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Primera detección de la señal de 21cm del amanecer cósmico

En el astrobito de hoy volveremos a hablar sobre la posibilidad de observar la señal de 21cm en el universo primitivo a partir de observaciones en frecuencias de radio (véase este astrobito).

El astrobito de hoy trata sobre la emocionante detección de la emisión de 21cm producida durante el amanecer cósmico (un tema tratado en multiples astrobites). La emisión de 21cm del hidrógeno neutro puede descubrirnos los secretos del universo primitivo y permitirnos entender mejor cómo se formaron las primeras estrellas y galaxias, y como el gas del universo acabó ionizándose. Es posible que estéis familiarizados con el fondo cósmico de radiación de microondas (CMB por sus siglas en inglés), que nos ha dado una tremenda cantidad de información cosmológica a través de experimentos como COBE, WMAP y Planck. Del mismo modo, EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature – ver figura 1) nos ha permitido hacer lo mismo para el periodo entre la recombinación y la reionización. ¿Por qué es esta detección tan importante? ¿Por qué parece que podría haber nueva física detrás de esta medición?

Figura 1: Una de las antenas de EDGES, situado en el oeste de Australia, en el Murchison Radio Astronomy Observatory. Credito: CSIRO Australia

Para entender mejor la detección, expliquemos primero en qué consiste la señal global de 21cm. La emisión de 21cm es producida por el cambio en el spin relativo del elecrón y el protón en el átomo de hidrógeno. La longitud de onda del fotón emitido en esta transición se estira debido a la expansión del universo hasta longitudes del orden de varios metros. Esta transición está estadísticamente suprimida, pero la gran cantidad de hidrógeno en el universo hace posible que podamos observarla con telescopios que operan en el rango de radiofrecuencias. Otro aspecto importante es el hecho de que el hidrógeno neutro en el que tiene lugar esta transición se encuentra fuertemente acoplado a la emisión del CMB. Esto se muestra en la Figura 2, en la que el hidrógeno neutro y el CMB se encuentran a la misma temperatura en todos los puntos en los que la temperatura diferencial es cero.

Figura 2: La señal global de 21cm en función del desplazamiento al rojo (z). La imagen superior corresponde a las fluctuaciones espaciales de esta señal, y la inferior muestra la señal media en función de z. La señal de 21cm está fuertemente acoplada al espectro del CMB durante la mayor parte de su evolución, y cuando se enfría por debajo de la misma es posible detectarla como una señal de absorción. Crédito: Imagen obtenida de http://pritchardjr.github.io/research.html

La señal global de 21cm is simplemente el promedio de la emisión en 21cm en escalas grandes. ¿Qué necesitamos para detectar esta señal global? ¿Podemos utilizar un interferómetro de radio como HERA, MWA o LOFAR? Desafortunadamente no. Los interferómetros de radio no son sensibles a la señal promedio, sino más bien a las fluctuaciones espaciales sobre el promedio (la parte superior de la Figura 2). Por lo tanto es necesario utilizar una sola antena de banda ancha, y queremos que sea de banda ancha porque la señal de 21cm que buscamos ocurre en el rango de corrimiento al rojo 13< z < 27, correspondiente a frecuencias de entre 50 y 100 MHz.

Figura 3: (a) Medición directa realizada por EDGES y dominada por la emisión de sincrotrón. (b) Ruido residual tras ajustar y sustraer un polinomio de grado 4 correspondiente a la emisión de sincrotrón galáctica. (c) Ruido residual tras sustraer la emisión de sincrotrón junto con un modelo para la señal esperada de 21cm. (d) El modelo de mejor ajuste de la señal de 21cm. (e) El modelo de mejor ajuste junto con el ruido residual. Imagen obtenida del artículo original.

Los dos problemas más importantes a la hora de medir esta señal global tienen que ver con la calibración del instrumento y con la emisión galáctica de sincrotrón. Para intentar compensar la introducción de señales falsas en las medidas debidas a la calibración del instrumento, los autores aplicaron dos tipos distintos de calibración por separado. Esto asegura que una detección medida a partir de un método de calibración solo será cierta si se confirma con el otro método. El segundo problema es el hecho de que nuestra propia galaxia es tremendamente brillante ¡hasta 4 órdenes de magnitud por encima de la señal de 21cm! Para tener en cuenta este efecto los autores utilizan el hecho de que la emisión de sincrotrón galáctica debería tener un espectro de frecuencias monótono y similar a una ley de potencias. De este modo los autores pueden sustraer la señal ajustando los parámetros de un polinomio de orden bajo (véase por ejemplo este astrobito). Utilizando un polinomio de cuarto orden, los autores encuentran la señal residual mostrada en la Figura 3(b). A continuación ajustan simultáneamente este polinomio junto con un modelo para la señal de 21cm esperada, y su modelo de mejor ajuste se muestra en la Figura 3(d) (el ruido residual puede verse en la Figura 3(c). A partir de esta medición, los autores detectan un perfil de absorción centrado en 78 MHz (correspondiente a un corrimiento al rojo z~17), con una anchura de 19 MHz y una amplitud de -500 mK. Esto nos conduce a una consecuencia interesante en relación a la amplitud de esta absorción, representada por la profundidad de los perfiles de las figuras 3(d-e), dado que es aproximadamente el doble de grande de lo que se esperaría en el modelo estándar.

Implicaciones para la materia oscura

La amplitud de el perfil de absorción descrita arriba se encuentra limitada por la temperatura mínima que el gas en el universo puede adquirir a través de su enfriamiento adiabático, debido a la expansión del universo. La medición de EDGES por lo tanto puede interpretarse como una prueba de la existencia de un mecanismo alternativo para enfriar el gas por debajo de su límite adiabático (también es posible que la radiación de fondo fuese más alta de lo esperado, pero la explicación en términos de materia oscura es más entretenida!). Ahora bien ¿donde entra en juego la materia oscura? En general, para que el gas se enfríe más rápido, debe ponerse en contacto con algo todavía más frío. Esto se puede conseguir a través de interacciones, tales como la dispersión de bariones con partículas de materia oscura. Las velocidades relativas de dispersión asociadas a este proceso también ponen cotas sobre parámetros importantes de la materia oscura, tales como la masa de las partículas y su sección transversal. A través de la temperatura mínima alcanzada a través de la expansión cósmica y la interacción con la materia oscura, los físicos teóricos (ver este artículo por ejemplo) han sido capaces de poner cotas sobre estos parámetros que corresponden a una sección transversal σ=10-21 cm2 y a una masa mχ~1 GeV. Por supuesto, estas conclusiones deben tomarse con cierto escepticismo, pero la idea de utilizar la emisión de 21cm para estudiar la materia oscura es muy atractiva.

El futuro de las observaciones de 21cm

Esta es una detección muy emocionante que suscita más preguntas de las que responde. La siguiente tarea es confirmar esta primera detección a través de otras observaciones de la señal global con otros experimentos o midiendo las fluctuaciones con respecto a la media a través de interferómetros. Con futuras mediciones, el papel de la materia oscura en el enfriamiento del gas en el universo primitivo podrá ser descartado o incluso utilizado en su detección. En cualquier caso, el amanecer cósmico parece estar escondiendo muchos más secretos que esperan ser descubiertos.

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