Astronomía

¿Cómo determinamos la distancia del CMB?

¿Cómo determinamos la distancia del CMB?



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El fondo cosmológico de microondas (CMB) es la radiación electromagnética más antigua del universo. ¿Cómo sabemos qué tan lejos está el CMB?


Momento adecuado de CMB

Intentaré formular esta pregunta de tres formas diferentes, y tal vez la idea detrás de ella se haga evidente. Sé que la semántica realmente puede desviar una discusión sobre física.

1: En relación con el día de hoy, ¿pasaba el tiempo más rápido, más lento (o ninguno) en el momento de la última dispersión?

2: ¿Cuánto del desplazamiento hacia el rojo del CMB se atribuye a un desplazamiento debido a la dilatación / contracción del tiempo? ¿Si alguna?

3: Hipotéticamente, si un reloj estuviera dando vueltas en el momento de la última dispersión, y su luz recién ahora nos llega, ¿las manecillas de ese reloj estarían marcando más rápido o más lento (o ninguno) que un reloj en la tierra actual?

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Algunas formas en las que he pensado en responder a esto:

Entonces. lo impetuoso para esta pregunta son las afirmaciones repetidas de que el universo primitivo era caliente y denso (en relación con el de hoy), lo que a mí me suena a que tal estado de la materia causaría algunas (en relación con nosotros, ahora) distorsiones en la métrica del espacio-tiempo.

He intentado abordar esto antes a través de la línea de la 'dilatación del tiempo gravitacional' y el potencial gravitacional, pero tengo callejones sin salida.
También traté de pensar en esto como comparar la métrica del espacio-tiempo entonces y ahora, pero se convirtió en un problema de GR de 2 cuerpos.
“No se puede definir un potencial gravitacional en un espacio-tiempo no estacionario, y el espacio-tiempo FLRW usado en cosmología no es estacionario. Por lo tanto, esta pregunta no se puede formular de una manera que tenga sentido en términos de recursos genéticos & quot.


A lo largo del camino, aprendí sobre los efectos Sachs-Wolf, NISW e ISM (tanto temprano como tarde). Estos son asombrosos, pero no establecen una relación entre la densidad de materia / energía en la superficie de la última dispersión y la densidad de materia / energía de hoy. (NISW calcula el corrimiento al rojo gravitacional contra la temperatura de fondo promedio y las inhomogeneidades más calientes o más frías en el momento de la última dispersión. ISM calcula los corrimientos al rojo que se modifican al pasar a través de pozos gravitatorios que se efectúan por expansión universal)

Ahora estoy pensando que el enfoque puede ser profundizar en la densidad de energía de las ecuaciones de Friedman y comparar entonces y ahora según el factor de escala.
__

Claramente no soy un físico capacitado y simplemente estoy interesado en estos temas.
¿Cuál es una mejor manera de hacer estas preguntas y / o buscar la respuesta?


Creación de CMB, pregunta de medición de distancia

¿Cómo sabemos con certeza su corrimiento al rojo? porque a diferencia de las estrellas, el CMB no tiene líneas espectrales ni otros objetos & quotsimilares & quot para comparar, ya que está en todas partes y es el mismo.

Por lo que entiendo, primero vino la teoría y el modelo del Big Bang, luego Hubble vio que las galaxias distantes se están alejando de nosotros en todas direcciones, luego en 1965 primero verificaron experimentalmente el CMB por accidente y de allí obtuvimos su temperatura actual,
luego graficamos esta temperatura contra la temperatura a la que el plasma neutro puede formar átomos de hidrógeno, también conocido como el punto en el que la energía desciende lo suficiente como para que se produzca la recombinación.
Leí que aunque la primera energía lo suficientemente baja para la formación de hidrógeno es de aproximadamente 13,6 eV, a esta energía todavía solo una fracción del plasma formó hidrógeno, por lo que la energía tuvo que descender aún más donde la mayoría de la materia se convirtió en átomos neutros, momento en el que los fotones CMB podrían desacoplarse completamente.

Entonces, ¿estaría en lo correcto al afirmar que no podemos observar el corrimiento al rojo del CMB experimentalmente (porque experimentalmente solo vemos radiación en una longitud de onda específica) sino que lo hemos deducido de fuentes secundarias como experimentos de laboratorio con hidrógeno y plasma a partir de los cuales hemos calculado los niveles de energía de electrones de hidrógeno y la energía y la temperatura correspondiente del punto donde dicho plasma puede formar átomos.

Si hasta ahora es tan bueno, entonces tengo una pregunta más,
entonces llegamos a la conclusión de que la temperatura a la que ocurre el desacoplamiento del CMB es 3000K y ahora en la actualidad vemos que la temperatura es 2.7K,
¿Podemos entonces estimar cuánto tiempo tardó el espacio en expandirse únicamente con esta información, la temperatura de desacoplamiento y la temperatura actual?


Pregúntele a Ethan: ¿Cómo revela el CMB la constante de Hubble?

Los puntos calientes y fríos de los hemisferios del cielo, tal como aparecen en el CMB. Los datos . [+] subyacente a estos mapas codifica una enorme cantidad de información sobre el Universo primitivo, incluido de qué está hecho y qué tan rápido se está expandiendo.

