Esto es lo que dicen los sobrantes de The Big Bang sobre el universo hoy
Las fluctuaciones en el CMB dan lugar a la estructura del Universo tal como existe hoy en día. (Crédito de la imagen: NASA / WMAP Science Team)
Por Ethan Siegel , para Forbes Noviembre 3 de 2016
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son propias.
El Big Bang podría haber comenzado nuestro Universo tal como lo conocemos hace unos 13.800 millones de años, pero todavía hay una parte visible para nosotros hoy. Debido a que el "bang" sucedió en todas partes a la vez, hay luz que ha estado viajando en todas las direcciones durante 13,8 mil millones de años, y algo de esto está llegando a nuestros ojos hoy. Debido a que el Universo se ha expandido todo este tiempo, la longitud de onda de esa luz inicialmente caliente se ha estirado, todo el camino desde los rayos gamma a través de la luz visible y hacia la porción de microondas del espectro. Este resplandor sobrante del Big Bang aparece hoy como el fondo de microondas cósmico, o CMB. Hoy en día, es quizás la mejor evidencia que tenemos de lo que está hecho el Universo.
Los detalles en el resplandor sobrante del Big Bang han sido progresivamente mejor y mejor revelados por imágenes satelitales mejoradas. (Crédito de imagen: NASA / ESA y los equipos COBE, WMAP y Planck)
Cuando se detectó por primera vez en 1965, fue una confirmación increíble de la idea de que el Universo provenía de un estado caliente, denso y uniforme, con su temperatura y espectro coincidiendo exactamente con las predicciones de la teoría. Pero a medida que nuestra habilidad para medir las imperfecciones del CMB creció y creció, aprendimos más de lo que nadie podría haber imaginado en 1965. En promedio, el brillo restante del Big Bang nos da un Universo cuya temperatura es de 2.725 K, solo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Pero también hay imperfecciones en esa temperatura si miramos en direcciones diferentes. Son muy pequeños en comparación con la temperatura promedio, con la imperfección "más grande" llegando a solo 3 milikelvins (mK).
El dipolo de CMB medido por COBE, que representa nuestro movimiento a través del Universo en relación con el cuadro de descanso del CMB. (Crédito de la imagen: DMR, COBE, NASA, Mapa del cielo de cuatro años)
Este patrón característico, que es "más caliente" en una dirección y "más frío" en la opuesta, nos dice qué tan rápido nos estamos moviendo a través del Universo, en relación con el resto del marco del Universo en expansión. Pero si restamos esto, nos encontramos con que tenemos que bajar a fluctuaciones de magnitud mucho menor para encontrar las diferencias de temperatura: escalas microkelvin (μK). Si bajamos tan lejos, obtendremos una instantánea de las pequeñas imperfecciones gravitacionales en el Universo muy joven. Gracias al satélite Planck, podemos ver estas imperfecciones hasta escalas angulares de menos de 0.1º.
COBE, el primer satélite CMB, midió las fluctuaciones a escalas de solo 7º. WMAP pudo medir resoluciones de hasta 0.3 ° en cinco bandas de frecuencia diferentes, con Planck midiendo hasta 5 minutos de arco (0.08 °) en nueve bandas de frecuencia diferentes en total. (Crédito de imágenes: NASA / COBE / DMR; Equipo científico de la NASA / WMAP; ESA y la colaboración de Planck)
Si bien estas imágenes pueden parecer nada más que ruido para sus ojos, en realidad hay una enorme cantidad de datos. Imagine que puede dividir el cielo en un cierto número de formas independientes: 5, 15, 25, 150, etc., y mida cuán grande es la fluctuación media de la temperatura en cada escala. Cada fuerza y componente de energía presente en el Universo, incluidos los protones, los neutrones y los electrones, la materia oscura, la radiación, la energía oscura, las imperfecciones gravitacionales y más influirán en cómo se comportan las fluctuaciones en todas y cada una de las escalas.
