detección del movimiento de las galaxias a partir del CMB.

Las observaciones del camino de la luz dispersada por los grandes cuerpos astrofísicos proporciona una confirmación independiente del modelo estándar de la cosmología.

El fondo cósmico de microondas (CMB)-la reliquia de fotones de las primeras etapas del universo-está bien establecido como una prueba precisa de la cosmología, el cual proporciona una imagen clara del universo cuando tenía 1/1000 de su tamaño actual. Una nueva generación de experimentos, ahora hace posible utilizar también el CMB para sondear estructuras a gran escala, como galaxias y cúmulos de galaxias, en aquellas partes del universo que están relativamente cerca. En Physical Review Letters [ ver aquí ], un equipo internacional de investigadores encabezados por Nick Hand informan de que han sido capaces de detectar la tendencia de los grandes cúmulos de materia a moverse los unos hacia los otros con los datos del CMB recogidos por el Telescopio Atacama Cosmología (ACT) y con un gran catálogo de galaxias recopiladas por el Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), un experimento diseñado para detectar las huellas de las primeras ondas de sonido del universo en la distribución de galaxias locales. Mediciones como éstas proporcionan nuevas pruebas de la gravedad a grandes escalas, así como una perspectiva diferente sobre la energía oscura, la extraña forma de densidad de energía que parece impulsar la expansión acelerada del universo.


Las mediciones del CMB han avanzado en la sensibilidad y resolución angular, hasta el punto en que ahora es posible no sólo caracterizar la densidad de fluctuaciones que existían en el universo temprano, sino también medir las sutiles distorsiones del CMB causadas por los fotones que interactúan con grupos grandes de materia en el universo relativamente local. En comparación con otros métodos de observación de la distribución de galaxias, las mediciones del CMB son sensibles a diferentes aspectos de los procesos de formación de estructuras y en diferentes épocas cósmicas, y por lo tanto, son complementarias pruebas de cosmología. Uno de tales ejemplos es el efecto de lente gravitacional del CMB, donde la gravedad de las fluctuaciones de densidad a gran escala distorsiona y agranda las anisotropías de temperatura impresas en el universo temprano. La primera detección de este efecto [ ver aquí ] utilizó datos de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe [ ver aquí ]. Mediciones posteriores por parte del ACT [ver aquí y aquí] y el Telescopio del Polo Sur (SPT) [ ver aquí ] mejoraron esta medida.

fig nº 1, el Atacama Space Telescope observa el movimiento de grandes masas tales como los cúmulos de galaxias ,trás detectar el corrimiento de frecuencia en el fondo cómico de microondas el cual se dispersa inelásticamente debido al movimiento de las masas.La luz dispersada desde un cúmulo de galaxias que se aleja del observador es corrida a más largas longitudes de ondas (más fría o corrimiento al rojo).Los cúmulos de galaxias que se mueven hacia el observador dispersan la luz a más cortas longitudes de ondas(más caliente o corrimiento al azul).Crédito.APS/Alan Stonebraker: (Top) ESO; (Bottom) ESA/Hubble/NASA.

Además de experimentar los efectos de la gravedad, los fotones del universo temprano pueden inelásticamente dispersarse (dispersión Compton) con los electrones libres que se encuentran en los gases altamente ionizados en el universo local, un proceso que generalmente se conoce como el efecto Sunyaev-Zel'dovich [ ver aquí ]. Cuando la interacción es entre los fotones relativamente fríos del CMB y los calientes electrones calentados por la compresión gravitacional,esto se conoce como el efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich, y ha sido bien estudiado en las últimas décadas. En los últimos años, el SPT, el ACT, y el satélite Planck han utilizado el efecto para descubrir nuevos cúmulos masivos de galaxias en los mapas del CMB [ver aquí,aqui y aquí].

