impedanci
El Marquez del Foraze
- Registrado
- 2008/10/04
- Mensajes
- 12.493
- Sexo
- MOH
Primera observación indirecta del fondo cósmico de neutrinos en los datos de BOSS BAO DR12
El fondo cósmico de neutrinos (CνB) nos mostrará el universo cuando tenía un segundo; mientras que el fondo cósmico de microondas (CMB) nos lo muestra con unos 380 000 años. El CνB se puede observar de forma indirecta en las oscilaciones acústicas de bariones (BAO), que muestran un desplazamiento en fase inducido por estos neutrinos. Así se observó en 2015 en en el CMB y ahora se publica en Nature Physics su primera observación usando las observaciones de BOSS DR12 de las grandes estructuras del universo. Una nueva prueba que confirma la existencia del CνB que nos lleva a desear que los físicos jóvenes ideen nuevos métodos para su observación detallada durante este siglo.
Los neutrinos del CνB son casi imposibles de observar de forma directa, pues su energía actual se estima en 168 μeV (microelectrónvoltios); valor que hay que comparar con los cientos de keV (kiloelectrónvoltions) que tienen los neutrinos de menor energía que hemos podido observar. Ahora mismo la única opción posible es la observación indirecta. Cuando se formó el CMB los neutrinos daban cuenta del 10% de la densidad total del universo; gracias a ello los neutrinos del CνB influyen en las BAO que se pueden observar en el CMB. La nueva observación se basa en los datos finales (DR12) de BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) que ha estudiado 1 198 006 galaxias con desplazamientos al rojo espectroscópicos entre 0.2 < z < 0.75. El espectro de las BAO muestra la oscilación inducida por los neutrinos al 95% CL (unas dos sigmas). Las futuras observaciones de DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) prometen alcanzar las tres sigmas.
La futura generación de telescopios espaciales para la observación del CMB permitirá lograr una observación (indirecta) del CνB hasta cinco sigmas. Sin lugar a dudas estamos viviendo una época apasionante en cosmología. El artículo es Daniel Baumann, Florian Beutler, …, Christophe Yèche, “First constraint on the neutrino-induced phase shift in the spectrum of baryon acoustic oscillations,” Nature Physics (25 Feb 2019), doi: 10.1038/s41567-019-0435-6, arXiv:1803.10741 [astro-ph.CO]; más información divulgativa en Ethan Siegel, “Earliest Signal Ever: Scientists Find Relic Neutrinos From 1 Second After The Big Bang,” Starts With A Bang, 28 Feb 2019.
Las oscilaciones acústicas de bariónes aparecieron cuando la materia y la radiación se desacoplaron. Antes de este momento la temperatura media del universo era de varios miles de grados, con los fotones interaccionando fuertemente con los electrones del plasma mediante dispersión de Compton; así la radiación (fotones) y la materia (bariones) se comportaban como un único fluido. Este fluido fotón-barión está sometido a dos fuerzas opuestas, la atracción gravitacional de la materia y la presión de radiación de los fotones. Como resultado, cualquier perturbación en la densidad de la materia bariónica provoca una oscilación que se propaga como una onda de presión amortiguada (de ahí el término «oscilacione acústicas» en analogía con el sonido).
Tras el desacoplamiento de la materia y la radiación, las oscilaciones de densidad quedan «congeladas», lo que deja una huella impresa en el CMB y en la distribución de galaxias a escala cósmica. En esta última se observa al estudiar la distribución de las distancias entre galaxias; como si las galaxias se distribuyeran en «cascarones» esféricos, que en la actualidad deben tener un radio de unos 150 Mpc (megapársec) y un grosor de unos 30 Mpc. La imagen artística de más arriba trata de ilustrar esta idea (APOD, 20 Jan 2014).
El efecto de los neutrinos del CνB sobre las BAO se observa en un pequeño cambio de fase en su espectro. El efecto se caracteriza con dos parámetros α (que caracteriza las BAO) y β (que caracteriza el desfase debido a los neutrinos); su valor de referencia según el modelo es la unidad. Para el primero tenemos medidas muy precisas, α = 1.000 ± 0.032 (0.2 < z < 0.5, llamado z1 en la figura que abre esta entrada) y α = 1.000 ± 0.035 (0.5 < z < 0.75, llamado z3 en dicha figura). Para el segundo las medidas son mucho más imprecisas, pues la contribución de los neutrinos es muy pequeña. Por eso ha habido que esperar al análisis de todos los datos de BOSS (DR12) para observar un valor de β = 0.8 ± 2.3, que va en contra de la hipótesis nula (que no contribuyan los neutrinos del CνB y resulte β = 0) con una significación σ(β) = 2.1 (unas dos sigmas).
