Las fluctuaciones de temperatura del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) tienen una dependencia sensible de la cantidad de asimetría bariónica del universo. De hecho, el análisis de las fluctuaciones del CMB es una de las formas de inferir la cantidad de asimetría bariónica. Sin embargo, por motivos puramente físicos, ¿cómo se puede entender cómo la cantidad de asimetría bariónica controla las fluctuaciones de la temperatura del CMB?
Respuestas
¿Demasiados anuncios?
Douglas Su
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Me temo que esta no será una respuesta completa; además, hay una pregunta similar en el sitio [ ¿Cómo restringe el CMB la asimetría de los bariones? ].
Si el universo estuviera ocupado uniformemente por cantidades iguales de materia y antimateria, es razonable imaginar que el espectro del CMB tomaría nota de las frecuentes aniquilaciones. Voy a citar la siguiente cita reciente trabajar en esto . El quid de su argumento es que "si existen grandes dominios de materia y antimateria, las aniquilaciones tendrían lugar en las interfaces entre ellos. Si el tamaño típico de dicho dominio fuera lo suficientemente pequeño, entonces la energía liberada por estas aniquilaciones daría lugar a un fondo difuso de rayos gamma y a una distorsión de la radiación cósmica de microondas". Este artículo cita a su vez otros trabajos anteriores sobre esta cuestión, pero se remontan muy atrás, por lo que no los citaré aquí.
Si el universo tuviera regiones muy separadas dominadas por la materia o la antimateria, de modo que las aniquilaciones fueran poco frecuentes, esto no sería tan visible, por lo que cabe preguntarse cuán eficientes tienen que ser las aniquilaciones para dejar su firma en el CMB. Sin embargo, en un plasma uniforme, una densidad de antimateria suficientemente grande dejaría una huella en el CMB como este fondo difuso.
En el universo primitivo, se espera que existan bariones y antibariones. Al enfriarse el universo, sería imposible crear pares de bariones y antibariones. Los bariones y antibariones restantes se aniquilarían, dando lugar finalmente a los fotones. La relación entre bariones y fotones después de que estas aniquilaciones lleguen a su fin caracteriza la asimetría bariónica; el exceso de bariones respecto a los antibariones que debe existir para que los bariones estén presentes en el universo actual.
El CMB surge unos 400.000 años después del big-bang, cuando el universo se enfrió lo suficiente como para que los electrones se combinaran con los protones y formaran un gas atómico transparente de hidrógeno. Esto ocurrió a 3000 K y los fotones emitidos en ese momento se han desplazado al rojo por un factor de 1100, por lo que se encuentran principalmente en longitudes de onda de microondas.
En primer orden, el CMB es totalmente uniforme e isotrópico (tras eliminar los efectos de la velocidad peculiar de nuestra Galaxia con respecto al CMB). Pequeñas fluctuaciones de temperatura de aproximadamente 1 parte en $10^5$ son causadas por compresiones y rarefacciones en el gas en (y después de) la época en que se generó el CMB. A grandes rasgos, las compresiones calientan el gas y provocan un aumento de la temperatura y las rarefacciones lo contrario. Estas oscilaciones acústicas pueden considerarse como un oscilador en el que la presión de la radiación actúa como un muelle que se comprime por la tendencia de la masa gravitatoria a agruparse. El tamaño de las oscilaciones depende, por tanto, de la relación entre la presión de radiación y la densidad del material autogravitatorio.
En el momento de la formación del CMB, cualquier energía oscura es insignificante en comparación con la densidad de la materia. La materia está en forma de bariones, que interactúan con el campo de radiación, y de materia oscura, que no lo hace. Es la densidad de bariones la que actúa como masa en la analogía de la oscilación anterior. Si se aumenta la densidad de bariones en relación con la presión de radiación, que está controlada por el número de fotones, entonces esa masa aumenta y tiene el efecto de hacer más profundas las compresiones en la oscilación. Si las compresiones se hacen más profundas, los principales picos acústicos en el espectro espacial del CMB se hacen más fuertes.
Así, la medición de la amplitud de estos picos acústicos en el espectro espacial del CMB mide directamente la relación entre bariones y fotones en la época de la creación del CMB, lo que a su vez nos dice cuál era la asimetría de los bariones (en un universo uniforme), porque el número de bariones se conserva y el número de fotones producidos por la aniquilación de bariones/antibariones también se conserva (casi), ya que los mecanismos que absorben fotones están en equilibrio con los mecanismos que los crean.
Fernando Briano
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3704
Sin embargo, por motivos puramente físicos, ¿cómo se entiende que la cantidad de asimetría bariónica controle las fluctuaciones de la temperatura del CMB?
De una lectura rápida de esta referencia, las fluctuaciones llamadas oscilaciones acústicas en la temperatura del CMB
Imagina una región sobredimensionada del plasma primordial. Mientras esta región de sobredensidad atrae gravitatoriamente la materia hacia ella, el calor de las interacciones fotón-materia crea una gran presión hacia el exterior. Estas fuerzas contrapuestas de gravedad y presión crearon oscilaciones, análogas a las ondas sonoras creadas en el aire por las diferencias de presión.
En su modelo, suponen que si existen densidades de materia y antimateria en el plasma primordial, los rayos gamma adicionales debidos a las aniquilaciones modificarían las oscilaciones acústicas al cambiar las densidades localmente donde tiene lugar la aniquilación. Han modelado este comportamiento y han ajustado un parámetro para la densidad de bariones a los datos.