Los fotones también pueden dispersarse a partir de nubes de electrones con una velocidad mayor, pero este llamado efecto cinemático
Sunyaev-Zel'dovich nunca antes ha sido detectado. La fuente del efecto es que las nubes de electrones que se mueven alejándose del observador darán lugar a un ligero desplazamiento al rojo de los fotones dispersados, mientras que las nubes moviéndose hacia el observador causaran un ligero corrimiento hacia el azul (ver Fig. 1). La magnitud de este efecto es del orden de v/c (~10^-3, basados en lo que se conoce acerca de la mayoria de los flujos cosmológicos) veces la probabilidad de dispersión (~ 1% para un cúmulo de galaxias). Lo que esto significa para un CMB con una temperatura media de 2.73 Kelvin es que los fotones serán desplazados por el orden de los µK. Los resultados recientes de Nick Hand utiliza la combinación de datos del ACT y el experimento BOSS para ofrecer la primera detección de este efecto.


El enfoque de Hand para detectar el efecto es bastante robusto. Las galaxias y cúmulos de galaxias son las regiones de mayor densidad de masa, por lo que las galaxias o cúmulos de galaxias que están cerca las unas de las otras deberían atraerse entre ellas. Teniendo en cuenta esto un observador que mira a dos galaxias que esten cerca la una a la otra, debería ver a la más lejana a uno moviéndose hacia la más cercana a uno (hacia el observador), mientras que la galaxia más cercana se vería alejandose del observador. Los electrones libres asociados a cada galaxia deberían, igualmente, tener velocidades opuestas, lo que lleva a una anticorrelación distinta entre las temperaturas observadas del fondo de microondas en la localización de estas galaxias. El signo del efecto está bien definido (el objeto más distante debe ser desplazado al azul en comparación con el menos distante a uno), y la dependencia espacial también se puede predecir (más ampliamente separados pares deberían tener menos velocidad relativa), por lo que aunque la señal para cualquier par de galaxias es pequeña,se pueden promediar las mediciones sobre muchos pares para producir una detección.

Después de promediar más de 5000 galaxias, Hand de hecho encuentra una clara detección del efecto cinético Sunyaev-Zel'dovich, con una amplitud que está de acuerdo con las expectativas de las simulaciones de la estructura a gran escala en el universo. Dado que es una prueba cosmológica independiente, la detección es un gran éxito para el modelo cosmológico, el cual supone que hay una mezcla de la materia oscura y energía oscura. Las alternativas a la energía oscura y materia oscura a menudo predicen una tasa de crecimiento diferente para las estructuras cósmicas de lo que es predicha por el modelo cosmológico estándar;. El trabajo de Hand proporciona un medio para poner a prueba estas ideas. Sus resultados también señalan el camino hacia una nueva prueba de la gravedad y la cosmología. Con mapas más sensibles del CMB y con los próximos sondeos de amplias áreas de galaxias las cuales se extienden a un mayor desplazamiento hacia el rojo, será posible medir directamente la aceleración gravitacional a grandes separaciones. Estas mediciones permitirán probar la relatividad general a escalas muy grandes [ ver aquí].


Los experimentos del CMB siguen mejorando y perfeccionando nuestra comprensión del universo temprano y nos están ayudando a buscar la firma de la radiación gravitacional desde los primeros momentos del universo. También podemos esperar una rápida mejora en las mediciones del CMB del universo local. El experimento SPT tiene un conjunto existente de datos grande que es muy adecuado para este propósito, y ambos el SPT y el ACT han completado mejoras importantes para mejorar su sensibilidad y la velocidad con la que pueden mapear porciones del universo. Por lo tanto, a medida que aprendemos más sobre los primeros momentos del universo, también podemos obtener nuevos puntos de vista del universo de hoy en día.





artículo del físico Gilbert P. Holder para Physics.aps.






fuente de la información:





http://physics.aps.org/articles/v5/81

neutrinos estériles dejan huellas fantasmales en el cosmos.

Los neutrinos estériles, partículas hipotéticas tan esquivas que pueden escapar hacia otras dimensiones finalmente se podrían observar.