Para los estándares de la física de partículas, dos sigmas puede parecer una significación paupérrima. Pero en cosmología (y otras áreas de la ciencia) se trata de un resultado relevante dadas las enormes dificultades de la observación (de ahí que se haya publicado en Nature Physics). Lo destacable es que esta medida, junto con la confirmación previa de 2015 basada en el CMB, muestran que el CνB existe. Así se abre la puerta para diseñar futuros métodos de observación más precisos que acaban conduciendo a un mapa del CνB (lo que sería la primera foto del universo cuando tenía solo un segundo). ¿Se podrá lograr durante este siglo? No lo sabemos, pero podemos soñar con ello.
Dada la temperatura del CMB, la temperatura del CNB puede ser estimada. Antes que los neutrinos se desacoplaran del resto de la materia, el Universo consistía principalmente en un plasma de quarks-gluones junto con neutrinos, electrones, positrones y fotones, todos en equilibrio termodinámico los unos con los otros. Una vez que la temperatura disminuyó las masas de los bosones W y Z, los neutrinos se desacoplaron del resto de la materia. En este momento, los neutrinos y los fotones seguían teniendo la misma temperatura. Cuando la temperatura disminuyó la masa de los electrones, muchos electrones y positrones se aniquilaron, transfiriendo su calor y entropía a los fotones. Así que la relación de la temperatura de los fotones antes y después de la aniquilación electrón-positrón es la misma que la relación de la temperatura de los fotones y los neutrinos hoy. Para hallar esta relación, asumimos que la entropía del Universo se conservó aproximadamente por la aniquilación electrón-positrón. Entonces utilizando
,
.
Dado el valor actual de
, se obtiene que
.
La discusión anterior es válida para neutrinos sin masa, que son siempre relativistas. Si los neutrinos tienen una masa residual positiva, se convierten en no relativistas cuando la energía térmica
cae por debajo de la masa-energía en reposo
. La materia no relativista se enfría más deprisa que la relativista según se expande el Universo. Los cálculos precisos, si la entropías de cada fermión permanece constante, dada por la temperatura actual de los neutrinos
.
El fondo cósmico de neutrinos (CνB) nos mostrará el universo cuando tenía un segundo; mientras que el fondo cósmico de microondas (CMB) nos lo muestra con unos 380 000 años. El CνB se puede observar de forma indirecta en las oscilaciones acústicas de bariones (BAO), que muestran un desplazamiento en fase inducido por estos neutrinos. Así se observó en 2015 en en el CMB y ahora se publica en Nature Physics su primera observación usando las observaciones de BOSS DR12 de las grandes estructuras del universo. Una nueva prueba que confirma la existencia del CνB que nos lleva a desear que los físicos jóvenes ideen nuevos métodos para su observación detallada durante este siglo.
Los neutrinos del CνB son casi imposibles de observar de forma directa, pues su energía actual se estima en 168 μeV (microelectrónvoltios); valor que hay que comparar con los cientos de keV (kiloelectrónvoltions) que tienen los neutrinos de menor energía que hemos podido observar. Ahora mismo la única opción posible es la observación indirecta. Cuando se formó el CMB los neutrinos daban cuenta del 10% de la densidad total del universo; gracias a ello los neutrinos del CνB influyen en las BAO que se pueden observar en el CMB. La nueva observación se basa en los datos finales (DR12) de BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) que ha estudiado 1 198 006 galaxias con desplazamientos al rojo espectroscópicos entre 0.2 < z < 0.75. El espectro de las BAO muestra la oscilación inducida por los neutrinos al 95% CL (unas dos sigmas). Las futuras observaciones de DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) prometen alcanzar las tres sigmas.
La futura generación de telescopios espaciales para la observación del CMB permitirá lograr una observación (indirecta) del CνB hasta cinco sigmas. Sin lugar a dudas estamos viviendo una época apasionante en cosmología. El artículo es Daniel Baumann, Florian Beutler, …, Christophe Yèche, “First constraint on the neutrino-induced phase shift in the spectrum of baryon acoustic oscillations,” Nature Physics (25 Feb 2019), doi: 10.1038/s41567-019-0435-6, arXiv:1803.10741 [astro-ph.CO]; más información divulgativa en Ethan Siegel, “Earliest Signal Ever: Scientists Find Relic Neutrinos From 1 Second After The Big Bang,” Starts With A Bang, 28 Feb 2019.
