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Anisotropias de la Radiación Cósmica de Fondo a Pequeña Escala Angular


 

Un sistema de radiación y materia a altas energías forma un plasma donde se producen oscilaciones acústicas, similares a las ondas que se observan en la superficie del agua en una piscina. Debido al acoplamiento entre la radiación y la materia, estas oscilaciones dejan unas huellas características en la Radiación Cósmica de Fondo (RCF) que se traducen en fluctuaciones extremadamente débiles en su intensidad (del orden de una diez millonésima de grado centígrado) y solo aparecen a escalas angulares pequeñas (menores que 2°).

En un mapa de la RCF el efecto de estas fluctuaciones se revela como pequeñas regiones donde la temperatura es mayor que el promedio y otras regiones donde sucede lo contrario (la temperatura es menor que el promedio). Estudiando el tamaño de estas regiones se pueden averiguar la geometría del universo y la cantidad total de materia y energía que existe en el universo.

La presencia de estas fluctuaciones en la RCF, enunciada por los físicos rusos Sunyaev y Zel'dovich en 1970 y por Sakharov en 1965, constituye una de las predicciones principales de Big Bang. La detección definitiva de esta señal fue realizada en el año 2000 por el grupo del experimento Boomerang. (Aunque el grupo de Saskatoon, Canada, con su telescopio SK lograron en 1997 una indetificación positiva de esta señal en la RCF) Más adelante los resultados de Boomerang fueron confirmados por los experimentos DASI, MAXIMA, y TOGO. Los nuevos resultados de CBI y VSA confirman los obtenidos por previos experimentos y extienden su validez a escalas angulares más pequeñas. El régimen de escalas sondeado por estos experimentos se concentra en una región no explorada previamente. El descubrimiento de las anisotropías en la RCF realizado por la misión satelital COBE de la NASA en 1992 cubre escalas angulares grandes (mayores que 7°) donde actúan procesos físicos diferentes a los estudiados por experimentos como CBI y VSA.


 

El Origen del Universo Visto por Boomerang

En el mes de abril del 2000 un grupo de investigadores de la Universidad de Roma y del Instituto Tecnológico de California anunciaron la detección de oscilaciones acústicas en el plasma primordial, mediante precisas mediciones de la RCF usando su instrumento Boomerang (Observatorio de Radiación Extragaláctica Milimétrica y Geomagnetísmo). El instrumento consiste de un telescopio de microondas (a 90, 150, 240 y 400 GHz) que vuela colgado de un globo a una altura de 38 kilómetros. Para la detección de radiación de microodas se usaron bolómetros enfriados a 0.3 grados Kelvin.

[BOOMERANG]
Telescopio microondas Boomerang antes del
lanzamiento en Antártida
(foto: grupo Boomerang)

El globo usado en este experimento tiene la capacidad de hacer vuelos prolongados (hasta de 10 días). El vuelo de Boomerang que permitió la medición precisa de las vibraciones del plasma primordial del Big Bang se realizó sobre la Antártida en diciembre de 1998.

[MAPA BOOMERANG]
Mapa de la RCF obtenido por el telescopio Boomerang. Se contrasta con el mapa COBE de baja resolución angular. Los colores indican la temperatura de diferentes regiones del fondo de microondas: caliente (rojo) y frio (azul) relativo al valor medio.
(foto: grupo Boomerang)

 

Boomerang Determina La Masa Total del Universo

La teoría considera a la radiación y la materia en los primeros 400 mil años después del Big Bang como una sopa de fotones y partículas elementales que estan ligadas por sus interacciones mutuas. Este plasma sustenta algunos modos de oscilaciones acusticas, incluyendo resonancias que aparecen como picos en el espectro de potencia. La principal resonancia corresponde a escalas comparables al tamaño del universo en ese entonces y es el pico más prominente que se observa en el espectro de potencias visto por Boomerang. Debido a que el pico se debe a vibraciones de la materia, la escala angular exacta en donde aparece este pico depende de la cantidad de materia en el universo. De esta forma podemos decir que Boomerang pudo medir la cantidad de materia en el universo. Efectivamente los investigadores del Boomerang encontraron que la densidad total del universo está en el rango W = 0.88 a 1.12 en unidades relativas a la densidad crítica del universo. Este resultado esta de acuerdo con el modelo cosmológico inflacionario.