E. Siegel / Damien George / http://thecmb.org/ / Planck Collaboration

Si desea comprender de dónde vino nuestro Universo y hacia dónde se dirige, debe medir cómo se está expandiendo. Si todo se aleja de todo lo demás, podemos extrapolar en cualquier dirección para descubrir tanto nuestro pasado como nuestro futuro. Vaya hacia atrás y las cosas se volverán más densas, más calientes y menos grumosas. Si conoce la tasa de expansión ahora y lo que hay en su Universo, puede retroceder hasta el Big Bang. De manera similar, si conoce la tasa de expansión ahora y cómo está cambiando con el tiempo, puede avanzar hasta la muerte térmica del Universo. Pero uno de los mayores enigmas de la cosmología es que tenemos dos métodos completamente diferentes para medir la tasa de expansión del Universo y no están de acuerdo. ¿Cómo conseguimos esas tarifas? Eso es lo que Lindsay Forbes (sin relación) quiere saber, preguntando:

“El fondo cósmico de microondas (CMB) es una parte muy importante del modelo del Big Bang. Como ellos calculan H0 del CMB? Consigo el grupo [supernova]. Puedo ver cómo las recientes mediciones de paralaje ayudan a respaldar sus observaciones. No puedo entender cómo el [otro] grupo pasa de esos pequeños puntos en el mapa de CMB a lo que vemos ahora en el cielo ".

Es una pregunta muy profunda y merece una buena respuesta. Entremos en detalles y averigüémoslo.

Una historia visual del Universo en expansión incluye el estado denso y caliente conocido como Big Bang y. [+] el crecimiento y formación de estructura posteriormente. El conjunto completo de datos, incluidas las observaciones de los elementos ligeros y el fondo cósmico de microondas, deja solo el Big Bang como una explicación válida para todo lo que vemos. A medida que el Universo se expande, también se enfría, lo que permite que se formen iones, átomos neutros y, finalmente, moléculas, nubes de gas, estrellas y finalmente galaxias.

Hay todo tipo de medidas que podemos hacer sobre el Universo que revelan sus propiedades. Si queremos saber qué tan rápido se está expandiendo el Universo, todo lo que necesita es la imagen correcta en su cabeza. El Universo comienza muy caliente, denso y uniforme. A medida que envejece, se expande a medida que se expande, obtiene:

  • más frío (porque la radiación que contiene se estira en longitud de onda, desplazándola hacia energías y temperaturas más bajas),
  • menos denso (porque el número de partículas en él permanece constante, pero el volumen aumenta),
  • y más grumoso (porque la gravedad atrae más materia hacia las regiones más densas, mientras que preferentemente roba la materia de las regiones menos densas).

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A medida que suceden todas estas cosas, la tasa de expansión también cambia, disminuyendo con el tiempo. Hay muchas formas diferentes de medir la tasa de expansión del Universo, pero todas se dividen en dos categorías: lo que llamo el método de la “escalera de la distancia” y lo que llamo el método de la “reliquia temprana”.

La construcción de la escalera de la distancia cósmica implica ir desde nuestro Sistema Solar a las estrellas hasta. [+] galaxias cercanas a lejanas. Cada "paso" conlleva sus propias incertidumbres, pero con muchos métodos independientes, es imposible que un escalón, como la paralaje, las cefeidas o las supernovas, provoque la totalidad de la discrepancia que encontramos.

NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) Y A. RIESS (STSCI / JHU)

El método de la escalera de distancias es más fácil de entender. Todo lo que vas a hacer es medir los objetos que entiendes, determinando tanto su distancia de ti como cuánto se desplaza la luz de ellos por la expansión del Universo. Haga esto para suficientes objetos en una variedad de distancias, incluidas distancias lo suficientemente grandes, y revelará qué tan rápido se expande el Universo, con errores e incertidumbres muy pequeños.

En este punto, hay muchas formas diferentes de hacer esto. Puede medir estrellas individuales directamente, determinando su distancia simplemente midiéndolas durante todo el año. A medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol, ese pequeño cambio en la distancia es suficiente para revelar cuánto se mueven las estrellas, de la misma manera que su pulgar se mueve en relación con el fondo si cierra un ojo y luego cambia los ojos.

Una vez que sepa qué tan lejos están esos tipos de estrellas (cefeidas, RR Lyrae, ciertos tipos de estrellas gigantes, etc.), puede buscarlas en galaxias distantes. Debido a que sabe cómo funcionan estas estrellas, puede determinar sus distancias y, por lo tanto, las distancias a esas galaxias.

Luego, puede medir las propiedades de esas galaxias u objetos dentro de esas galaxias: propiedades de rotación, dispersiones de velocidad, fluctuaciones de brillo superficial, eventos individuales como supernovas de tipo Ia, etc. Siempre que pueda medir las propiedades que está buscando, podrá construir una escalera de distancia cósmica, determinando cómo se ha expandido el Universo entre el momento en que la luz fue emitida por sus objetos distantes y cuando llegó a sus ojos.

