CENTRO DE ESTUDIOS DE FÍSICA DEL COSMOS DE ARAGÓN (CEFCA) La infancia del Universo: de la Gran Explosión a la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas (parte II) Carlos Hernández-Monteagudo Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA) Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 ÍNDICE Una mirada más detallada sobre Inflación Las anisotropías en la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas: intensidad (temperatura) y polarización Los famosos “modos B” de la polarización del Fondo Cósmico “detectados” por el experimento BICEPS2. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

¿Por qué necesitamos inflación? Para explicar porqué el Universo es tan homogéneo en las grandes escalas (el problema del horizonte) Para explicar porqué el universo tiene tan poca curvatura y ha durado tanto Para explicar porqué no existen partículas exóticas que físicos de partículas piensan que debieran haberse generado durante la Gran Explosión Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 … cuyos horizontes causales son (o eran) más pequeños! Ningún efecto físico se propaga más rápido que la velocidad de la luz Por tanto, tened presente que, a priori, cada observador sólo es sensible a una esfera de radio R= c . tuniv, con tuniv la edad del Universo! [Dicho radio se llama horizonte causal] distancia Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

¿Por qué necesitamos inflación? Para explicar porqué el Universo es tan homogéneo en las grandes escalas (el problema del horizonte) Para explicar porqué el universo tiene tan poca curvatura y ha durado tanto Para explicar porqué no existen partículas exóticas que físicos de partículas piensan que debieran haberse generado durante la Gran Explosión Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Einstein entonces recordó que en 1922 había examinado el trabajo de un físico soviético, Alexander Friedmann, quien entonces había propuesto una solución a sus ecuaciones por las cuales el universo se expandía: A. Friedmann Factor de expansión Parte espacial de la métrica Einstein dijo entonces que el haber introducido su constante cosmológica había sido el mayor error de su vida, ¡pues se le había escapado la expansión universal que su propia teoría predecía! Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

¿Por qué necesitamos inflación? Para explicar porqué el Universo es tan homogéneo en las grandes escalas (el problema del horizonte) Para explicar porqué el universo tiene tan poca curvatura y ha durado tanto Para explicar porqué no existen partículas exóticas que físicos de partículas piensan que debieran haberse generado durante la Gran Explosión Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 ¿Y en qué consiste? Existe un “algo” efectivo en el Universo joven que tiene una presión negativa, de forma que ρ+ 3p < 0  p < -ρ/3. Ese algo es un campo escalar (el más sencillo) que se llama inflatón (Φ) Esta expansión tan acelerada (más rápida que la luz) vacía los horizontes de sucesos de cada observador (y en particular de partículas “raras”), y hace plano el universo … Las pequeñas fluctuaciones del inflatón se convierten en pequeñas fluctuaciones de la distribución de materia en el universo una vez que el inflatón decae en partículas y radiación que vemos en el momento actual … δφ/φ ~ δρ(x) / ρ Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