[ESPECTRO DE POTENCIAS BOOMERANG]
Espectro de potencias de la RCF determinado por Boomerang. El eje vertical representa la intensidad relativa de la señal. Los datos (puntos y barras de error rojos) muestran la concordancia con la teoría (linea continua)
(Imagen: grupo Boomerang)

 

Los Hallazgos del Boomerang son Confirmados

Boomerang no es el único experimento que ha detectado la estructura a pequeña escala angular en la RCF, de hecho antes de Boomerang otros grupos experimentales ya habían visto ligeros rasgos de una posible estructura. Fue realmente con Boomerang como quedo establecida la presencia del primero pico acústico en el espectro de la RCF.

Dos grupos experimentales, el VSA (Very Small Array) y el CBI (Cosmic Background Imager), reportaron en mayo del 2002 la detección y medición de los rastros dejados por las ondas acústicas que acompañaron los primeros momentos del universo en formación confirmando los resultados de Boomerang. El 19 de septiembre del 2002 el grupo experimental DASI no solamente hace una medición adicional de anisotropias de la RCF a pequeña escala angular, sino también logra la primera detección de la polarización de la RCF.

[Radiotelescopio CBI]
Radiotelescopio CBI

El CBI es un radiotelescopio dedicado al estudio de la RCF que observa el universo primigenio desde el desierto de Atacama en Chile a una altura de 5.080 metros. El instrumento consiste de un interferómetro compuesto por 13 antenas sintonizadas en 10 bandas de frecuencia en el rango 26 – 36 GHz para la recepción de la RCF a pequeñas escalas angulares (de 4.5 a 10 minutos de grado). El instrumento VSA también es un interferómetro y está localizado en el Observatorio del Teide a 2.400 metros en las islas de Tenerife. VSA está formado por 15 antenas mini-parabólicas de 15 cm que funcionan a una frecuencia de 34 GHz y son sensibles a escalas angulares de 0.4 a 3.6 grados. Hasta la fecha de publicación de los resultados el instrumento VSA logró completar una área de observación total de 101 grados cuadrados.

El CBI está conformado por investigadores del Instituto Tecnológico de California, el Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, el Observatorio Nacional de Radioastronomía (Estados Unidos), la Universidad de Alberta (Canada), el Instituto de Astrofísica de Paris, la Universidad de Chile y la Universidad de California. El grupo VSA reúne investigadores del Laboratorio Cavendish (Reino Unido), el Observatorio de Jodrell Bank (Reino Unido) y el Instituto de Astrofísica de Canarias.

[Mapa CBI]
Imagen de la RCF obtenida por el Interferómetro CBI. Los colores representan la temperatura de la radiación (rojo para frío, blanco caliente) relativo al valor medio de 2.73 grados Kelvin.
(Imagen: Grupo CBI)

Los investigadores que analizan los datos de un radiotelescopio del tipo usado por VSA y CBI deben tomar medidas extraordinarias para filtrar señales provenientes de fuentes no cosmológicas, tales como la radiación electromagnética de nuestra propia galaxia o las distorsiones de la RCF producidas por la dispersión de sus fotones por electrones en cúmulos de galaxias. La separación de estas señales no deseadas se logra mediante el uso de observaciones independientes a estas fuentes y por medio de estudios de los espectros obtenidos por el propio instrumento. El grupo VSA realizó observaciones complementarias de fuentes de radio usando el Telescopio Ryle (RT) de Cambridge las cuales se substraen de los mapas de RCF.

[Mapa VSA]
Imagen de la RCF obtenida por el Interferómetro VSA
(Imagen: Grupo VSA)

Los mapas de la RCF obtenidos por CBI y VSA revelan las semillas a partir de las cuales se formaron las galaxias y los cúmulos de galaxias que constituyen la estructura a gran escala que hoy observamos con potentes telescopios. Las implicaciones teóricas son de gran alcance ya que permiten refinar la teoría del Big Bang y avanzar en la precisión con la que se miden los parámetros de la teoría. Las características de las perturbaciones en el plasma primordial dependen de los detalles de la geometría del universo y de la cantidad total de materia y radiación.

