radiacion cosmica de fondo y los modelos ... - Cosmofisica

More documents

Recommendations

Info

806040200100 MULTIPOLO L1000 10 10 4MODELO I (CHDM):MATERIA OBSCURA FRIA + CALIENTE(0,7, 0,1, 0,2,0)MODELO II (ΛCHDM):MATERIA OBSCURA FRIA + CALIENTE + Λ(0,2825, 0,05, 0,0175, 0,65)MODELO III (SCDM):MATERIA OBSCURA FRIA "SIMPLE"(0,95, 0,05, 0, 0)El grupo del COBE obtuvo laimagen de las anisotropías dela radiación cósmica de fondo. Perono se proyectó tal registro para medirel diminuto nivel de polarizaciónque la teoría predice para dicharadiación. Así, aunque clavespara la cosmología, los resultadosdel satélite no permitían discriminarentre modelos de formación de estructuras.Además, en sus datos seencontraron características que apartabana la RFM de una distribucióngaussiana, contra todo pronóstico delos partidarios de los modelos de lainflación cósmica. Para tranquilidadde éstos, los análisis posteriores revelaronque la base de datos delCOBE no estaba exenta de sesgossistemáticos. Lo cierto es que se requierenexperimentos de alta resoluciónangular y máxima coberturaespacial para terminar el trabajo iniciadopor el COBE y resolver todoslos interrogantes abiertos.La sonda MAP medirá las pequeñasanisotropías en la RFM en cincofrecuencias, entre los 22 y los 90 gigahertzcon una sensibilidad de 20microkelvin, luego de dos años deintegración. Al igual que en elCOBE, las antenas del MAP mediránvariaciones en la temperatura T,no los valores absolutos de T. Alobservar diferencias de temperaturaentre puntos del cielo separados en141 o , se cancelan la mayoría de lasMODELO IV (TCDM):MATERIA OBSCURA FRIA INCLINADO(0,9, 0,1, 0, 0)MODELO V (ΛSTRINGS):CUERDAS COSMICAS + Λ(0,25, 0,05, 0, 0,7)MODELO VI (OCDM):MATERIA OBSCURA FRIA DE BAJA DENSIDAD(0,45, 0,05, 0, 0)MODELO VII:TEXTURAS GLOBALES(0,95, 0,05, 0, 0)3. ESPECTRO ANGULAR de potencias de las anisotropías en la temperaturade la RFM para siete modelos cosmológicos representativos, junto con datos experimentales.Las barras de error verticales muestran estimaciones con nivel deconfianza del 68 %, mientras que los límites superiores son dados al 95 %. Lasbarras horizontales muestran aproximadamente la incertidumbre en multipolosangulares para cada experimento en particular. [Compilación de datos cortesíade M. Tegmark]. Bajo cada modelo se detallan los valores de los parámetroscosmológicos utilizados en orden (Ω c, Ω B, Ω , Ω ν Λ ,), correspondientes a materiaobscura fría (c), bariones (B), neutrinos (ν, una familia de neutrinos masivos) yconstante cosmológica (Λ). Definimos Ω Bla fracción de bariones en la densidadcrítica. El parámetro de Hubble “h” es siempre 0,5 excepto para OCDM (0,6)y ΛCHDM (0,65). El índice espectral escalar es siempre 1 salvo para TCDMdonde se usó 0,8. Los espectros fueron calculados con el programa CMBFAST,excepto para ΛStrings y texturas globales que son cortesía de U. Seljak.señales espurias. La resolución angulardel MAP, de unos 20 minutosde arco, se traduce en la esperanzade medir los coeficientesC l con barras de error ínfimas, cubriendola región de los tres primerospicos acústicos.Operan ya globos estratosféricosy radiotelescopios terrestres dedicadosa reunir o analizar datos concernientesa la radiación cósmicade fondo. En ese ámbito, las misionesBOOMERanG y MAXIMAya dieron sus frutos. BOOMERanG,un programa conjunto italo-americano,se sirvió de un grupo de bolómetros(detectores de radiación) instaladosen la barquilla de un globoestratosférico. Su misión de 1998aprovechó los vientos antárticos pararealizar un vuelo circular alrededordel polo Sur durante 10 días. Enel verano austral 98/99 barrió frecuenciasdesde los 90 a los 400 gigahertz,complementando el barridoproyectado para el MAP y compitiendocon éste en precisión y resoluciónangular.Con el uso de globos en lugaresfríos y secos se ahorran interferenciasde contaminantes; el vapor deagua de la atmósfera, por ejemplo,emite en microondas. Además, afrecuencias por encima de los 90gigahertz, el contaminante galácticoprincipal es la emisión térmicadel polvo, razón por la cual el trozode cielo que el BOOMERanG seleccionóen el hemisferio meridionalera uno de los más limpios enpolvo galáctico.Desde un principio, la posicióny amplitud de los picos acústicosse consideraron los mejores discriminantesentre los modelos de formaciónde estructuras, como la inflacióny los defectos topológicoscósmicos. La falta de coherenciaen las perturbaciones generadas porla evolución de una red de defectosborra las oscilaciones secundariasdel espectro angular de potencias.INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2001 5