Si se confirma su existencia, podrían explicar la materia oscura y podrían señalar el camino a otras partículas exóticas que no encajan en el modelo estándar de la física.
Este modelo es la mejor idea de los físicos de cómo las partículas interactúan con tres de las cuatro fuerzas fundamentales: el electromagnetismo y las fuerzas nucleares fuerte y débil. "Hasta ahora no tenemos ninguna medida convincente de alguna partícula que no participe en las interacciones del modelo estándar", dice Tom Weiler de la Universidad de Vanderbilt en Nashville, Tennessee.
Los Neutrinos estériles, por contraste, serían impermeables a estas fuerzas y sensibles sólo a la gravedad, una fuerza que se encuentra fuera de la jurisdicción del modelo estándar. "Quién encuentre la primera de tales partículas estaría abriendo una ventana a la posibilidad de un nuevo conjunto de partículas", dice Weiler. Estas incluyen al gravitón, señalado de llevar a la fuerza gravitacional.
Debido a que los neutrinos estériles sólo interactúan con la gravedad, la más débil de las cuatro fuerzas, ellos no están fuertemente acoplados a la materia en nuestro universo. Algunas teorías sugieren que esto permitiría a los neutrinos estériles escapar de las tres dimensiones espaciales que nos son familiares. Si eso le sucede tambien a los gravitones, podría explicar por qué la gravedad es tan débil. "Podría ser que al encontrar un neutrino estéril, también estaríamos encontrando una prueba de dimensiones extra", dice Weiler.
¿Entonces por qué los físicos piensan que los neutrinos estériles podrían existir? Una de las razones es que podrían servir de contraste para los neutrinos ordinarios - las partículas subatómicas que vienen en tres tipos (ver diagrama abajo). Los tres tipos tienen spin a la izquierda - un misterio, ya que cualquier otro tipo conocido de partícula subatómica pueden tener spin a la izquierda o a la derecha.Si los neutrinos estériles tuvieran spin a la derecha, equilibrarían a sus hermanos con spin a la izquierda. El hecho de que los neutrinos estériles sólo interactúan a través de la gravedad también los convierte en candidatos para explicar la materia oscura, el elusivo pegamento adicional gravitacional que parece tener las galaxias y otras estructuras cósmicas juntas.


los tres tipos de neutrinos conocidos podrían ser balanceados por un cuarto tipo el neutrino estéril.


Pero la búsqueda de evidencia de las partículas ha sido difícil, por decir lo menos. En las últimas dos décadas se ha visto una montaña rusa de mediciones experimentales alternativamente impulsándo y frenándo el caso del neutrino estéril . Muchos de los giros y vueltas se basan en torno a las observaciones de un tipo de neutrino ordinario convirtiéndose en otro a un ritmo inesperado, lo que sugiere que pudiera haber pasado por una fase intermedia estéril.
Ahora el juego de esconderse y buscar puede estar llegando a su fin. Tres líneas independientes de evidencia están empezando a apuntalar el caso de los neutrinos estériles. "Todas están apuntando en la misma dirección", dice David Spergel de la Universidad de Princeton. Todos los nuevos estudios implican observaciones del cielo o del chorro de neutrinos provenientes desde el espacio.
Una línea de evidencia sugiere que los neutrinos estériles suavizaron acumulaciones de materia (grupos) en el universo temprano. Estos grupos comenzaron como fluctuaciones cuánticas en una sopa de partículas y radiación que llenó el espacio justo después del Big Bang. Gracias a la gravedad, los grupos crecieron con el tiempo, llegando a ser las galaxias.
La luz más antigua que podemos detectar la radiación cósmica de fondo, muestra una instantánea de la estructura del universo cuando tenía unos 380.000 años. Las mediciones anteriores de esta luz hechas por la Sonda de la NASA Wilkinson Microwave Anisotropy dieron a entender que estos grupos eran menos agrupados de lo esperado, suponiendo que sólo habían tres tipos de neutrinos ordinarios. Ahora, el Telescopio Atacama Cosmología en Chile y el Telescopio del Polo Sur lo han confirmado en una resolución más alta, Spergel lo informó en una conferencia en honor de Stephen Hawking en Cambridge, Reino Unido (ver aquí). "Una manera de entender eso es si tenemos más especies de neutrinos", dice Spergel.
Los neutrinos de cualquier clase apenas interactúan con la materia, lo que significa que no se dejan atrapar por los grupos, sino que simplemente salieron a toda velocidad hacia el espacio. El resultado es que se suavizan las diferencias entre una parte del universo y otro. "Están contribuyendo a la energía total del universo, pero no se quedan en pozos gravitacionales, por lo que no contribuyen al crecimiento de las estructuras", dice Spergel.
Los resultados no son estadísticamente significativos por el momento, pero las ultra-agudas observaciones del telescopio Planck de la Agencia Espacial Europea, , el cual se lanzó en el 2009, deberían revelar este suavizado en el 2013 si está allí.
Las distancias entre las galaxias también podría exponer las maquinaciones de los neutrinos estériles. En la infancia del universo, los fotones empujando hacia fuera desde los grupos de partículas subatómicas crearon ondas de presión que se propagaron como las ondulaciones de las gotas de lluvia que caen en un estanque. Estas ondulaciones sólo podrían extenderse, siempre y cuando el universo estuviera tan caliente que los electrones y los protones se mantuvieran por separado, sin embargo. Cuando el universo se enfrió lo suficiente para que las partículas subatómicas se combinaran para formar átomos, el estanque efectivamente se congeló, dejando un anillo con un radio de 500.000 años luz alrededor de cada grupo.
Dado que las ondulaciones eran ondas de presión, donde había más materia, más se formaron las galaxias en los anillos y también en los grupos originales. A medida que el universo se expandía, los anillos también lo hicieron, y por lo tanto los investigadores creen que las galaxias deberían estar agrupadas con separaciones de unos 500 millones de años luz de distancia en la actualidad.
Sin embargo, nueva evidencia desde el Sloan Digital Sky Survey sugiere que no lo están. Kushal Mehta, de la Universidad de Arizona en Tucson y sus colegas dicen que las galaxias pueden agruparse en su lugar a 480 millones de años luz de distancia (ver aquí).