Una mirada detallada al Universo revela que está hecho de materia y no de antimateria, así de oscuro. [+] Se requiere materia y energía oscura, y que no conocemos el origen de ninguno de estos misterios. Sin embargo, las fluctuaciones en el CMB, la formación y las correlaciones entre la estructura a gran escala y las observaciones modernas de lentes gravitacionales apuntan hacia la misma imagen.

CHRIS BLAKE Y SAM MOORFIELD

Los primeros métodos de las reliquias, como grupo, son más complicados en detalle, pero no necesariamente más complicados como concepto. En lugar de comenzar aquí en la Tierra y salir, más y más profundamente en el Universo distante, comenzamos muy atrás en el Big Bang y calculamos alguna huella inicial en algún momento estupendamente temprano. Luego medimos una señal que es observable hoy y que se ve afectada de una manera específica por esa huella temprana.

¿Qué ha cambiado? El Universo se ha expandido desde el Big Bang hasta nuestros días. Cuando medimos esa huella hoy, podemos aprender cómo se expandió el Universo desde el momento en que se imprimió esa reliquia temprana hasta ahora, cuando la medimos. Los dos métodos de “reliquias tempranas” más famosos provienen de la misma fuente: esas regiones inicialmente sobredensas y subdensas que proporcionaron las semillas para el crecimiento de la estructura a gran escala en el Universo. Aparecen en el cúmulo de galaxias a gran escala que vemos en el Universo tardío, y también aparecen en el resplandor sobrante del Big Bang: el Fondo Cósmico de Microondas, o CMB.

Las fluctuaciones cuánticas que ocurren durante la inflación se extienden por todo el Universo y cuándo. [+] termina la inflación, se convierten en fluctuaciones de densidad. Esto conduce, con el tiempo, a la estructura a gran escala del Universo actual, así como a las fluctuaciones de temperatura observadas en el CMB. Nuevas predicciones como estas son esenciales para determinar el origen y la historia temprana de nuestro Universo.

E. SIEGEL, CON IMÁGENES DERIVADAS DE ESA / PLANCK Y DEL GRUPO DE TRABAJO DE INTERAGENCIAS DEL DOE / NASA / NSF SOBRE LA INVESTIGACIÓN DEL CMB

Lo que esperarías, de hecho, lo que casi todos los astrofísicos y cosmólogos esperaban, era que no importaba cómo saliéramos a medir la tasa de expansión del Universo, obtendríamos precisamente la misma respuesta. A finales de la década de 1990 y principios de la de 2000, pensamos que finalmente lo habíamos precisado. El llamado Proyecto Clave del Telescopio Espacial Hubble, llamado así porque su objetivo era medir la constante de Hubble, arrojó sus principales resultados: el Universo se expandía a 72 km / s / Mpc, con una incertidumbre de alrededor del 10%. Pero desde ese lanzamiento de 2001, estos diversos métodos han reducido aún más esas incertidumbres.

Por cierto, esta es la razón por la que hoy en día hay tanta controversia en la cosmología: porque dentro de la clase de escalera de distancia, todas las medidas parecen converger en un valor de 73-74 km / s / Mpc, pero dentro de la clase de reliquia temprana, todos los las mediciones parecen converger en un valor de 67-68 km / s / Mpc. Las incertidumbres sobre estos valores son aproximadamente del 1 al 2% cada una, pero difieren en aproximadamente un 9% entre sí. A menos que algo esté fundamentalmente mal con una de estas clases de medición o haya algún tipo de física que no estemos tomando en cuenta, este misterio no va a desaparecer en el corto plazo.

Tensiones de medición modernas de la escala de distancia (rojo) con datos de reliquias tempranas del CMB y. Se muestra [+] BAO (azul) para contraste. Es plausible que el método de la señal temprana sea correcto y que haya una falla fundamental en la escala de distancia; es plausible que haya un error a pequeña escala que desvíe el método de la señal temprana y que la escala de distancia sea correcta, o que ambos grupos tengan razón y alguna forma de la nueva física (con algunas posibilidades mostradas en la parte superior) es la culpable. Pero ahora mismo, no podemos estar seguros.

Si queremos comprender de dónde proviene ese valor de CMB, debe comprender qué es el CMB y qué nos dice. El Universo primitivo era caliente y denso: tan caliente y tan denso que, en algún momento, hace mucho tiempo, no era posible formar átomos neutros. Cada vez que un protón o cualquier núcleo atómico encontrara un electrón, el electrón intentaría unirse a él, descendiendo en cascada por los distintos niveles de energía y emitiendo fotones.

Pero si su Universo está demasiado caliente, habrá fotones que sean lo suficientemente enérgicos como para expulsar esos electrones de nuevo. Solo una vez que el Universo ha tenido tiempo suficiente para expandirse y enfriarse, y todos los fotones en él se han enfriado (en promedio) por debajo de cierta temperatura, se pueden formar esos átomos neutros. En ese punto, cuando se forman los átomos neutros, esos fotones dejan de rebotar en los electrones libres, porque no hay más electrones libres, todos han estado unidos en átomos neutros, y esa luz simplemente hace lo que hace: viajar en un línea recta a la velocidad de la luz hasta que golpea algo.