1001010,1(T)C l(S)C lB(T)C l10 100 1000MULTIPOLO LE(S)C lE(T)C l4. POLARIZACION EN LA RFM para dos modelos diferentes. Las curvas naranjay rojas (sin etiquetas) son los espectros angulares correspondientes al modeloΛCHDM, con reionización (línea roja discontinua) y sin ella (línea roja continua).El espectro de fluctuaciones en la temperatura es virtualmente el mismocon ambas historias de ionización (curva naranja). En el modelo de reionización,el universo se reioniza súbitamente a bajo corrimiento al rojo con profundidadóptica Compton de 0,05. Las curvas azules y violetas representan un modelo SCDMpero con una alta contribución de modos tensoriales, con índices espectrales invariantesde escala. Las curvas superiores muestran separadamente las contribucionesa la temperatura por parte de los modos escalares (S) y tensoriales (T).Las curvas de la polarización de tipo E y B generadas por modos tensoriales sonetiquetadas E(T) y B(T) respectivamente. También mostramos en el recuadro unmapa del cielo de 2,5 o × 2,5 o con una simulación (cortesía de M. Zaldarriaga) dela temperatura y la polarización para el modelo SCDM.Además, la determinante contribuciónde los modos tensoriales y rotacionalesdeja poco espacio paralos modos escalares, los únicos queexhiben la necesaria inestabilidadgravitacional que llevará a la formaciónde estructuras astrofísicasy que son los responsables de losprincipales picos del espectro.Actualmente, a los modelos mássimples de defectos topológicos noles va muy bien. Lo que no dejade tener su punto de ironía, si recordamosque en los defectos topológicosveían Yaakov Zel’dovichy Thomas Kibble, a mediados delos setenta y antes del advenimientode la inflación, las semillas de laformación de estructuras.En lo que concierne a los datosobservacionales de la RFM recogidos,hay una cosa cierta: existeun primer pico en amplitud de δT lde unos 80 microkelvin recientementedetectado por las misionesBOOMERanG, MAXIMA y DASI.Se hallan luego otros picos secundariosde menor amplitud y finalmenteun decrecimiento paramultipolos mayores verificado porel ingenio “Captador de Imágenesdel Fondo Cósmico” (CBI). A lasescalas angulares más pequeñas, elespectro de la RFM pierde amplitudde forma abrupta. En efecto,en 1968 Joseph Silk mostró que,durante el tiempo de la última difusióny debido al acoplamientoimperfecto entre los bariones y laRFM, las perturbaciones menoresque la longitud de difusión de losfotones se amortiguarían exponencialmente.(Las refinadas observacionesde BOOMERanG y MA-XIMA indican que nuestro universoes espacialmente plano.)Pronto se comprendió que las anisotropíasen la temperatura de laradiación de fondo no eran el únicobanco de pruebas para explorar eluniverso temprano. Había que detectary estudiar la polarización dela radiación cósmica de fondo, correlacionartemperatura y polarización,acometer rastreos ópticos yde corrimiento hacia el rojo de galaxias,levantar censos de camposde velocidades astrofísicos y observarsupernovas de tipo Ia.Martin Rees consideró, ya en1968, la posibilidad de unaRFM polarizada. Transcurridos másde treinta años, seguimos sin detectarel campo de polarización.Nuevos ensayos en globos, en elmarco del proyecto BOOMERanG,contarán con detectores sensiblesa la polarización y pondrán a pruebanuevas técnicas a emplear en lasonda europea Planck. La sondaMAP también contará con estosdetectores y tendrá una sensibilidadsuperior a los 10 microkelvinen sus canales de baja frecuencia.La polarización constituye un testimportante para los modelos cosmológicos,a la vez que nos ayudaráa recorrer la historia de ionizacióndel universo. Surge exclusivamentede la interacción entre fotones de laRFM y electrones libres. Por tanto,la polarización sólo pudo generarsedurante la última difusión. Su amplituddepende de la duración delproceso de desacople y, a diferenciade las fluctuaciones en la temperatura,no se resentirá de las variacionesdel potencial gravitatorio. Medicionesfuturas de la polarizaciónproveerán un panorama claro de lasinhomogeneidades presentes en eluniverso a unos 400.000 años de lagran explosión.Para entender el proceso de polarizaciónde la radiación de fondo,conviene dejar bien claros algunospuntos. Primero, la energía de losfotones es pequeña, comparada conla masa de los electrones. La frecuenciade la RFM no cambia enla interacción, ya que el retrocesode los electrones es despreciable.Segundo, el cambio en la polarización(esto es, en la orientación delcampo eléctrico oscilante de la radiación)ocurre debido a una transiciónllamada difusión Thomson.La probabilidad de transición porunidad de tiempo es proporcional alcuadrado del producto escalar entrelas direcciones de polarizaciónantes y después de la transición. Olo que es lo mismo, se privilegiarála dirección de polarización inicial.Tercero, un campo eléctrico osci-6 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2001
Page 1 and 2: Radiación de fondoy modelos cosmol
Page 3: los observables más importantes ae

radiacion cosmica de fondo y los modelos ... - Cosmofisica

You also want an ePaper? Increase the reach of your titles

Delete template?

Save as template?