en la parte de arriba de la imágen se muestra un mapa del cielo del universo hace 13.7 mil millones de años los diferentes colores corresponden a fluctuaciones de temperatura (+/- 200 milikelvins) en el fondo cómico de microondas la parte baja de la imágen muestra una manera conveniente de analizar estos datos que es relizándo una transformación armónica esférica angular,la temperatura resultante del espectro de potencia es graficada en contra del orden del armónico esférico.Crédito: , NASA LAMBDA; , Courtesy of the WMAP Science Team/Astrophys. J. Suppl.
Las fluctuaciones en el CMB (ver Fig , arriba) se originan principalmente en la época llamada de la última dispersión, que se produjo alrededor de 400, 000 años después del Big Bang (un corrimiento al rojo de z~ 1000) cuando la temperatura se enfrió lo suficiente para que los electrones y los núcleos formaran átomos que eran en su mayoría transparente a el fondo de fotones. Las concentraciones de masas que actúan como lentes gravitatorias se encuentran aproximadamente a medio camino entre nosotros y la fuente del CMB (corrimiento al rojo de z ~ 2). Su tamaños característicos son de ~ 300 megaparsecs, el cuál es la escala del pico del espectro de potencia de la materia espacial del universo. Los resultántes pozos de potencial gravitatoriodesvían los fotones en el fondo de microondas, en promedio, sólo unos 3 minutos de arco, por lo que se espera que el espectro de potencia angular del CMB sólo se vea afectado en estos ángulos pequeños. De hecho, la lente mancha al espectro de potencia en esta escala y conduce a una supresión de los pequeños rasgos inherentes a las fluctuaciones del CMB. (Las lentes gravitacionales estáticas no pueden generar fluctuaciones del CMB, sino sólo modificar cualquier fluctuación que ya están presentes.) Sin embargo, el potencial efecto de lente característica tiene un tamaño angular de ~ 2 grados. Como resultado, los ángulos de desviación también se correlacionan en una escala angular de ~ 2 grados.
En principio, la medición de las distorsiones en el CMB causada por las lentes ofrecerían una manera de inferir la distribución de materia en el universo. El problema es que tanto las fluctuaciones en el CMB y la dispersión de la materia son distribuciones aleatorias y desenredar las dos es, por decir lo menos,un reto. Las fluctuaciones intrínsecas del CMB tienen un espectro muy cerca Gaussiano, mientras que los potenciales de las lentes están determinados por la distribución de masa a gran escala, que también están cerca de ser Gaussiana. La lente del fondo de microondas, por el contrario, es proporcional al producto de estas dos distribuciones y por lo tanto, es claramente no gaussiana. Debido a que las fluctuaciones del CMB a pequeña escala están físicamente no correlacionadas con las relativamente cercanas masas lentes, la pequeña escala de tres puntos de la función correlación se anula idénticamente (o al menos es muy pequeña). La función de cuatro puntos es la más baja de orden superior, función de correlación del CMB que tiene una importante componente no gaussiana y es esta característica no gaussiana la que permitió al equipo del ACT para detectar el componente de lentes de las fluctuaciones del CMB en sus datos.
Las características más destacadas del espectro de potencia angular del CMB esencialmente una transformación armónica esférica del CMB-son los picos acústicos (ver Fig., abajo). Estos fueron generados por las oscilaciones en el plasma barión-fotón, poco antes de la época de la recombinación el tiempo tras el cual los electrones libres se combinaron con los protones y los núcleos de helio para formar átomos neutros y los fotones de la radiación de fondo se desacoplaron de la materia. Los picos indican un exceso de fluctuaciones en el CMB en esta particular escala. (Las observaciones recientes tanto del Telescopio del Polo Sur [ ver aquí] y el ACT[ ver aquí] han permitido que los picos acústicos en el espectro de potencias del CMB sean detectados para un orden armónico esférico l ~ 3000 correspondientes a escalas angulares de ~ 0. 06 grados.) El efecto de lente gravitacional en el espectro de potencia es ampliar y atenuar los picos acústico en escalas angulares menores que 0. 2 grados (l> 1000). De hecho, hay evidencia de esto, aunque en una certeza por debajo del nivel 3 σ(sigma) [ ver aquí ]. Una detección más precisa de lentes del CMB se llevó a cabo mediante la correlación de la estructura a pequeña escala en el CMB con trazadores de las masas de lente, como las radiogalaxias y luminosas galaxias rojas [ ver aquí y aquí ]. Sin embargo, la detección más importante hasta ahora se llevó a cabo mediante la explotación de la propiedad no gaussiana de la función de correlación por el efecto de lente inducido de 4 puntos como se mencionó anteriormente. Incluso esta técnica requirió cuidadosamente aislar la señal del lente no gaussiana de las componentes Gaussianas en la función de 4 puntos, que es un orden de magnitud mayor. La detección fue sólo significativa en el nivel 4σ(sigma) , sin embargo, fue suficiente para que Blake D.Sherwin dedujera la presencia de energía oscura, en un nivel 3 .2 σ (sigma), todo a partir de mediciones del CMB...