El plasma ionizado (L) antes de que se emita el CMB, seguido de la transición a un Universo neutral. [+] (R) que es transparente a los fotones. Esta luz luego fluye libremente hacia nuestros ojos, todo mientras se desplaza a longitudes de onda cada vez más largas debido a la expansión del Universo. Finalmente, llega a nuestros detectores durante el presente, 13.800 millones de años después.

Por supuesto, la mayor parte de esa luz no ha impactado en nada, porque el espacio está casi vacío. Cuando miramos al cielo hoy, vemos esa luz sobrante, aunque no la vemos exactamente como era cuando fue liberada por esos átomos neutrales. En cambio, lo vemos como es hoy, después de viajar a través del Universo en expansión durante unos 13.800 millones de años. Tenía unos 3.000 K de temperatura cuando el Universo se volvió neutral por primera vez; hoy se ha enfriado a 2.7255 K. En lugar de alcanzar un pico en la parte visible del espectro o incluso en la parte infrarroja, la luz se ha desplazado tan severamente que ahora aparece en la porción de microondas del espectro.

Ese 2.7255 K es el mismo en todas partes: en todas las direcciones en las que miramos. Al menos, es aproximadamente el mismo en todas partes. Nos estamos moviendo a través del Universo en relación con este fondo de luz, lo que hace que la dirección en la que nos movemos parezca más caliente y la dirección de la que nos alejamos parezca más fría. Cuando restamos ese efecto, descubrimos que por debajo del nivel del 0,003% (diferencias de temperatura de solo decenas o cientos de microgrados) hay fluctuaciones de temperatura: lugares que son ligeramente más calientes o más fríos que el promedio.

A medida que nuestros satélites han mejorado en sus capacidades, tienen sondas a escalas más pequeñas, más frecuencia. bandas [+] y diferencias de temperatura más pequeñas en el fondo cósmico de microondas. Las imperfecciones de temperatura ayudan a enseñarnos de qué está hecho el Universo y cómo evolucionó, pintando una imagen que requiere materia oscura para tener sentido.

RESULTADOS PLANCK 2018 DE LA NASA / ESA Y LOS EQUIPOS COBE, WMAP Y PLANCK. VI. PARÁMETROS COSMOLÓGICOS PLANCK COLABORACIÓN (2018)

Este es el quid de la gran pregunta: ¿cómo obtenemos la tasa de expansión a partir de estas mediciones de temperatura y fluctuaciones de temperatura?

Honestamente, es uno de los mayores logros de la cosmología tanto teórica como observacional combinada. Si comienzas con un Universo con un conjunto conocido de ingredientes en los momentos más tempranos, al comienzo del Big Bang caliente, y conoces las ecuaciones que gobiernan tu Universo, puedes calcular cómo evolucionará tu Universo desde esa etapa inicial hasta 380.000. Han pasado los años: el tiempo en que el Universo se ha enfriado a 3.000 K y va a soltar el CMB.

Cada conjunto diferente de ingredientes que agregue tendrá su propio CMB único que producirá. Si calcula cómo se comporta un Universo con materia normal y radiación únicamente, solo obtendrá aproximadamente la mitad de las características de "meneo" que obtendría en un Universo con materia oscura también. Si agrega demasiada materia normal, los picos aumentan demasiado. Si agrega curvatura espacial, las escalas de tamaño de las fluctuaciones cambian, haciéndose más pequeñas o más grandes (en promedio) dependiendo de si la curvatura es positiva o negativa. Y así.

Cuatro cosmologías diferentes conducen a los mismos patrones de fluctuación en el CMB, pero independientes. [+] la verificación cruzada puede medir con precisión uno de estos parámetros de forma independiente, rompiendo la degeneración. Al medir un solo parámetro de forma independiente (como H0), podemos restringir mejor lo que el Universo en el que vivimos tiene sus propiedades fundamentales de composición. Sin embargo, incluso con un margen de maniobra significativo restante, la edad del Universo no está en duda.

Melchiorri, A. y Griffiths, L.M., 2001, NewAR, 45, 321

Lo fascinante de hacer este análisis es que hay ciertos parámetros que todos pueden variar juntos: un poco más de materia oscura y normal, un poco más de energía oscura, mucha más curvatura, una tasa de expansión más lenta, etc., que todos cederán. los mismos patrones de fluctuaciones. En física, llamamos a esto una "degeneración", como cuando se saca la raíz cuadrada de cuatro, se obtienen múltiples respuestas posibles: +2 y -2.

Bueno, el espectro de temperatura del CMB está inherentemente degenerado: hay múltiples cosmologías posibles que pueden reproducir los patrones que vemos. Pero también hay otros componentes del CMB, además del espectro de temperatura. Hay polarización. Hay un espectro cruzado de polarización de temperatura. Existen diferentes conjuntos iniciales de fluctuaciones con las que el Universo podría comenzar en diferentes modelos de inflación. Cuando miramos todas de los datos juntos, solo hay un pequeño subconjunto de modelos que pueden sobrevivir y reproducir con éxito el CMB que vemos. Aunque está detallado, he incluido lo que llamaría "la trama del dinero" a continuación.