Los neutrinos estériles podrían ser los culpables de eso, también más neutrinos harían que el universo se expandiera a un ritmo más rápido, obligando al estanque a congelarse más pronto. Las ondulaciones habrían sido más pequeñas, explicando por qué las galaxias parecen estar agrupadas juntas más de cerca en la actualidad.
Por último, el detector de neutrinos IceCube en la Antártida ha registrado una escasez de neutrinos muón producidos cuando los rayos cósmicos chocan contra la atmósfera. Eso sugiere que pudieron haberse transformado en neutrinos estériles, ya que si sólo pudieran transformarse en sus hermanos normales, alli habrían más rastros(ver aquí).
Las Incertidumbres experimentales en toda la investigación anterior significa para los físicos que el romance con el neutrino estéril no ha terminado todavía. "Sabemos que los datos estarán mejor dentro de un año", dice Spergel. .

Podrían los neutrinos estériles explicar el extraño resultado de la velocidad de los neutrinos hasta la fecha?
En septiembre del año pasado, los investigadores del experimento OPERA debajo de la montaña del Gran Sasso en Italia informaron que los neutrinos viajando allí desde el CERN cerca de Ginebra, Suiza, habían superado la velocidad de la luz. Eso envió ondas de choque a través del mundo de la física, ya que aparentemente violaba la teoría especial de la relatividad de Einstein.
Al principio, Tom Weiler de la Universidad de Vanderbilt en Nashville, Tennessee, pensó que los neutrinos estériles podrían ser capaces de explicar la observación. Debido a que interactúan muy débilmente con la materia, Weiler y sus colegas pensaron que podrían tener acceso a otras dimensiones. Sugirieron que los neutrinos de OPERA podrían haberse transformado en neutrinos estériles en pleno vuelo, tomando un atajo a través de una dimensión extra, y apareciendo en el detector 60 nanosegundos antes.
Pero esa opción pareció menos probable después de que el equipo de OPERA repitiera su experimento con un más ajustado racimo de partículas en los siguientes dos meses. Los nuevos datos sugirieron que todos los neutrinos estaban rompiendo el límite de velocidad, y no sólo algunos de ellos.
"Eso es más difícil de lograr", dice Weiler. "Es más difícil hacer que todos los neutrinos se conviertan en estériles,para ir a través de dimensiones extra y volver a ser activos para ser detectados por ópera".




fuente de la informacióm:




http://www.newscientist.com/article/mg21328524.400-sterile-neutrinos-leave-ghostly-fingerprints-on-cosmos.html

una visión distorsionada del temprano universo.