Las mediciones de lentes actuales no son particularmente útiles como una determinación de alta precisión de las propiedades del universo a gran escala. Observaciones directas, tales como la relación distancia-corrimiento al rojo de las supernovas [ veraquí ] y la presencia de las fluctuaciones del CMB generadas por el colapso a gran escala de concentraciones de materia oscura (el efecto integrado Sachs-Wolfe) [ ver aquí ] y observaciones indirectas, incluyendo la detallada estructura del espectro de potencia del CMB [ ver aquí ], han suministrado fuerte evidencia de la existencia de la energía oscura. Tal vez el significado primario de los resultados actuales es ser el primero de lo que prometen ser muchas mediciones de lente más precisa del CMB. Resultados similares desde el Telescopio del Polo Sur son inminentes y la Misión Satélite Planck [ ver aquí ], sin duda, dará mediciones más precisas de lente en el CMB. Este último es uno de los muchos telescopios que, en la próxima década, es probable que detecte el lente del espectro de polarización del CMB. Hay mucha más información en el lente de la polarización, además, las lentes tienen un efecto mayor en el espectro de la polarización, la cuál en sí misma es relativamente limpia de contaminación de primer plano. Por último, hay muchos otros tipos de observaciones del CMB que nos ayudará a entender el cosmos. Estos incluyen los modos de polarización del campo eléctrico y magnético del CMB, el efecto integrado de Sachs-Wolfe, y las fluctuaciones en el CMB causadas por la dispersión Compton inversa de los fotones del gas caliente, ionizado en los cúmulos de galaxias (los efectos térmico y cinético Sunyaev-Zel "dovich ).
Blake D. Sherwin no Infiere que el contenido de la energía oscura del universo, hecho por cualquier medio sea el único objetivo de tales medidas. Futuras observaciones del CMB permitirán a los cosmólogos determinar la mayoría de los parámetros cosmológicos con una precisión sin precedentes y nos informarán acerca de cómo la masa, tanto la materia bariónica,y la materia oscura están distribuida en el universo. Estas mediciones también proporcionarán restricciones significativas en la masa del neutrino, el número de partículas relativistas presentes en la época de la recombinación, la abundancia de helio primordial, y la inyección de más fotones ionizantes por la auto-aniquilación de la materia oscura. Incluso pueden limitar significativamente las constantes fundamentales de la física [ ver aquí ].
Por último, hay que comentar sobre la caracterización actual de la cosmología como la "gran ciencia". El descubrimiento fortuito de la radiación cósmica de fondo por Arno Penzias y Robert Wilson, que pasó hace 46 años. Dos jóvenes profesores en Princeton, Peter Roll y Wilkinson Dave, ya habían construido un pequeño radiómetro de microondas en busca del CMB y, de hecho, lo detectaron unos meses más tarde. Muchos más experimentos relativamente pequeños fueron construidos en los próximos 25 años en busca de las predichas fluctuaciones en el CMB y para confirmar su espectro de cuerpo negro. En 1990, la misión del satélite COBE confirmó espectacularmente esto último y dos años más tarde detectó, por primera vez, las pequeñas fluctuaciones intrínsecas en el CMB. Las últimas dos décadas han visto muchos más instrumentos de complejidad creciente hasta hoy, cuando la investigación del CMB en verdad debe ser clasificada como la gran ciencia. El número de autores en los documentos presentados en este artículo son no menos de 41 , mientras que el número de autores en los documentos que hacen referencia al Telescopio del Polo Sur y la Misión Planck son 44 y 272, respectivamente. Ya no por mucho tiempo pueden dos o tres científicos diseñar y construir un instrumento y a continuación, recoger, analizar e interpretar los datos. La experiencia necesaria en el diseño y la fabricación de instrumentos, la recopilación de datos, análisis numérico, y la interpretación es enorme e implica necesariamente un gran número de científicos e ingenieros con experiencia en muchas áreas diferentes. A pesar de que esta evolución era tal vez esperada, se puede recordar con cariño el momento en que la cosmología era todavía el esfuerzo de una sola mesa.
artículo del astrónomo Stephen Boughn para physics.aps.
fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v4/53