Este gráfico muestra qué valores de la constante de Hubble (izquierda, eje y) se ajustan mejor a los datos del. [+] fondo de microondas cósmico de ACT, ACT + WMAP y Planck. Tenga en cuenta que una constante de Hubble más alta es admisible, pero solo a expensas de tener un Universo con más energía oscura y menos materia oscura, como muestran los puntos de datos codificados por colores para la densidad de la materia. Esto es en gran parte inconsistente con los datos de la escalera de distancia, según lo etiquetado por el resultado SH0ES.

Versión 4 de datos de colaboración de ACT

Como puede ver, la gama de cosmologías posibles que pueden funcionar para adaptarse al CMB es bastante limitada. El valor de mejor ajuste viene en 67-68 km / s / Mpc para la tasa de expansión, correspondiente a un Universo con aproximadamente 32% de materia (5% de materia normal y 27% de materia oscura) y 68% de energía oscura. Si intenta reducir la tasa de expansión, necesita más materia normal y oscura, menos energía oscura y una pequeña cantidad de curvatura espacial positiva. De manera similar, si intenta aumentar la tasa de expansión, necesita menos materia total y más energía oscura, y posiblemente un poco de curvatura espacial negativa. Hay muy poco margen de maniobra, especialmente cuando empiezas a considerar otras limitaciones independientes.

La abundancia de elementos ligeros, por ejemplo, nos dice con precisión cuánta materia normal existe. Las mediciones de los cúmulos de galaxias y la estructura a gran escala nos dicen cuánta materia total, normal y oscura combinada, existe. Y todas las diferentes limitaciones, juntas, nos dicen la edad del Universo: 13.8 mil millones de años, con una incertidumbre de solo

1%. El CMB no es solo un conjunto de datos, sino muchos, y todos apuntan hacia la misma imagen. Todo es autoconsistente, pero no pinta la misma imagen que la escalera de la distancia cósmica. Hasta que averigüemos por qué, este seguirá siendo uno de los mayores enigmas de la cosmología moderna.


El primer pico acústico en CMB

El primer pico acústico se ve en el espectro de potencia de temperatura del CMB:

Considere la gráfica formada por la línea roja. Este es el espectro de potencia de temperatura WMAP que mejor se ajusta. Mide las fluctuaciones de temperatura en función del momento multipolar, [itex] ell [/ itex]. El momento multipolar corresponde a la separación angular, [itex] theta [/ itex] de las fluctuaciones correlacionadas en el cielo: [itex] ell approx pi / theta [/ itex]. Entonces, en esta gráfica, las escalas del orden del horizonte actual están en el extremo izquierdo y las escalas de longitud más pequeñas están en el extremo derecho. El pico central ancho es el primer pico acústico.

Lo que está viendo en este gráfico es la transformada de Fourier de la función de correlación de densidad espacial; en inglés, lo que está viendo son ondas acústicas que oscilan en el plasma bariónico-fotónico del universo temprano. Es una instantánea del universo cuando tenía varios cientos de miles de años. A medida que el universo se enfrió, los fotones se desacoplaron de los bariones y ya no participaron en estas oscilaciones, sino que comenzaron a fluir libremente a través del universo formando lo que conocemos hoy como CMB, bloqueando para siempre estos intrincados patrones de oscilación primordial.

El primer pico corresponde a una onda acústica que tuvo el tiempo justo para comprimirse una vez antes de este desacoplamiento. Los picos de orden superior han pasado por más oscilaciones (y, por lo tanto, están algo amortiguados en relación con el primero). Las escalas a la izquierda del primer pico eran en realidad 'superhorizonte' en el momento del desacoplamiento: subtendían escalas de longitud que estaban causalmente desconectadas - por lo que no se pudieron establecer oscilaciones en estas escalas.

De todos modos, volvamos al primer pico. El primer pico corresponde a una escala de longitud muy especial en el universo temprano, es decir, su separación angular da el tamaño del horizonte en el momento del desacoplamiento. Los astrónomos miden distancias midiendo el ángulo subtendido por un objeto de tamaño conocido. En nuestro caso, la teoría nos dice qué tan grande era el horizonte en el momento del desacoplamiento y sabemos cuánto tiempo hace que se emitió el CMB. De la figura anterior, es una geometría simple relacionar el ángulo, [itex] theta [/ itex], con la distancia del horizonte en el desacoplamiento. Si la geometría es plana, bueno, obtienes el resultado euclidiano habitual. Sin embargo, si hay una curvatura espacial apreciable, medirá un menor ángulo para una escala de longitud determinada (ver figura de la izquierda). Y así, el diámetro angular del pico central, su posición a lo largo del eje x, ayuda a determinar la geometría del universo. Por ejemplo, un universo abierto daría la curva gris en la figura. WMAP ha descubierto que, de hecho, el universo está muy cerca de ser plano, alrededor del 1%.

Entonces, ¿qué significa todo esto para la energía oscura? Si el universo es plano, entonces debe tener una densidad igual a la densidad crítica. Pero sabemos que la materia ordinaria y la materia oscura solo representan aproximadamente el 25% de la densidad crítica. Sabemos esto por varias fuentes de datos, pero quizás lo más notable es al medir las ubicaciones y tamaños de los picos de orden superior en el CMB. Por tanto, existe otra fuente de energía que aporta alrededor del 75% del presupuesto total. Debe ser suave y uniforme, y lo llamamos energía oscura.