 

El Espectro de Potencia de las Anisotropías

Los investigadores de la RCF presentan los datos en términos de la intensidad relativa de la temperatura (de la señal microondas) recibida por el telescopio para cada escala angular. Este es el espectro de potencia y es usado para comparar directamente con las predicciones de la teoría. El tamaño de las manchas en el mapa (es decir de las regiones a mayor y a menor temperatura que el promedio) viene determinado por la forma del espectro de potencias.

[Espectro CBI]

Espectro de potencia de la RCF: intensidad de la radiación en función de la escala angular (el número indicado en el eje horizontal es inverso a la escala angular). El primer pico acústico se observa con alta sensibilidad en los datos de Boomerang, DASI y Máxima, mientras que los otros picos acústicos aparecen con menor sensibilidad (los rectángulos indican intervalos de confidencia del 68%). Los circulos (azul) y cuadrados (verde) muestran los datos de CBI. La curva continua (línea negra) representa las predicciones de la teoría del Big Bang
(Imagen: Grupo CBI)

A partir de los mapas de la RCF los astrofísicos infieren los parámetros del universo midiendo el espectro de potencias de la radiación, es decir la intensidad relativa de la señal para cada frecuencia. Por ejemplo, la teoría predice la presencia de un pico principal en el espectro de potencias de la RCF a pequeña escala angular, el cual fue claramente detectado por Boomerang (ver grafica del espectro). La escala angular en la cual aparece el pico en el espectro depende directamente de la masa total del universo. La característica dominante de los resultados de CBI es la disminución en potencia en el espectro para las escalas angulares más pequeñas. La amortiguación observada en el espectro es una predicción importante de la teoría básica de fluctuaciones en el plasma primordial. CBI logra determinar por primera vez la escala de amortiguación de estas fluctuaciones. Las escalas angulares sondeadas por CBI corresponden físicamente a cúmulos de galaxias en el rango de masas 1014 a 1016 (en unidades de masas solares). La detección de potencia en la RCF en la región explorada provee una conexión entre fluctuaciones de la temperatura de la RCF en el universo temprano y la distribución de materia en el universo tal como lo observamos hoy. Esta conexión provee un fuerte apoyo al modelo de formación de estructura basado en inestabilidad gravitacional. Los hallazgos del CBI y del VSA no están de acuerdo con los modelos de formación de estructura basados en defectos topológicos.

Archeops Demuestra la Consistencia Entre Detecciones a Escalas Angulares Pequeñas y Grandes

El grupo Archeops, conformado por 68 investigadores de 24 instituciones, desarrolló un telescopio para la detección de la RCF en las frecuencias 143, 217, 353 y 545 GHz. La tecnología usada consiste en fotómetros instalados en el foco de un telescopio de diseño Gregoriano de 1.5 metros. Los fotómetros operan a una temperatura ambiente de 0.1 grados Kelvin. Con este instrumento se puede medir directamente la temperatura de la RCF.

[FOTOMETRO ARCHEOPS]
Plano focal del Telescopio Archeops donde se montan los fotómetros sensibles a las microondas de la RCF
(Foto: Grupo Archeops)

El telescopio Archeops tomó datos en Febrero del 2002 desde un globo lanzado en Kiruna (Suecia). La resolución angular de este telescopio, entre 9 y 0.6 grados, cubre justamente el rango angular que hace de puente entre las mediciones a gran escala angular (COBE) y escalas angulares pequeñas (Boomerang, CBI, etc). El espectro de potencias medido por Archeops muestra claramente un continuo entre estas dos escalas y comprueba una vez más la presencia del primer pico acústico.

[ESPECTRO ARCHEOPS]
Espectro de potencias obtenido por Archeops (puntos rojos) muestra claramente la presencia del primer pico acústico en la RCF. En comparación aparecen las mediciones realizadas por otros instrumentos incluyendo COBE para escalas angulares grandes
(Foto: Grupo Archeops)

Actualización: En febrero del 2003 la Sonda Wilkinson (projecto WMAP) logró hacer mediciones de la RCF con mayor sensibilidad y resolución angular. De especial interés es la detección de polarización en la RCF.

 
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