Portada: Nicholas U. Mayall 4-meter Telescope. Fuente: /NOIRLab/NSF/AURA/T. Slovinský
Datos del artículo científico:
- Título: “Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations”
- Autores/as: DESI Collaboration.
- Fecha de publicación: 27 de Marzo 2024.
- Estado de la publicación: Preparado para entrega al Journal of Cosmology and Astroparticle Physics (JCAP), acceso abierto en arXiv.
En este astrobito, revisaremos los primeros resultados de la colaboración DESI. Para hacer justicia a sus resultados, tendremos que contar la historia de nuestro Universo, y como nuestros modelos más sofisticados lo tratan básicamente como un plato de sopa en expansión. Hablaremos de la edad temprana del universo, de las Oscilaciones Acústicas de Bariones, de la Energía Oscura y los misterios que tiene que ofrecer.
Había una vez una sopa primigenia…
Al principio de los tiempos, el Universo era notablemente uniforme: era una sopa muy caliente, casi perfectamente homogénea de fotones (también conocidos como “radiación“), hidrógeno y helio (también conocidos como “bariones“), neutrinos y materia oscura.
En la sopa primigenia la materia se encontraba ionizada. Los electrones (cargas negativas) y núcleos atómicos (cargas positivas) vivían separados unos de otros debido a las altísimas temperaturas de aquel entonces. En este ambiente, la luz actuaba como una pelota de ping-pong: al encontrar una carga (ya sea un electrón o un núcleo atómico), la luz interactuaba con esta, empujándola, y salía despedida en una dirección, solamente para momentos después encontrar otra carga y repetir el proceso. Podemos resumir esta situación diciendo que la luz y los bariones estaban estrechamente acoplados, formando una sustancia llamada plasma bariónico-fotónico.
Mientras esto sucedía, la materia oscura solamente se hacía sentir a través de la gravedad, interactuando de forma sútil con el plasma bariónico-fotónico. La sopa primigenia era casi homogénea, pero había ligeras irregularidades en la distribución de materia oscura. Estas zonas del Universo, ligeramente más o menos densas, ejercen una atracción gravitatoria más o menos fuerte que el promedio. Ahora pensemos en el plasma bariónico-fotónico: si se encuentra en zonas de mayor densidad, el plasma sentirá mayor gravedad y tenderá a comprimirse. Pero como resultado, la luz rebotará con mayor frecuencia en bariones cargados, ejerciendo presión en el plasma, tendiendo a dilatarse. Esto a su vez comprime a otras regiones circundantes del plasma, iniciando una reacción en cadena. Este tira y afloja entre la gravedad y la presión de radiación es la fuente de las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO por sus siglas en inglés).
Se les llama “oscilaciones acústicas” dado que comparten la misma naturaleza que las ondas de sonido: ambas son ondas de presión. Mientras que el sonido se produce debido a la vibración de nuestras cuerdas vocales y se propaga en el aire, las oscilaciones acústicas bariónicas se producen debido a la presión de radiación y a la gravedad, y se propaga en el plasma bariónico-fotónico.
Esta historia se desarrolló durante los primeros 378.000 años de nuestro Universo. Pero a medida que pasaba el tiempo, la sopa se iba enfriando poco a poco, afectando a los procesos que transcurrían en ese entonces.
Hasta que un día, la sopa se enfrió…
Actualmente, el Universo es transparente. Podemos ver la luz que nos llega desde el Sol, cúmulos de estrellas, e incluso galaxias lejanas, sin que ésta sea interrumpida constantemente de forma dramática. Sin embargo, como discutimos en la sección anterior, en el Universo temprano este no era el caso debido a la temperatura de la sopa primigenia. Esto significa que tuvo que existir una transición en el Universo, un momento en el tiempo en donde la temperatura era lo suficientemente baja para que las cargas se pudiesen juntar y los átomos neutros se pudiesen formar: la recombinación.
Una de las consecuencias más espectaculares de la recombinación es el fondo cósmico de microondas (CMB): cuando los átomos neutros se formaron, los bariones dejaron de interactuar intensamente con la radiación (i.e., dejaron de jugar ping pong con la luz), disolviendo el plasma bariónico-fotónico. El resultado es un brillo que permea todo el Universo, que al momento de su emisión era de un color anaranjado, y que el día de hoy recibimos en la frecuencia de microondas (Figura 1).
Figura 1: El fondo cósmico de microondas, una imagen del Universo cuando este tenía aproimadamente 378.000 años. Fuente: ESA and the Planck Collaboration
¿Y qué le pasó a las oscilaciones acústicas bariónicas?… La recombinación las congeló! Al no haber presión de radiación, la onda no se podía seguir propagando. Los bariones, ahora desacoplados del fondo de radiación, quedaron a la merced de la gravedad, siguiendo el tirón de los primeros halos de materia oscura. Pero esto no quiere decir que su efecto haya desaparecido para siempre. Al contrario, se puede medir el impacto de las ondas acústicas, dado que rodeando a cada zona de alta densidad, existe una pequeña huella de onda que quedó congelada en el tiempo: una burbuja de sobredensidad de materia.