El hecho de que la energía oscura hace que el universo experimente una expansión acelerada también se puede ver en el CMB, aunque la evidencia de esto es más notable en las mediciones del corrimiento al rojo de las supernovas.


Cizalla cósmica:

A pesar del éxito del CMB como sonda cosmológica, no puede hacer todo. Las anisotropías CMB no tienen mucha sensibilidad a eventos en corrimientos al rojo mucho menos que la de recombinación (z

1100). Esto significa que el CMB no puede usarse como una sonda de precisión de la energía oscura, que solo se convierte en un contribuyente significativo a la densidad de energía total en z & lt 2.

Afortunadamente, la cizalladura cósmica tomográfica en grandes escalas angulares (una vez más ángulos mayores de unos pocos minutos de arco) es una observación que es sensible a eventos en un corrimiento al rojo más bajo y comparte los tres atributos positivos del CMB enumerados anteriormente.

Relación limpia entre teoría y observables. Al igual que con el CMB, en escalas suficientemente grandes, la teoría de la perturbación lineal es una excelente aproximación para predecir las propiedades estadísticas de la cizalladura cósmica. Sin embargo, debido a que la cizalladura cósmica es sensible a las perturbaciones de densidad en corrimientos al rojo más bajos que el CMB, y estas perturbaciones de densidad han ido creciendo con el tiempo, la teoría de la perturbación lineal se rompe a escalas angulares más grandes para la cizalladura cósmica que para el CMB, como se puede ver. en la figura. Pero, con la cizalladura cósmica, el colapso de la teoría de la perturbación lineal no significa un colapso en la capacidad de cálculo. En escalas superiores a unos pocos minutos de arco, se pueden utilizar simulaciones numéricas para calcular los espectros de potencia de corte con una precisión muy alta. La clave de esta habilidad es el papel dominante que juega la materia oscura y la simplicidad de sus interacciones puramente gravitacionales.

Ricas características. Aunque cada espectro de potencia de cizallamiento por sí solo tiene características mucho más pobres que el espectro de potencia de CMB, existen muchos de estos espectros de potencia de cizallamiento. Sus formas y amplitudes relativas son muy informativas sobre el espectro de potencia primordial y el desarrollo posterior de la estructura en corrimientos al rojo más bajos. Además, la evolución no lineal (pero calculable) del campo de densidad significa que hay información significativa (y no redundante) no solo en la función de correlación de dos puntos (espectro de potencia en el espacio de Fourier) sino también en la función de tres puntos ( bispectrum en el espacio de Fourier).

Mensurabilidad. La cizalladura de 0,001 - 0,01 de las galaxias de fondo inducida por la estructura de masa en primer plano es en realidad más fácil de medir que las variaciones de 10 ppm en la temperatura del CMB. Estas mediciones de cizalla se hacen más confiables al tener calibradores de cizalla (estrellas en primer plano) densamente esparcidos sobre el cielo (10,000 por grado cuadrado). Los desafíos técnicos tardaron dos décadas en resolverse en cada caso: receptores de bajo ruido para CMB y grandes detectores CCD que cubren campos de visión significativos para la débil cizalladura de la lente. El desarrollo de algoritmos de software de análisis también desempeñó un papel fundamental tanto en CMB como en cizalladura cósmica.

Las sondas múltiples de cizalla cósmica están preparadas para dar el siguiente paso definitivo para revelar la naturaleza física de la energía oscura. LSST es excepcionalmente capaz de esta misión, con la primera luz en 2012.


¿Cuál es el método utilizado para averiguar la distancia de la galaxia de Andrómeda a nosotros?

Las distancias a los objetos del cielo profundo, como la galaxia de Andrómeda, a menudo se determinan utilizando lo que se conoce como "Velas estándar", lo que significa que los astrónomos buscan objetos ubicados dentro del objetivo para los que creen conocer la luminosidad intrínseca (qué tan brillante es realmente es). Para cualquier objeto emisor de luz, su luminosidad aparente (qué tan brillante nos parece) disminuye con el cuadrado de la distancia entre el objeto y el observador, por lo que, si conocemos la luminosidad intrínseca de un objeto, podemos medir la luminosidad aparente y Realice un cálculo sencillo para obtener la distancia aproximada al objeto. Un ejemplo de este tipo de "Vela Estándar" son las llamadas estrellas Cefeidas Variables. Se trata de estrellas jóvenes, masivas y brillantes (unas 1000 veces más luminosas que nuestro Sol) que experimentan cambios periódicos de luminosidad. Se ha encontrado que el período de la variable Cefeida está relacionado con su brillo intrínseco, de modo que si se mide la frecuencia con la que la estrella cambia de luminosidad, se puede calcular su luminosidad intrínseca, permitiendo así calcular la distancia a la variable Cefeida. Otra "vela estándar" de uso común es un tipo de supernova, llamada supernova de Tipo Ia, causada por el colapso de una estrella enana blanca que ha estado robando masa a una estrella compañera. Los astrónomos creen que todas las supernovas de Tipo Ia tienen aproximadamente el mismo pico de luminosidad intrínseca (alrededor de -19,5). Nuevamente, dado que se conoce la luminosidad intrínseca, una medición de la luminosidad aparente permite calcular la distancia aproximada a la supernova. Además, dado que las supernovas son increíblemente brillantes, se pueden observar a grandes distancias, lo que las hace ideales para mediciones que involucran objetos mucho más alejados que la galaxia de Andrómeda (es decir, miles de millones de años luz).
Respondido por: Colby Hayward, técnico de soporte informático, Ontario, Canadá