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Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x) / ρ Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 De ahí en adelante se aplica lo que se llama la teoría cosmológica de perturbaciones: δφ/φ ~ δρ(x) / ρ Es posible calcular la evolución de estas perturbaciones, pues la física es relativamente simple si esas fluctuaciones son pequeñas: δρ(x) / ρ < 10-5 Por ejemplo, las anisotropías de la Radiación de Fondo son pequeñas: T0 = 2.7325 K, y las variaciones típicas son del orden de δT≈ 0.00008 K, esto es, δT/T0 ≈ 3 x 10-5 Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 La teoría de Inflación hace tres predicciones muy claras: Las fluctuaciones del inflatón δφ[x] deben ser Gaussianas, esto es, deben venir distribuídas por una función de probabilidad de Gauss. Las fluctuaciones deben observar una relación entre la amplitud de las fluctuaciones y su tamaño: si usamos el vector de onda k=2π/L como algo inversamente proporcional a la longitud de onda / tamaño de la fluctuación δφ entonces tenemos que |δφk |2 ≈ A kn-4 , donde ns ≈ 1 es el índice espectral de las perturbaciones. Las fluctuaciones del inflatón debieran también crear un fondo de ondas gravitatorias, pequeñas arrugas en el espacio tiempo Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 ¿SE PUEDE COMPROBAR SI ESTAS PREDICCIONES DE INFLACIÓN SE VERIFICAN EN LAS OBSERVACIONES ? Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 UN RESUMEN DE LA TEORÍA DE PERTURBACIONES QUE EXPLICA LAS ANISOTROPÍAS DE LA RADIACIÓN DE FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Éstos son los fenómenos físicos más importantes que afectan a la luz en el universo primitivo, cuando la densidad y temperatura es comparable al interior del Sol: Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Éstos son los fenómenos físicos más importantes que afectan a la luz en el universo primitivo, cuando la densidad y temperatura es comparable al interior del Sol: Efecto Sachs-Wolfe [SW]: la luz tiene que subir/bajar un pozo de potencial gravitatorio que en general es diferente al potencial gravitatorio del observador. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Éstos son los fenómenos físicos más importantes que afectan a la luz en el universo primitivo: Efecto Sachs-Wolfe [SW]: la luz tiene que subir/bajar un pozo de potencial gravitatorio que en general es diferente al potencial gravitatorio del observador. Efecto Sachs-Wolfe integrado [iSW]: la luz cruza un pozo de potencial gravitatorio que cambia mientras la luz lo está atravesando Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Éstos son los fenómenos físicos más importantes que afectan a la INTENSIDAD de la luz en el universo primitivo: Efecto Sachs-Wolfe [SW]: la luz tiene que subir/bajar un pozo de potencial gravitatorio que en general es diferente al potencial gravitatorio del observador. Efecto Sachs-Wolfe integrado [iSW]: la luz cruza un pozo de potencial gravitatorio que cambia mientras la luz lo está atravesando Efecto Doppler: la luz choca con electrones en movimiento, y en el choque cambia de dirección Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Todos los fenómenos juntos … Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Pues bien: ¿qué ocurre con la luz cuando el Universo es tan denso y caliente que la luz no puede viajar en línea recta? Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Pues bien: ¿qué ocurre con la luz cuando el Universo es tan denso y caliente que la luz no puede viajar en línea recta? La Radiación de Fondo, al tener que salir de los pozos de potencial, tiene que perder algo de energía … De W.Hu. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Pero hay pozos de potencial de todos los tamaños … De W.Hu. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Si bien, las oscilaciones no ocurren siempre, hay un momento en que los electrones se juntan con los protones y la luz queda libre: ÉSA es la época de la recombinación … De W.Hu. Tiempo  Tiempo  De W.Hu. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Si bien, las oscilaciones no ocurren siempre, hay un momento en que los electrones se juntan con los protones y la luz queda libre: ÉSA es la época de la recombinación … De W.Hu. Como mucho, una onda de presión recorre el horizonte de sonido: velocidad del sonido x edad del Universo hasta recombinación De W.Hu. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Tamaño angular del horizonte de sonido Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ Tamaño angular del horizonte de sonido Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 La teoría de Inflación hace tres predicciones muy claras: Las fluctuaciones del inflatón δφ[x] deben ser Gaussianas, esto es, deben venir distribuídas por una función de probabilidad de Gauss. Las fluctuaciones deben observar una relación entre la amplitud de las fluctuaciones y su tamaño: si usamos el vector de onda k=2π/L como algo inversamente proporcional a la longitud de onda / tamaño de la fluctuación δφ entonces tenemos que |δφk |2 ≈ A kn-4 , donde ns ≈ 1 es el índice espectral de las perturbaciones. Las fluctuaciones del inflatón debieran también crear un fondo de ondas gravitatorias, pequeñas arrugas en el espacio tiempo Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 δφ/φ ~ δρ(x)/ρ 2 predicciones de Inflación son satisfechas!!! ns = 0.9602 +/- 0.008 δT son Gaussianas Tamaño angular del horizonte de sonido Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Pero además, la luz de la radiación de Fondo oscila de un modo particular : está polarizada Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Medidas del satélite Planck Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Sin embargo, existen dos tipos de polarización de la Radiación de Fondo, y sólo un tipo, el llamado modo B de polarización, viene causado por ondas gravitatorias …. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Sin embargo, existen dos tipos de polarización de la Radiación de Fondo, y sólo un tipo, el llamado modo B de polarización, viene causado por ondas gravitatorias …. Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Sin embargo, existen dos tipos de polarización de la Radiación de Fondo, y sólo un tipo, el llamado modo B de polarización, viene causado por ondas gravitatorias …. En marzo de 2014, el telescopio BICEPS2 hizo el anuncio de haber detectado, por primera vez, el modo B de perturbaciones, confirmando la tercera predicción de Inflación y a la vez detectando directamente ondas gravitatorias … Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Sin embargo, existen dos tipos de polarización de la Radiación de Fondo, y sólo un tipo, el llamado modo B de polarización, viene causado por ondas gravitatorias …. En marzo de 2014, el telescopio BICEP2 hizo el anuncio de haber detectado, por primera vez, el modo B de perturbaciones, confirmando la tercera predicción de Inflación y a la vez detectando directamente ondas gravitatorias … Sin embargo, la colaboración europea Planck, ha demostrado recientemente que moléculas de polvo en nuestra Vía Láctea puede llegar a dar un nivel de polarización de modo B que puede haber confundido al equipo de BICEP2 … Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Mapa de polarización de polvo usado por el equipo de BICEP2 “copiado” de una presentación de un miembro del equipo de Planck. Mapa de polarización de polvo publicado por el equipo de Planck en Mayo de 2014 Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014 Ahora mismo los equipos de Planck y BICEP2 trabajan juntos para esclarecer el asunto … Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014

¡Gracias por la atención ! Universidad de Verano Arcos de las Salinas, 26 de Septiembre de 2014