Los mapas compuestos (de 1 = 2 a 10) de la Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de la NASA (WMAP), 3 años de combinación de líneas internas (ILC). (Crédito de la imagen: NASA / WMAP / Chiang Lung-Yih)
Algunos lugares son más calientes que otros; algunos son más fríos que otros; algunos son exactamente promedio. Pero al preguntar cuál es la fluctuación media en cada escala, al promediar la salida de los componentes independientes de la media en conjunto, podemos cuantificar cómo varía la temperatura en cada escala angular. Hay una tremenda cantidad de información codificada en los resultados, y nos permiten determinar exactamente qué compone el Universo con solo un poco de información extra.
El espectro de potencia de las fluctuaciones en el CMB se ajusta mejor mediante una única curva única. Crédito de imagen: Colaboración de Planck: P. A. R. Ade et al., 2014, A & A.
La "línea" de mejor ajuste podría parecer bastante arbitraria, pero en realidad es extremadamente sensible a una gran cantidad de diferentes componentes en el Universo. A la izquierda (las escalas más grandes), la altura y la inclinación de la parte "plana" nos dice qué tan profundas son las fluctuaciones a gran escala en el Universo y cómo crecen con el tiempo: los efectos Sachs-Wolfe y Sachs-Wolfe integrados. A medida que avanza hacia escalas más pequeñas, la altura de ese gran primer pico nos dice cuál es la densidad de los bariones (protones, neutrones y electrones combinados): aproximadamente el 5% de la densidad crítica. La escala angular -o la ubicación horizontal- de ese pico nos dice cuál es la curvatura total del Universo: aproximadamente el 0% (con una incertidumbre de aproximadamente el 2%). La altura relativa de los picos segundo y tercero nos dice cuál es la relación de materia normal a materia oscura: aproximadamente 1 a 5. Sin materia oscura, no tendríamos un segundo pico en absoluto.
La estructura de los picos del CMB cambia dependiendo de lo que hay en el Universo. (Crédito de la imagen: W. Hu y S. Dodelson, Ann.Rev.Astron.Astrophys.40: 171-216,2002)
Vale la pena señalar que para cualquier línea determinada que dibuje, puede llegar a múltiples parámetros diferentes. Esto se conoce como un problema de degeneración; No puede determinar todo midiendo el CMB por sí mismo. Pero si mide solo otra cosa, como la tasa de expansión de Hubble, por ejemplo, rompe esa degeneración por completo.
Cuatro cosmologías diferentes conducen a las mismas fluctuaciones en el CMB, pero medir un solo parámetro independientemente (como H_0) puede romper esa degeneración. (Crédito de imagen: Melchiorri, A. & Griffiths, L.M., 2001, NewAR, 45, 321)
Cuando lo hacemos, con los mejores datos de CMB disponibles (de Planck), llegamos a un Universo compuesto por:
Las manchas frías (que se muestran en azul) en el CMB no son inherentemente más frías, sino que representan regiones donde hay un mayor tirón gravitacional debido a una mayor densidad de materia, mientras que los puntos calientes (en rojo) solo son más calientes porque la radiación en esa región vive en un pozo gravitacional más superficial. Con el tiempo, las regiones sobrecargadas tendrán muchas más probabilidades de convertirse en estrellas, galaxias y clústeres, mientras que las regiones menos comprometidas serán menos propensas a hacerlo. (Crédito de imagen: E.M. Huff, el equipo SDSS-III y el equipo del Telescopio del Polo Sur, gráfico de Zosia Rostomian)
Esto es consistente con todo lo demás que hemos observado, desde cómo se estructura la estructura en las escalas más grandes hasta el lente gravitacional, pasando por los datos de supernovas a la materia oscura en grupos y galaxias. Cualquier cosmología alternativa al Big Bang gobernada por la Relatividad General con materia oscura y energía oscura tiene que afrontar este desafío también. Hasta el momento, ninguna alternativa ha tenido éxito en este frente. Con una precisión sin precedentes, el CMB nos dice exactamente qué hay en el Universo. Quizás el hecho más notable de todo es cuántas líneas de evidencia independientes respaldan la misma imagen exacta.
El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y principal escritor de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.
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Comenzó con un estallido
El Universo está ahí afuera, esperando que lo descubras.