La distancia a Andrómeda fue determinada por primera vez (incorrectamente) por Edwin Hubble a fines de la década de 1920. Hubble utilizó una forma calibrada de la relación de luminosidad del período descubierta por primera vez por Henrietta Leavitt alrededor de 1911. Leavitt estaba estudiando estrellas variables cefeidas en la galaxia mucho más cercana llamada Pequeña Nube de Magallanes (SMC). Estas estrellas tienen la peculiar propiedad de variar su brillo de forma regular o periódica. El tiempo que tarda una estrella variable en oscilar en brillo de más brillante a más tenue a más brillante se llama período de esa estrella. Las cefeidas derivan su nombre del hecho de que fueron descubiertas en la constelación de Cefeo. Leaviit notó que había una relación lineal entre los períodos de las Cefeidas que estudió y su aparente brillo. Dado que todas estas cefeidas estaban en el SMC, ella razonó que todas estaban aproximadamente a la misma distancia de distancia, por lo que también debería haber una relación lineal entre sus períodos y sus verdaderos brillos (qué tan brillantes se verían a una distancia estándar). Es muy sencillo determinar la distancia a un objeto si conoce su brillo aparente y verdadero. Utiliza una ley llamada Ley del inverso del cuadrado. Leavitt razonó que si pudiera determinar la distancia a cualquier estrella variable Cefeida, podría calibrar su relación lineal para determinar la distancia a cualquier estrella variable Cefeida. La ley de Leavitt fue calibrada por Harlow Shapley a finales de la adolescencia, por lo que estuvo disponible para su uso por Hubble unos diez años después. La razón por la que Hubble pudo usar la ley de Leavitt fue que estaba a los controles del nuevo telescopio Hooker de 100 pulgadas en el monte. Wilson en California. Por primera vez, pudo resolver estrellas individuales en la Galaxia de Andrómeda. Afortunadamente, encontró algunas Cefeidas en Andrómeda. Lo importante del trabajo de Hubble aquí es que demostró de manera concluyente por primera vez que Andrómeda no era parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea, sino una galaxia completamente separada y un "universo isla". Hoy sabemos que la galaxia de Andrómeda se encuentra a unos 2,2 millones de años luz de distancia. Compare esto con el radio de la Vía Láctea, unos 50.000 años luz, y verá cuán fenomenal fue su descubrimiento.
Respondido por: Robert Mahoney, M.S., presidente, Magellica Inc.

'The true spirit of delight, the exaltation, the sense of being more than Man, which is the touchstone of the highest excellence, is to be found in mathematics as surely as in poetry.'


Ask Ethan #4: Weird Astronomy Maps

So just because the Ask Ethan series is becoming way more popular than I can handle -- I've got more than 200 questions that I'm sitting on by now -- doesn't mean you should stop sending your questions! There are some really good ones, and today's comes from Robert Plotner, who asks:

When maps of the CMB are depicted, they are shown as a flattened ovoid. How does this correlate to our view of the sky which is a sphere? For example, a global map of the Earth is either distorted to show it in two dimensions or sliced up. What actual part of the sky are we looking at when we see the CMB represented? Is it distorted to show it in two dimensions? If we are only seeing part of the sky represented, is there any missing information that could add to our understanding? Gracias.

Robert, of course, is talking about the famous pictures that look like this:

It might seem difficult to believe, but as unconventional as it may seem, there's actually the entire sky encoded in that image.

Think about the Earth, if you will.

A map like this is probably what you're used to when you visualize the Earth. Maybe if you live in the USA, you're used to the Americas being centered maybe if you live in the U.K., you're used to the map being centered just so that France is cut off of both the left and right sides. In any case, this is the most common styling of maps of Earth that you're likely to find.

It's also wildly inaccurate. You might be surprised to learn that Africa is more than doble the size of Antarctica, that South America is actually mas grande than Russia, and that Australia is more than three times the size of Greenland! This is due to the fact that the Earth isn't a flat, 2D surface the surface of the Earth resides on a sphere!

But if you take the surface of a sphere and try to "unroll" it, or create a flat surface out of it, it doesn't work out nicely at all! Don't believe me? Take an orange, peel it (carefully), and try to lay the peel down flat on a level surface. Chances are, if you do a De Verdad good job, you'll end up with something like this.

The problem is, when you take a spherical surface and try to lay it out flat, alguna cosa's going to give.

If you insist on making a flat map like you're used to seeing for the surface of the Earth, you can make a completely connected map with nice grid-like (perpendicular) latitude and longitude lines, but you have to sacrifice the accuracy of area. (That type of map projection is called a Mercator projection.)