Dos de los métodos más poderosos que tenemos para comprender la estructura y evolución del universo son la medición de las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB) y la observación del efecto de lente gravitacional de la luz que llega desde fuentes distantes. El primero ya ha producido una gran cantidad de información acerca de la geometría, la historia de la expansión, la energía , materia, y la evolución futura del universo [ ver aquí ]. Del mismo modo, las mediciones de las lentes han proporcionado información importante sobre el contenido de materia oscura de las galaxias y cúmulos de galaxias, la escala de distancias cosmológicas, la física de los cuásares y los planetas extraterrestres. Sin embargo, la observación de las lentes gravitatorias se sigue considerando que está en su infancia. Ahora, la colaboración del Atacama Cosmology Telescope(ACT) está publicándo dos artículos en Physical Review Letters, que combinan ambos tipos de observaciones. Utilizando los datos obtenidos con el telescopio de Atacama en Chile, en el primer documento Sudeep Das informa sobre la primera detección del efecto de lente gravitatoria de las fluctuaciones del CMB totalmente determinada a partir de mediciones de microondas en (148 gigahertz) [ ver aquí]. En el segundo, Blake D. Sherwin hace la inferencia concomitante de que estas fluctuaciones proporcionan evidencia independiente de la presencia de energía oscura en el universo [ ver aquí ].


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

uniformidad cósmica.

El universo se espera que sea casi homogéneo en densidad, a gran escala.

En Physical Review Letters, Shaun Thomas y sus colegas de la University College de Londres analizan las mediciones de la densidad de galaxias en las mayores escalas espaciales hasta ahora(miles de millones de años luz) y encuentran que el universo es menos homogéneo de lo esperado [ver aquí ]. Si esto se mantiene, este resultado tendrá importantes implicaciones para nuestra comprensión de la materia oscura, la energía oscura, y quizás la gravedad en si misma.
En el actual modelo cosmológico estándar, la densidad media masa-energía del universo observable se compone de 5% demateria normal (la mayoría de la cual es hidrógeno y helio), 23% de materia oscura, y 72% de energía oscura. La energía oscura se supone que es uniforme, pero la materia normal y oscura no lo son. El equilibrio entre la materia y la energía oscura determina a su vez cómo el universo se expande y cómo las regiones de inusualmente alta o baja densidad de materia evolucionan con el tiempo.
El mismo modelo cosmológico predice las estadísticas de la estructura no uniforme y su dependencia de la escala espacial. En las escalas que son pequeñas para los estándares cosmológicos, las fluctuaciones en la densidad de materia son comparables a su media, de acuerdo con lo que se ve: la materia se agrupa en galaxias, cúmulos de galaxias, y filamentos de la “web cósmica”.En las escalas mayores, sin embargo, el contraste de las estructuras en comparación a la densidad media disminuye. En las mayores escalas cosmológicas, estas fluctuaciones de densidad son pequeñas en amplitud en comparación con la densidad media del universo y así están bien descritas por la teoría de perturbaciones lineales (ver resultados de la simulación en la figura abajo).Por otra parte, estas perturbaciones pueden ser calibradas en los primeros tiempos, directamente en elfondo de microondas cósmico (CMB), una instantánea del universo cuando tenía sólo 380, 000 años de edad. A pesar de que sólo el 5% del Universo es bien entendido, este modelo está excelentemente ajustado a los datos que abarcan una amplia gama de escalas espaciales de como las fluctuaciones evolucionaron desde la época del CMB a la edad actual del universo, de unos 13. 8 mil millones de años. En las escalas más grandes, la energía oscura conduce la expansión acelerada del universo. Debido a que este aspecto del modelo estándar es menos comprendido, es importante probarlo en estas escalas.



las simulaciones basadas en el modelo cosmológico estándar como la mostrada en la imágen indican que sobre las más grandes escalas las galaxias deberían estar uniformemente distribuidas,pero las observaciones muestran una distribución más agrupada de lo esperado.La longitud de la barra en la imágen representa 2.3 mil millones de años luz.Crédito.Courtesy of Volker Springel/Max-Planck-Institute for Astrophysics, Garching, Germany.