Las fluctuaciones en el CMB dan lugar a la estructura del Universo tal como existe hoy en día. (Crédito de la imagen: NASA / WMAP Science Team)
Por Ethan Siegel , para Forbes Noviembre 3 de 2016
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son propias.
El Big Bang podría haber comenzado nuestro Universo tal como lo conocemos hace unos 13.800 millones de años, pero todavía hay una parte visible para nosotros hoy. Debido a que el "bang" sucedió en todas partes a la vez, hay luz que ha estado viajando en todas las direcciones durante 13,8 mil millones de años, y algo de esto está llegando a nuestros ojos hoy. Debido a que el Universo se ha expandido todo este tiempo, la longitud de onda de esa luz inicialmente caliente se ha estirado, todo el camino desde los rayos gamma a través de la luz visible y hacia la porción de microondas del espectro. Este resplandor sobrante del Big Bang aparece hoy como el fondo de microondas cósmico, o CMB. Hoy en día, es quizás la mejor evidencia que tenemos de lo que está hecho el Universo.
Los detalles en el resplandor sobrante del Big Bang han sido progresivamente mejor y mejor revelados por imágenes satelitales mejoradas. (Crédito de imagen: NASA / ESA y los equipos COBE, WMAP y Planck)
Cuando se detectó por primera vez en 1965, fue una confirmación increíble de la idea de que el Universo provenía de un estado caliente, denso y uniforme, con su temperatura y espectro coincidiendo exactamente con las predicciones de la teoría. Pero a medida que nuestra habilidad para medir las imperfecciones del CMB creció y creció, aprendimos más de lo que nadie podría haber imaginado en 1965. En promedio, el brillo restante del Big Bang nos da un Universo cuya temperatura es de 2.725 K, solo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Pero también hay imperfecciones en esa temperatura si miramos en direcciones diferentes. Son muy pequeños en comparación con la temperatura promedio, con la imperfección "más grande" llegando a solo 3 milikelvins (mK).
El dipolo de CMB medido por COBE, que representa nuestro movimiento a través del Universo en relación con el cuadro de descanso del CMB. (Crédito de la imagen: DMR, COBE, NASA, Mapa del cielo de cuatro años)
Este patrón característico, que es "más caliente" en una dirección y "más frío" en la opuesta, nos dice qué tan rápido nos estamos moviendo a través del Universo, en relación con el resto del marco del Universo en expansión. Pero si restamos esto, nos encontramos con que tenemos que bajar a fluctuaciones de magnitud mucho menor para encontrar las diferencias de temperatura: escalas microkelvin (μK). Si bajamos tan lejos, obtendremos una instantánea de las pequeñas imperfecciones gravitacionales en el Universo muy joven. Gracias al satélite Planck, podemos ver estas imperfecciones hasta escalas angulares de menos de 0.1º.
COBE, el primer satélite CMB, midió las fluctuaciones a escalas de solo 7º. WMAP pudo medir resoluciones de hasta 0.3 ° en cinco bandas de frecuencia diferentes, con Planck midiendo hasta 5 minutos de arco (0.08 °) en nueve bandas de frecuencia diferentes en total. (Crédito de imágenes: NASA / COBE / DMR; Equipo científico de la NASA / WMAP; ESA y la colaboración de Planck)
Si bien estas imágenes pueden parecer nada más que ruido para sus ojos, en realidad hay una enorme cantidad de datos. Imagine que puede dividir el cielo en un cierto número de formas independientes: 5, 15, 25, 150, etc., y mida cuán grande es la fluctuación media de la temperatura en cada escala. Cada fuerza y componente de energía presente en el Universo, incluidos los protones, los neutrones y los electrones, la materia oscura, la radiación, la energía oscura, las imperfecciones gravitacionales y más influirán en cómo se comportan las fluctuaciones en todas y cada una de las escalas.
Los mapas compuestos (de 1 = 2 a 10) de la Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de la NASA (WMAP), 3 años de combinación de líneas internas (ILC). (Crédito de la imagen: NASA / WMAP / Chiang Lung-Yih)
Algunos lugares son más calientes que otros; algunos son más fríos que otros; algunos son exactamente promedio. Pero al preguntar cuál es la fluctuación media en cada escala, al promediar la salida de los componentes independientes de la media en conjunto, podemos cuantificar cómo varía la temperatura en cada escala angular. Hay una tremenda cantidad de información codificada en los resultados, y nos permiten determinar exactamente qué compone el Universo con solo un poco de información extra.