You can keep the accurate area and the perpendicular latitude/longitude lines if you're willing to give up connectedness, like the Goode homolosine projection, above.

Or, you can do some sort of compromise, keeping a connected map with perpendicular latitudes/longitudes but compressing latitudes the higher they get, getting you closer to equal areas (but not quite there), as you can see below.

None of these are entirely satisfying, and they couldn't possibly be! It's impossible to keep perpendicular latitude/longitude lines, accurate areas, and a completely connected map without sacrificing something that's because the surface of a sphere isn't flat, and it's impossible for it to be accurately laid flat.

This is true for a map of the (almost plenispherical) Earth, and it's true when we look up at the heavens, too.

So whenever we go to visualize the entire sky and present it in a two-dimensional format, we've got to sacrifice something. The only question is qué it's going to be!

Because size (or area) in astronomy is entonces important, that hipocresía be something we sacrifice. It's also important to keep everything visually connected, because there are no gaps in space. So we wind up sacrificing the perpendicularity of latitude and longitude (or declination and right ascension, as we call their analogues in astronomy), and lose the accuracy of angles and shapes in order to preserve the things that are important to us. We podría (but don't usually) do the same thing to Earth!

This particular projection is known as a Mollweide projection, and if you remember those three things I told you about the Earth earlier:

  • that Africa is more than doble the size of Antarctica,
  • that South America is actually mas grande than Russia, and
  • that Australia is more than three times the size of Greenland,

they're probably much easier to believe looking at a projection like this! Well, esto is what we do to the sky -- or simply how we project it -- when we present it in a 2D visualization!

So rather than show you a shot of the galaxy like this, which is only part of the sky.

we show you the whole thing, as shown in a galacto-centric Mollweide projection!

When we look in the microwave portion of the spectrum, like the Planck spacecraft did, it sees everything from all the sources in the sky, including the galactic foregrounds, the zodiacal light and dust, as well as the primordial, cosmic light from the Big Bang.

And finally, when we subtract out those galactic foregrounds, the "average" 2.725 K blackbody temperature.

the CMB dipole, or our peculiar motion through the Universe,

We then break that up into its different components (using spherical harmonics), analyze it, and that's how we learn about the Universe! But we do todas of it in a Mollweide projection, and that's why the maps of the sky appear in the shape they do! But there's nothing missing you're seeing the whole sky all at once. It just takes a little getting used to.

So keep sending your questions, and I'll keep teaching you about the Universe, or whatever it is you're asking about!


EAAE Online


  1. The plural may be used in Hebrew not only to express a number of individuals or separate objects, but also may be used to denote them collectively. As such, the plural may be used to express a combination of various external constituent parts (referred to by Gesenius as “plurals of local extension”). Regarding the plural ending, both of the abundantly common nouns שָׁמַיִם and מַיִם (“water”) have the appearance of a dual form. However, in both cases the original plural ending -īm has been reduced to -im under the influence of the stress. See Koehler and Baumgartner (2001, s.v. שָׁמַיִם ) Gesenius (2006, §88d) and Joüon and Muraoka (2006, §91f).
  2. Though Jerome could read Hebrew, it seems (at least in some cases) that he deferred to the Septuagint when attempting to translate more obscure words (and rāqîaʿ certainly classifies as such, with only 17 occurrences in the Old Testament).
  3. Cassuto (1961, 21) further notes on verse 2 that “Whenever the subject comes before the predicate, as here, the intention of the Bible is to give emphasis to the subject and to tell us something new about it see, for instance, iii 1: Now the serpent was cunning, etc. (the serpent had not previously been mentioned by name, but was merely implied in the general term beast of the field—ii 19, 20). But in most cases, including our own, the subject has already been mentioned earlier, and the verse comes to focus the reader’s attention on it e.g. iv 1, 18 (four times) vii 16, 19 x 8, 9, 13, 15, 24, 26 xi 12, 14 xiii 17, 18 xx 4, xxi 1 xxii 23 etc., etc. It is though Scripture said: ‘As for this subject, I have to tell you that this is what happened, or what he did, or what befel [sic] him’. Here, too, the meaning is: ‘As for the earth alluded to in the first verse, I must tell you that at the beginning of its creation, it was without form or life,’ etc. In v. 1 the heavens come first, because in referring to the two parts of the universe together, the more important part must be given precedence but when the Bible proceeds to describe the work of creation in detail, the earth, which was created first, is mentioned first, whereas the heavens are dealt with in the second paragraph.” This shows the biblical author’s special focus on the earth.
  4. Concerning the example given from 1 Kings 18:30ff. , Young (1999, 11) observes that “ Verse 30b is the general statement of repairing the altar. The detailed account begins in verse 31 . The first verb in the detailed account is וַיִּקַּח ( verse 31 ). Grammatically, this verb does not follow וַיְרַפֵּ֛א of verse 30 . The order is not, ‘First, Elijah repaired the altar, and then he took twelve stones.’ Verse 30b is a narrative unit, complete in itself verses 31ff. constitute another narrative unit, the first verb of which is וַיִּקַּח .”
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