El despertar experimental del “amanecer cósmico”

• Título: Bayesian constraints on the global 21cm signal from the Cosmic Dawn.
• Autores: G. Bernardi et al.
• Institución del primer autor: SKA South Africa, Rhodes University, CfA Harvard.

Antecedentes

Cualquier iniciado en astrofísica y cosmología conoce el fondo de radiación de microondas (CMB), emitido cuando los electrones libres del plasma dejaron de colisionar de manera efectiva con los fotones al unirse a los protones para formar átomos de hidrógeno neutro. Estos fotones pudieron entonces viajar libremente sin colisiones, y hoy constituyen probablemente el observable más rico en información de que disponemos para determinar la composición y la historia de nuestro Universo.

Hoy, sin embargo, nos interesaremos por lo que les pasó a los átomos de hidrógeno neutro. Primeramente, ¿cómo podemos observar estos átomos? El hidrógeno neutro tiene dos niveles energéticos hiperfinos en su estado fundamental (HI), correspondientes a las orientaciones relativas del protón y el electrón. Al moverse entre estos dos niveles, el HI emite un fotón con una longitud de onda de 21cm, correspondiente a una frecuencia de unos 1420 MHz, lo que coloca esta señal en el rango de radiofrecuencias del espectro electromagnético. Ésta es una de las pocas lineas espectrales astrofísicas en este rango de frecuencias, y es por lo tanto una forma robusta de estudiar la evolución del HI a través de su corrimiento al rojo (es decir, a cada frecuencia observada se le puede asignar un ‘redshift’ z, que puede asociarse a una etapa en la evolución del Universo).

Panel superior: resultado de una simulación que muestra la evolución de la señal de 21cm a lo largo de la historia del Universo. Panel inferior: señal global de 21cm esperada por la mayoría de modelos. Imagen obtenida de este artículo.

Aunque hasta ahora existen muy pocas observaciones directas de la emision de 21cm en escalas cosmológicas, numerosos modelos teóricos coinciden a la hora de esbozar la historia más probable, que sigue los siguientes pasos:

1. A alto redshift (z~100, ν~10 MHz), la densidad del medio intergaláctico es alta, y se producen numerosas colisiones atómicas. Estas colisiones enfrian el gas de manera adiabática, haciendo que su temperatura esté por debajo de la temperatura de los fotones del CMB, con lo que uno espera observar la linea de 21cm en absorción en esta época.
2. Tarde o temprano la expansión del Universo hace que las colisiones atómicas sean menos frecuentes, lo que hace que el HI pueda alcanzar un equilibrio térmico con los fotones del CMB. En este momento (z~35, ν~50 MHz) la señal global de 21cm desaparece.
3. Más adelante el colapso gravitacional en las regiones de mayor densidad del universo hace que empiezen a formarse los primeros objetos astrofísicos, estrellas y más adelante galaxias. Esta época se conoce por el nombre de “amanecer cósmico“. El fondo de emisión en Lyman-α vuelve a acoplar la temperatura del HI a la del IGM (a través del efecto Wouthuysen-Field), con lo que se espera una fuerte señal de 21cm en absorción a (z~20, ν~70 MHz).
4. La radiación a altas frecuencias (mayormente rayos X) causada por la emisión de estas primeras fuentes acaba por calentar el gas por encima de la temperatura del CMB, con lo que la señal de 21cm se acaba observando en emisión (z~15, ν~100 MHz).
5. Según se crean más y más galaxias, la radiación ultravioleta acaba ionizando la mayor parte del gas, con lo que, tras la época de reionización (z~6, ν~200 MHz), la amplitud de la señal global de 21cm decrece significativamente.

Estos pasos están ilustrados en la Figura 1. En el artículo de hoy los autores proponen un método para medir cuantitativamente la señal global de 21cm causada a redshifts z~20 por el efecto Wouthuysen-Field (punto 3, correspondiente al mínimo que se muestra en la Figura 1) a partir de las observaciones del experimento LEDA.

Resultados

Mediciones del espectro global de frecuencias realizadas a partir de los datos preliminares del experimento LEDA. La emisión está dominada por el efecto sincrotrón galáctico, que debe ser cuidadosamente sustraido antes de poder observar la señal cosmológica de 21cm. Es importante recalcar que las barras de error, correspondientes al ruido experimental, han sido ampliadas en un factor 1000 para que sea posible observarlas.

El experimento LEDA (Large aperture Experiment to detect the Dark Ages) consiste en un conjunto de 5 antenas de radio fijas localizadas en el Owens Valley Radio Observatory. Los datos preliminares usados en este estudio consistieron en un total de 19 minutos de observación efectivos (tras tener en cuenta el tiempo invertido en observaciones de calibración) tomados con una de las antenas cuando las fuentes más relevantes de contaminación galáctica se encontraban por debajo del horizonte. El espectro de frecuencias obtenido en estas observaciones se muestra en la Figura 2, donde las barras de error se muestran significativamente más grande en los canales de frecuencia dominados por interferencia de radiofrecuencia (básicamente canales dominados por aparatos electrónicos como teléfonos móviles o radio FM).

El espectro de frecuencias mostrado en la Figura 2 es característico de lo que se conoce como emisión sincrotrón, que es el proceso radiativo más común en nuestra Galaxia (y en la mayoría de objetos astrofísicos). ¡Si comparamos este espectro con la amplitud de la señal de 21cm que sería razonable esperar, nos encontramos con que ésta sería un factor ~1000 veces menor! Este es uno de los principales problemas de las observaciones de 21cm, y se conoce como el problema de los “foregrounds”: todos los objetos astrofísicos emiten en radio, y la señal cosmológica que uno espera medir tiene una amplitud mucho menor que la intensidad total del cielo, y uno debe intentar separar ambas contribuciones. Afortunadamente, al contrario que la señal de 21cm, la mayoría de procesos radiativos astrofísicos estan caracterizados por espectros de frecuencia extremadamente suaves y monótonos, con lo que es en principio posible separar ambas contribuciones en base a su diferente dependencia en frecuencia.

Siguiendo esta lógica, los autores del artículo de hoy parametrizaron la señal observada con dos contribuciones: una parte con forma de polinomio en espacio logarítmico (que, sabemos, es una buena descripcion para procesos radiativos tipo sincrotrón), y contribución parametrizada como una Gaussiana invertida, correspondiente al minimo que se espera en la emisión de 21cm causada por el efecto Wouthuysen-Field. Los parámetros de ambas contribuciones y sus incertidumbres fueron entonces determinados utilizando técnicas Bayesianas.

El resultado principal del paper es, no una detección, sino una cota superior sobre la amplitud de la emisión de 21cm en este rango de frecuencias, correspondiente a A_HI > -890 mK (95% nivel de confianza). Además, los autores demostraron que, una vez que LEDA concluya sus observaciones, debería ser posible detectar la señal de 21cm con gran significación estadística, lo que supondría la primera observación de la evolución del hidrógeno neutro en el Universo a alto redshift. Es de esperar, por lo tanto, que en el futuro cercano, este y otros experimentos de radioastronomía consigan darnos una imagen mucho más completa del origen y la formación de galaxias y estrellas en el Universo.