Shaun Thomas utiliza catálogos públicos del Sloan Digital Sky Survey para seleccionar a más de 700, 000 galaxias cuyos colores observados indican un desplazamiento al rojo significativo y por lo tanto se suponen a grandes distancias cosmológicas.Ellos usan el corrimiento al rojo de las galaxias, junto con sus posiciones observadas en el cielo, para crear un mapa aproximado de tres dimensiones de las galaxias en el espacio y para evaluar la homogeneidad en las escalas de un par de miles de millones de años luz.Una complicación es que Thomas mide la densidad de las galaxias no la densidad de toda la materia, pero se espera que las fluctuaciones de estas dos densidades alrededor de su media sean proporcionales la constante de proporcionalidad se puede calibrar por medio de observaciones en escalas más pequeñas. En efecto, a pequeña escala los datos de galaxia están en buen acuerdo con el modelo estándar. En las escalas más grandes, las fluctuaciones en la densidad de galaxias se espera que sean del orden del uno por ciento de la densidad media, pero Thomas encuentra fluctuaciones el doble de lo predicho. Este resultado sugiere entonces que el universo es menos homogéneo de lo esperado.
Este resultado no es del todo nuevo: estudios previos basados en subconjuntos de los datos estudiados por Thomas mostraron el mismo efecto, aunque con menor significación estadística [ver aquí y aquí y aquí]. Además, hay otras maneras de sondear la distribución de masa a gran escala. Por ejemplo, inhomogeneidades en la distribución de la masa llevan a inhomogeneidades en la tasa de expansión local. Algunos estudios han sugerido que, en muy grandes escalas, esta expansión también es menos homogénea que las predicciones del modelo [ ver aquí ,aquí y aquí].
Otra manera de probar la distribución de masa es el llamado efecto integrado Sachs-Wolfe. Los fotones del CMB que viajan hacia nosotros a través de una región de más alta densidad de masa adquieren un corrimiento hacia el azul gravitacional, cuando ellos caen dentro de la región, y un corrimiento al rojo a medida que surgen. Si la profundidad del posible pozo cambia durante el tránsito de los fotones, estos dos efectos no se cancelarán y los fotones adquirirán un cambio de frecuencia neto. Un estudio reciente [ ver aquí ] ha encontrado una señal de exceso, de nuevo sugiriéndo que el universo puede ser menos uniforme de lo esperado a muy grandes escalas.
Si se confirma la falta de homogeneidad, las consecuencias para el modelo estándar serían graves, y podría implicar una reconsideración de la naturaleza de la materia oscura y energía oscura, o incluso de la aplicabilidad de la relatividad general a escalas cosmológicas. Sin embargo, dado el éxito rotundo del modelo estándar hasta la fecha, deberíamos tener dudas antes de descartarlo, y en su lugar considerar explicaciones alternativas.
Las mediciones de la agrupaciones de galaxias son un reto debido a que la señal ( uno por ciento de nivel de fluctuación), es pequeña, de modo que los efectos sistemáticos deben ser muy bien controlados. En particular, la luz de las galaxias distantes pasa a través de nuestra galaxia, la Vía Láctea en el camino hacia el telescopio. Las nubes de polvo en las partes exteriores de la Vía Láctea pueden absorber o dispersar la luz de las galaxias distantes, por lo que algunas de ellas aparecen demasiado tenues para ser medidas. Estos efectos son conocidos, pero no se pueden calibrar perfectamente, las estrellas débiles en las afueras de la Vía Láctea tienen dos efectos sutiles en los datos: pueden ser confundidas con las galaxias distantes, o su presencia puede ocultar la existencia de galaxias distantes que se encuentran en la cercanía en el cielo. Si cualquiera de estos efectos varía a través del cielo, la variación podría ser confundida con una variación en la distribución intrínseca de las galaxias de fondo. Aunque Shaun Thomas examinó algunos de estos temas, un borrador reciente [ ver aquí ] afirma que este efecto de "ocultación" de las estrellas ha contaminado de manera importante sus resultados.
Futuros estudios en grandes escalas [ ver aquí ,aquí y aquí] producirán una avalancha de datos. Estos estudios permitirán que los métodos empleados por Thomas y otros,sean extendidos a mayores escalas aún. Por supuesto, el reto para estos futuros estudios será el de corregir los efectos sistemáticos para una precisión aún mayor.


artículo del astrofísico Michael J. Hudson para Physics.aps.




leer estudio de Shaun Thomas AQUÍ




fuente de la información:




http://physics.aps.org/articles/v4/47