas: arrastraron a los protones y electrones: los fotones empujaron a los electrones y estos, a su vez, tiraron de los protones por la fuerza de Coulomb . Esto hizo que se promediaran las temperaturas y densidades de las regiones cálidas y frías y el universo se volvió menos anisotrópico (característicamente variado) y más isotrópico (característicamente uniforme). Esta reducción de la anisotropía es la amortiguación de la amortiguación por difusión. La amortiguación por difusión amortigua así las anisotropías de temperatura y densidad en el universo temprano. Con materia bariónica (protones y electrones) escapando de las áreas densas junto con los fotones; las desigualdades de temperatura y densidad se amortiguaron adiabáticamente . Es decir, las proporciones de fotones a bariones permanecieron constantes durante el proceso de amortiguación. [3] [13] [14] [15] [16]
La difusión de fotones se describió por primera vez en el artículo de 1968 de Joseph Silk titulado "Radiación cósmica de cuerpo negro y formación de galaxias", [17] que se publicó en The Astrophysical Journal . Como tal, la amortiguación por difusión a veces también se denomina amortiguación de seda , [5] aunque este término puede aplicarse solo a un posible escenario de amortiguación. [11] [18] [19] La amortiguación de la seda recibió el nombre de su descubridor. [4] [19] [20]
Magnitud
La magnitud de la amortiguación por difusión se calcula como un factor de amortiguación o factor de supresión , representado por el símbolo, que figura en la ecuación de Boltzmann , una ecuación que describe la amplitud de las perturbaciones en el CMB. [2] La fuerza de la amortiguación de la difusión se rige principalmente por la distancia que recorren los fotones antes de ser dispersados (longitud de difusión). Lo que afecta la longitud de difusión son principalmente las propiedades del plasma en cuestión: diferentes tipos de plasma pueden experimentar diferentes tipos de amortiguación por difusión. La evolución de un plasma también puede afectar el proceso de amortiguación. [3]
- [2]
Dónde:
- es el tiempo conforme .
- es la "profundidad óptica diferencial para la dispersión de Thomson". La dispersión de Thomson es la dispersión de radiación electromagnética (luz) por partículas cargadas como los electrones. [2]
- es el número de onda de la onda que se está suprimiendo. [21]
- es la función de visibilidad . [2]
El factor de amortiguación , cuando se incluye en la ecuación de Boltzmann para la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), reduce la amplitud de las perturbaciones:
- [2]
Dónde: [2] [22]
- es el tiempo conforme al desacoplamiento.
- es el "monopolo [perturbación] de la función de distribución de fotones" [2]
- es un "potencial gravitacional [perturbación] en el calibre newtoniano". El calibre newtoniano es una cantidad con importancia en la Teoría General de la Relatividad . [2]
- es la temperatura efectiva.
Los cálculos matemáticos del factor de amortiguación dependen de , o la escala de difusión efectiva , que a su vez depende de un valor crucial, la longitud de difusión ,. [23] La longitud de difusión se refiere a la distancia que viajan los fotones durante la difusión y comprende un número finito de pasos cortos en direcciones aleatorias. El promedio de estos pasos es el camino libre medio de Compton , y se denota por. Como la dirección de estos pasos se toma al azar, es aproximadamente igual a , dónde es el número de pasos que da el fotón antes del tiempo conforme en el desacoplamiento (). [3]
La longitud de difusión aumenta en la recombinación porque lo hace el camino libre medio, con menos dispersión de fotones; esto aumenta la cantidad de difusión y amortiguación. El camino libre medio aumenta porque la fracción de ionización de electrones ,, disminuye a medida que el hidrógeno ionizado y el helio se unen a los electrones cargados libres. A medida que esto ocurre, el camino libre medio aumenta proporcionalmente:. Es decir, el camino libre medio de los fotones es inversamente proporcional a la fracción de ionización de electrones y la densidad del número bariónico (). Eso significa que cuantos más bariones había y más ionizados estaban, más corto podía viajar el fotón promedio antes de encontrar uno y dispersarse. [3] Pequeños cambios en estos valores antes o durante la recombinación pueden aumentar considerablemente el efecto de amortiguación. [3] Esta dependencia de la densidad de bariones por difusión de fotones permite a los científicos utilizar el análisis de la última para investigar la primera, además de la historia de la ionización. [23]
El efecto de la amortiguación de la difusión aumenta en gran medida por el ancho finito de la superficie de la última dispersión (SLS). [24] El ancho finito del SLS significa que los fotones CMB que vemos no fueron todos emitidos al mismo tiempo, y las fluctuaciones que vemos no están todas en fase. [25] También significa que durante la recombinación, la longitud de difusión cambió drásticamente, a medida que se desplazó la fracción de ionización. [26]
Dependencia del modelo