Las oscilaciones acústicas de bariónes aparecieron cuando la materia y la radiación se desacoplaron. Antes de este momento la temperatura media del universo era de varios miles de grados, con los fotones interaccionando fuertemente con los electrones del plasma mediante dispersión de Compton; así la radiación (fotones) y la materia (bariones) se comportaban como un único fluido. Este fluido fotón-barión está sometido a dos fuerzas opuestas, la atracción gravitacional de la materia y la presión de radiación de los fotones. Como resultado, cualquier perturbación en la densidad de la materia bariónica provoca una oscilación que se propaga como una onda de presión amortiguada (de ahí el término «oscilacione acústicas» en analogía con el sonido).
Tras el desacoplamiento de la materia y la radiación, las oscilaciones de densidad quedan «congeladas», lo que deja una huella impresa en el CMB y en la distribución de galaxias a escala cósmica. En esta última se observa al estudiar la distribución de las distancias entre galaxias; como si las galaxias se distribuyeran en «cascarones» esféricos, que en la actualidad deben tener un radio de unos 150 Mpc (megapársec) y un grosor de unos 30 Mpc. La imagen artística de más arriba trata de ilustrar esta idea (APOD, 20 Jan 2014).
El efecto de los neutrinos del CνB sobre las BAO se observa en un pequeño cambio de fase en su espectro. El efecto se caracteriza con dos parámetros α (que caracteriza las BAO) y β (que caracteriza el desfase debido a los neutrinos); su valor de referencia según el modelo es la unidad. Para el primero tenemos medidas muy precisas, α = 1.000 ± 0.032 (0.2 < z < 0.5, llamado z1 en la figura que abre esta entrada) y α = 1.000 ± 0.035 (0.5 < z < 0.75, llamado z3 en dicha figura). Para el segundo las medidas son mucho más imprecisas, pues la contribución de los neutrinos es muy pequeña. Por eso ha habido que esperar al análisis de todos los datos de BOSS (DR12) para observar un valor de β = 0.8 ± 2.3, que va en contra de la hipótesis nula (que no contribuyan los neutrinos del CνB y resulte β = 0) con una significación σ(β) = 2.1 (unas dos sigmas).
Para los estándares de la física de partículas, dos sigmas puede parecer una significación paupérrima. Pero en cosmología (y otras áreas de la ciencia) se trata de un resultado relevante dadas las enormes dificultades de la observación (de ahí que se haya publicado en Nature Physics). Lo destacable es que esta medida, junto con la confirmación previa de 2015 basada en el CMB, muestran que el CνB existe. Así se abre la puerta para diseñar futuros métodos de observación más precisos que acaban conduciendo a un mapa del CνB (lo que sería la primera foto del universo cuando tenía solo un segundo). ¿Se podrá lograr durante este siglo? No lo sabemos, pero podemos soñar con ello.
Dada la temperatura del CMB, la temperatura del CNB puede ser estimada. Antes que los neutrinos se desacoplaran del resto de la materia, el Universo consistía principalmente en un plasma de quarks-gluones junto con neutrinos, electrones, positrones y fotones, todos en equilibrio termodinámico los unos con los otros. Una vez que la temperatura disminuyó las masas de los bosones W y Z, los neutrinos se desacoplaron del resto de la materia. En este momento, los neutrinos y los fotones seguían teniendo la misma temperatura. Cuando la temperatura disminuyó la masa de los electrones, muchos electrones y positrones se aniquilaron, transfiriendo su calor y entropía a los fotones. Así que la relación de la temperatura de los fotones antes y después de la aniquilación electrón-positrón es la misma que la relación de la temperatura de los fotones y los neutrinos hoy. Para hallar esta relación, asumimos que la entropía del Universo se conservó aproximadamente por la aniquilación electrón-positrón. Entonces utilizando
- 2 para fotones, ya que son bosones sin masa.
- 2 grados de (7/8) cada uno para electrones y positrones, ya que son fermiones
Dado el valor actual de
La discusión anterior es válida para neutrinos sin masa, que son siempre relativistas. Si los neutrinos tienen una masa residual positiva, se convierten en no relativistas cuando la energía térmica