El espectro de potencia de las fluctuaciones en el CMB se ajusta mejor mediante una única curva única. Crédito de imagen: Colaboración de Planck: P. A. R. Ade et al., 2014, A & A.
La "línea" de mejor ajuste podría parecer bastante arbitraria, pero en realidad es extremadamente sensible a una gran cantidad de diferentes componentes en el Universo. A la izquierda (las escalas más grandes), la altura y la inclinación de la parte "plana" nos dice qué tan profundas son las fluctuaciones a gran escala en el Universo y cómo crecen con el tiempo: los efectos Sachs-Wolfe y Sachs-Wolfe integrados. A medida que avanza hacia escalas más pequeñas, la altura de ese gran primer pico nos dice cuál es la densidad de los bariones (protones, neutrones y electrones combinados): aproximadamente el 5% de la densidad crítica. La escala angular -o la ubicación horizontal- de ese pico nos dice cuál es la curvatura total del Universo: aproximadamente el 0% (con una incertidumbre de aproximadamente el 2%). La altura relativa de los picos segundo y tercero nos dice cuál es la relación de materia normal a materia oscura: aproximadamente 1 a 5. Sin materia oscura, no tendríamos un segundo pico en absoluto.
La estructura de los picos del CMB cambia dependiendo de lo que hay en el Universo. (Crédito de la imagen: W. Hu y S. Dodelson, Ann.Rev.Astron.Astrophys.40: 171-216,2002)
Vale la pena señalar que para cualquier línea determinada que dibuje, puede llegar a múltiples parámetros diferentes. Esto se conoce como un problema de degeneración; No puede determinar todo midiendo el CMB por sí mismo. Pero si mide solo otra cosa, como la tasa de expansión de Hubble, por ejemplo, rompe esa degeneración por completo.
Cuatro cosmologías diferentes conducen a las mismas fluctuaciones en el CMB, pero medir un solo parámetro independientemente (como H_0) puede romper esa degeneración. (Crédito de imagen: Melchiorri, A. & Griffiths, L.M., 2001, NewAR, 45, 321)
Cuando lo hacemos, con los mejores datos de CMB disponibles (de Planck), llegamos a un Universo compuesto por:
- aproximadamente el 4,9% normal, materia atómica,
- aproximadamente el 0,01% de fotones,
- alrededor de 0,1% de neutrinos,
- Aproximadamente el 26,3% de materia oscura,
- sin cuerdas cósmicas,
- sin paredes de dominio,
- y 68.7% constante cosmológica, sin evidencia de que la energía oscura sea algo más exótico que esto.
Las manchas frías (que se muestran en azul) en el CMB no son inherentemente más frías, sino que representan regiones donde hay un mayor tirón gravitacional debido a una mayor densidad de materia, mientras que los puntos calientes (en rojo) solo son más calientes porque la radiación en esa región vive en un pozo gravitacional más superficial. Con el tiempo, las regiones sobrecargadas tendrán muchas más probabilidades de convertirse en estrellas, galaxias y clústeres, mientras que las regiones menos comprometidas serán menos propensas a hacerlo. (Crédito de imagen: E.M. Huff, el equipo SDSS-III y el equipo del Telescopio del Polo Sur, gráfico de Zosia Rostomian)
Esto es consistente con todo lo demás que hemos observado, desde cómo se estructura la estructura en las escalas más grandes hasta el lente gravitacional, pasando por los datos de supernovas a la materia oscura en grupos y galaxias. Cualquier cosmología alternativa al Big Bang gobernada por la Relatividad General con materia oscura y energía oscura tiene que afrontar este desafío también. Hasta el momento, ninguna alternativa ha tenido éxito en este frente. Con una precisión sin precedentes, el CMB nos dice exactamente qué hay en el Universo. Quizás el hecho más notable de todo es cuántas líneas de evidencia independientes respaldan la misma imagen exacta.
El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y principal escritor de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.
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