En general, el amortiguamiento de la difusión produce sus efectos independientes del modelo cosmológico que se está estudiando, enmascarando así los efectos de otros fenómenos dependientes del modelo . Esto significa que sin un modelo preciso de amortiguación de la difusión, los científicos no pueden juzgar los méritos relativos de los modelos cosmológicos, cuyas predicciones teóricas no pueden compararse con los datos de observación, ya que estos datos se ven oscurecidos por los efectos de amortiguación. Por ejemplo, los picos en el espectro de potencia debidos a oscilaciones acústicas se reducen en amplitud por amortiguación de difusión. Esta desamplificación del espectro de potencia oculta características de la curva, características que de otro modo serían más visibles. [27] [28]
Aunque la amortiguación de difusión general puede amortiguar las perturbaciones en la materia oscura sin colisiones simplemente debido a la dispersión de fotones, el término amortiguación de seda se aplica solo a la amortiguación de modelos adiabáticos de materia bariónica, que se acopla a los fotones en difusión, no a la materia oscura , [11] y se difunde con ellos. [18] [19] La amortiguación de la seda no es tan significativa en los modelos de desarrollo cosmológico que postulan fluctuaciones tempranas de isocurvatura (es decir, fluctuaciones que no requieren una proporción constante de bariones y fotones). En este caso, los aumentos en la densidad de bariones no requieren un aumento correspondiente en la densidad de fotones, y cuanto menor sea la densidad de fotones, menos difusión habrá: a menor difusión, menor amortiguación. [16] La difusión de fotones no depende de las causas de las fluctuaciones iniciales en la densidad del universo. [23]
Efectos
Velocidad
La amortiguación se produce en dos escalas diferentes y el proceso funciona más rápidamente en rangos cortos que en distancias más largas. Aquí, una longitud corta es aquella que es menor que la trayectoria libre media de los fotones. Una distancia larga es aquella que es mayor que el camino libre medio, aunque todavía menor que la longitud de difusión. A menor escala, las perturbaciones se amortiguan casi instantáneamente. A mayor escala, las anisotropías disminuyen más lentamente, con una degradación significativa que ocurre dentro de una unidad de tiempo de Hubble . [11]
La escala de seda y la masa de seda
La amortiguación de difusión disminuye exponencialmente las anisotropías en el CMB en una escala (la escala de seda ) [4] mucho menor que un grado , o menor que aproximadamente 3 megaparsecs . [5] Esta escala angular corresponde a un momento multipolar . [15] [29] La masa contenida en la escala de seda es la masa de seda . Evaluaciones numéricas de los resultados del rendimiento en masa de la seda en el orden demasas solares en la recombinación [30] y en el orden de la masa de una galaxia actual o un cúmulo de galaxias en la era actual. [4] [11]
Los científicos dicen que la amortiguación por difusión afecta los ángulos pequeños y las anisotropías correspondientes. Otros efectos operan en una escala llamada intermedia o grande . Las búsquedas de anisotropías a pequeña escala no son tan difíciles como las de mayor escala, en parte porque pueden emplear telescopios terrestres y sus resultados pueden predecirse más fácilmente con los modelos teóricos actuales. [31]
Formación de galaxias
Los científicos estudian la amortiguación de la difusión de fotones (y las anisotropías del CMB en general) debido a la percepción que el sujeto proporciona sobre la pregunta: "¿Cómo surgió el universo?". Específicamente, se supone que las anisotropías primordiales en la temperatura y la densidad del universo son las causas de la formación posterior de estructuras a gran escala. Así, fue la amplificación de pequeñas perturbaciones en el universo previo a la recombinación lo que se convirtió en las galaxias y los cúmulos de galaxias de la era actual. La amortiguación de la difusión hizo que el universo fuera isótropo a distancias del orden de la escala de la seda. Que esta escala se corresponda con el tamaño de las galaxias observadas (cuando se tiene en cuenta el paso del tiempo) implica que el amortiguamiento de la difusión se encarga de limitar el tamaño de estas galaxias. La teoría es que los grupos de materia en el universo temprano se convirtieron en las galaxias que vemos hoy, y el tamaño de estas galaxias está relacionado con la temperatura y la densidad de los grupos. [32] [33]
La difusión también puede haber tenido un efecto significativo en la evolución de los campos magnéticos cósmicos primordiales , campos que pueden haber sido amplificados con el tiempo para convertirse en campos magnéticos galácticos. Sin embargo, estos campos magnéticos cósmicos pueden haber sido amortiguados por difusión radiativa: así como las oscilaciones acústicas en el plasma fueron amortiguadas por la difusión de fotones, también lo fueron las ondas magnetosónicas (ondas de iones que viajan a través de un plasma magnetizado). Este proceso comenzó antes de la era del desacoplamiento de neutrinos y terminó en el momento de la recombinación. [30] [34]
Ver también
- Cronología del universo
- Joseph Silk
- Difusión de fotones
- Cronología de las teorías cosmológicas
Notas
Referencias
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enlaces externos
- Amortiguación de difusión explicada en una "Guía de viaje de 1997 para la física del CMB" por Wayne Hu