El Universo en microondas

Transcripción

1 El Universo en microondas Enrique Martínez González Instituto de Física de Cantabria CSIC-U. Cantabria CURSO PRÁCTICO DE ASTRONOMÍA: DISTINTAS MIRADAS AL UNIVERSO DESDE CANTABRIA Cursos de verano de la Universidad de Cantabria, IFCA, Santander, 30 de Julio de 2007

2 INDICE El rango de microondas Emisiones astrofísicas en microondas Radiación del Fondo Cósmico de Microondas (FCM) Cosmología: perspectiva histórica Resultados de COBE: Premio Nobel 2006 Nuevos resultados: WMAP Otros tests cosmológicos: Supernovas Distribución de galaxias Modelo actual del universo: parámetros cosmológicos Retos futuros: Misión Planck

3 El rango de las microondas Se consideran microondas las ondas electromagnéticas en el intervalo de frecuencias 300 MHz-300 GHz,, o en longitudes de onda 1m-1 mm. Algunos autores consideran que el rango es: 1 GHz-30 GHz,, 30 cm- 1 cm. La propia existencia de las ondas electromágneticas fue demonstrada por Heinrich Hertz en 1888 usando aparatos que emitían y detectaban en UHF (0.3-3 GHz). Ejemplos de usos de las microondas: Horno de microondas, frecuencia de 2.45 GHz El rádar Protocolos inalámbricos LAN,, como bluetooth Telefonía móvil El máser (amplificador de microondas por la emisión estimulada de radiación)

4 Microondas

5 Bandas de frecuencia de microondas Designación Banda L Banda S Banda C Banda X K u band BandaK K a band Banda Q BandaU Banda V Banda E Banda W Banda F Banda D Rango de frecuencias 1 a 2 GHz 2 a 4 GHz 4 a 8 GHz 8 a 12 GHz 12 a 18 GHz 18 a 26 GHz 26 a 40 GHz 30 a 50 GHz 40 a 60 GHz 50 a 75 GHz 60 a 90 GHz 75 a 110 GHz 90 a 140 GHz 110 a 170 GHz

6 Emisiones astrofísicas en microondas El Fondo Cósmico de Microondas Emisión de nuestra galaxia: Emisión sincrotrón Emisión libre-libre Emisión térmica del polvo Emisión anómala (posiblemente emisión no-térmica del polvo) Emisión de radio galaxias, a frecuencias < 100 GHz Emisión de galaxias infrarrojas, a frecuencias > 100 GHz El efecto Sunyaev-Zeldovich en cúmulos de galaxias

7

8 Perspectiva histórica de la evolución de nuestras ideas sobre la cosmología moderna

9 Radiación de cuerpo negro Max Planck 1900 Premio Nobel en 1918

10 La Relatividad General Albert Einstein 1915 Ecuaciones de Einstein: Marco físico para estudiar el universo. Universo estático Constante cosmológica Premio Nobel en 1921

11 Solución de Friedmann Alexander Friedmann 1922 Solución de Friedmann de las ecuaciones de Einstein: universo en expansión

12 El redshift cosmológico George Lemaître 1927 Conexión entre el redshift cosmológico y la recesión de las galaxias.

13 Expansión del universo 1929 Edwin Hubble Ley de Hubble: v = H d Parámetro de Hubble: H 70 Km s -1 Mpc -1

14 Formación de los elementos ligeros George Gamow 1948 Formación del H, He Existencia del Fondo Cósmico de Microondas

15 NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

16 Origen del Fondo Cósmico de Microondas BIG BANG Universo totalmente ionizado Materia y radiación en equilibrio térmico Universo opaco en expansión T(z) (1+z) Cuando z 1000 (unos años) T ~ 3000 K DESACOPLO DESACOPLO Los fotones quedan libres y forman el FCM La imagen más antigua del Universo El Universo se vuelve transparente

17 Descubrimiento del Fondo Cósmico Arno Penzias Robert Wilson 1964 Mismo ruido en todas las direcciones. Radiómetro de Dicke Premio Nobel en 1978 Grupo de Princeton: Dicke, Peebles, Wilkinson, Roll

18 El Fondo Cósmico de Microondas Radiación electromagnética muy débil que llega a la Tierra desde todas las direcciones Caracterizada por un espectro de cuerpo negro Isótropa T 3 K Origen térmico Universo joven y caliente Origen de tipo Cosmológico INVALIDA EL MODELO DEL ESTADO ESTACIONARIO

19 El satélite COBE El satélite COBE (1989)

20 ESPECTRO ELECTROMÁGNETICO DEL FCM T = ± K

21

22 Anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas T=2.728 K T mk T 18 µk T T 10 5 La huella de las fluctuaciones de densidad en el Universo primitivo

23

24 Premio Nobel de Física 2006 John Mather (GSFC) George Smoot (UCB)

25

26 EL FCM Y LA MACROESTRUCTURA DEL UNIVERSO FCM EVOLUCION

27

28

29

30 WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

31 Mapas de 3 años 3. WMAP Banda K, 23 GHz 1 detector 1 detector Banda Ka, 33 GHz Banda Q, 41 GHz 2 detectores 2 detectores Banda V, 61 GHz Banda W, 94 GHz 4 detectores