A medida que el Universo se enfría, las primeras galaxias se empiezan a formar precisamente en los lugares con un exceso de densidad de materia, creando un patrón distintivo en el firmamento (Figura 2). Esto quiere decir que existe una ligera tendencia a detectar pares de galaxias separadas por la distancia que dichas ondas de sonido viajaron. Hoy en día, y teniendo en cuenta la expansión del Universo, esto corresponde a aproximadamente 500 millones de años luz.
Figura 2: Rendición artística del patrón de las oscilaciones acústicas bariónicas, el cual se puede observar en las burbujas grises. La alineación de las galaxias en las esferas hoy en día es exagerada en esta ilustración. Se puede calcular la distancia entre las galaxias comparando el tamaño de las esferas (línea blanca) con el valor predicho por la teoría. Fuente: Zosia Rostomian, Lawrence Berkeley National Laboratory.
Este patrón se ha observado en mapas del cosmos, por ejemplo en el Sondeo Espectroscópico de Oscilaciones Bariónicas (BOSS), del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Aquí es donde entra el Instrumento Espectroscópico para el estudio de Energía Oscura (DESI), y la reciente publicación de los resultados del primer año de observación.
Entendiendo la Energía Oscura con DESI
El instrumento DESI fue montado en el Telescopio Mayall en el Observatorio Nacional de Kitt Peak (KNPO, por sus siglas en inglés). Actualmente, este se encuentra en medio de una toma de datos que durará 5 años: se espera obtener el espectro de aproximadamente 30 millones de galaxias, cubriendo una tercera parte de la bóveda celeste. En el artículo científico, la colaboración comparte su análisis de la muestra del primer año de observación, el cual de acuerdo a los autores, ya es seis veces mayor que las mediciones combinadas de todos los estudios espectroscópicos anteriores realizados durante los últimos 40 años.
Una de las observaciones más revolucionarias en la historia de la ciencia es el hecho de que el Universo se está expandiendo aceleradamente. Nuestro modelo actual del cosmos, el modelo estándar, intenta explicar esta observación proponiendo una forma de energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del Universo: la energía oscura.
El propósito científico más importante de DESI es estudiar esta forma de energía e inferir sus propiedades usando las oscilaciones acústicas bariónicas como regla cósmica. Midiendo el tamaño aparente de las burbujas, se pueden determinar las distancias a esas galaxias. Mapear las burbujas de BAO tanto “cerca” como “lejos” de la Tierra, permite a los investigadores medir qué tan rápido se expandió el universo en cada momento de su pasado y modelar cómo la energía oscura afecta esa expansión.
Figura 3: Diagrama de Hubble. Cada punto representa una “burbuja” de BAO a una edad del universo diferente. La rapidez con la que crece el universo y, por lo tanto, el tamaño de las burbujas están determinados por la cantidad de energía oscura en el Universo. La línea continua muestra el tamaño de las burbujas predicho por el modelo estándar, mientras que la línea discontinua muestra la predicción de un modelo diferente donde la energía oscura evoluciona con el tiempo. DESI recopilará más información para determinar qué modelo representa a nuestro Universo de manera más adecuada. Fuente: Arnaud de Mattia y la colaboración DESI.
Los resultados son los siguientes: si se analizan los datos bajo la hipótesis de que la energía oscura es una constante cosmológica, el modelo estándar explica los datos de forma robusta (Figura 3). Sin embargo, si se vuelven a analizar los datos bajo la hipótesis de que la energía oscura cambia en el tiempo (es decir, una modificación al modelo estándar), ¡se observa un mejor ajuste a los datos que el caso anterior! Esto es sorprendente dado que bajo ciertas condiciones, se espera que si el modelo estándar es correcto, añadir un parámetro adicional a la teoría no debería alterar los resultados del análisis de una forma significativa; no obstante, los datos parecen mostrar una realidad diferente.
¿Significa esto que hay que descartar el modelo estándar? ¡Para nada! Recordemos que el modelo estándar puede explicar los datos de forma satisfactoria, y con menos parámetros. Lo que estos resultados nos dicen es que hay mérito en la idea de que la energía oscura es más complicada de lo que pensamos, y que hay que realizar más observaciones (o en este caso, esperar que la campaña de 5 años de DESI) para determinar con mayor certidumbre la validez de nuestras hipótesis.
Hay muchísimos más resultados en este artículo científico, tanto así que se podrían escribir varios astrobitos al respecto: mediciones de la curvatura del universo, la tensión de Hubble, el sector de neutrinos, el bosque Lyman-alpha, etc. Lo que es seguro es que a medida que la colaboración DESI vaya analizando más datos, ¡hay que estar atentos!
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