32 Mapa combinado

33 Evolución en la medida de las anisotropías

34 TESTS COSMOLÓGICOS ACTUALES El Fondo Cósmico de Microondas Supernovas Estructura a gran escala Abundancias de cúmulos de galaxias El efecto lente gravitatoria

35 SUPERNOVAS

36 Aceleración versus deceleración

37 Sloan Digital Sky Survey

38

39 EFECTO LENTE GRAVITATORIA

40 4 IMÁGENES DE UN MISMO CUÁSAR

41 PARÁMETROS COSMOLÓGICOS Universo uniforme H 0 : razón de expansión Ω: : parámetro de densidad = Ω R + Ω B + Ω DM + Ω Λ

42 Reparto de energía

43

44 PROBLEMAS PENDIENTES Naturaleza de la materia oscura Origen de la energía de vacío Por qué las densidades de energía de bariones, materia oscura fría y energía de vacío son tan parecidas en el presente? Existe un fondo de ondas gravitatorias? Falta una teoría de partículas que de cuenta de los procesos físicos en el universo temprano

45 La misión Planck Misión de tipo medio del programa científico de la ESA Su objetivo es medir la intensidad de la radiación cósmica en todo el cielo con una alta resolución y sensibilidad Fecha prevista de lanzamiento: 30 de Julio de 2008 Carga útil: 2 instrumentos y telescopio Un consorcio internacional es responsable de cada instrumento: Instrumento de Baja Frecuencia (LFI) Instrumento de Alta Frecuencia (HFI) La participación española se centra principalmente en el LFI

46

47

48

49 INTEGRACIÓN Y CALIBRACIÓN

50 Características de los instrumentos de Planck

51 Bandas frecuenciales de Planck

52 Objetivos en las especificaciones del instrumento HFI

53 Sistema de criogenia

54 Espejos y plano focal

55 Planck y Herschel en el Ariane 5

56 Punto Lagrangiano L2

57 Objetivos científicos de la misión Panck Medir las anisotropías en la temperatura y polarización del FCM Determinar los parámetros cosmológicos con errores de 1%: Ω Λ, Ω m, Ω b, H, τ,, n s, A Confirmar el modelo concordante Determinar los parámetros de inflación Poner límites l al fondo de ondas gravitatorias Determinar las propiedades físicas f de la población n de cúmulos c hasta z>1 Determinar las propiedades físicas f de la población n de radio galaxias y galaxias infrarrojas a flujos >100 mj Carazterizar el medio interestelar de la Galaxia y su campo magnético en base a la emisión n sincrotrón, n, libre-libre y térmica t (y no-térmica) del polvo. Estudiar el sistema Solar.

58 Operaciones desde tierra y procesado de datos

59 Organización científica de la colaboración Planck Liderada por el Equipo Científico de la misión Planck Consorcios del HFI, LFI y telescopio Colaboración Planck 700 científicos+ingenieros 150 Científicos de Planck (2 años de dedicación a tiempo completo). Organizada en torno a 2 Centros de Procesado de Datos, 2 equipos core y 4 grupos científicos de trabajo. Los Centros de Procesado de Datos son los responsables de producir los productos finales de la misión: Mapas frecuenciales Mapas de componentes Catálogo de cúmulos c de galaxias Catálogo de galaxias Los equipos core se encargan de dar el apoyo científico y ténico t necesarios a los DPCs para producir los productos de la misión. Los 4 grupos de trabajo, no-gaussianidad Gaussianidad,, cúmulos c y anisotropías as secundarias, fuentes extragalácticas y la Galaxia y el sistema Solar, se encargan de la explotación n científica más m s allá de los productos de la misión n y determinación n de parámetros cosmológicos.

60

61 Satélite PLANCK. Mapas simulados

62 Intensidad del efecto Sunyaev-Zeldovich

63 Cl Óptico Sunyaev-Zeldovich, Rayos X

64 Evolución de la densidad del número de cúmulos

65 Número de cúmulos que se espera detectar con Planck a 3σ3 a redshifts > z

66 Crecimiento de la estructura a gran escala z=0 z=1 z=3 ΛCDM OCDM

67 EFECTO LENTE GRAVITATORIA

68 Efecto lente gravitatoria en el cúmulo Abell 2218

69 Efecto lente sobre el FCM

70 Resumen La misión Planck obtendrá un mapa de todo el cielo del Fondo Cósmico de Microondas (FCM) con una resolución y sensibilidad sin precedentes. Los 2 instrumentos de que consta la misión, el de Alta (HFI) y Baja B (LFI) frecuencia, representan el estado del arte tanto en la tecnología de radiómetros como de bolómetros. Con los datos de temperatura y polarización del FCM se espera conocer mejor nuestro universo: : los parámetros cosmológicos se determinarán con una precisión del 1 % y se conocerá mejor la física de la inflación. ión. Posibilidad de descubrimiento de nuevos fenómenos físicos: : sobre energía oscura, materia oscura, defectos topológicos, o algo totalmente nuevo que ni lo imaginamos Todo esto y mucho más después de Julio de 2008.