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Noticia: NASA Telescope Picks Up Glow of Universe's First Objects
En el modelo cosmológico estándar Lambda-CDM (Lambda para constante cosmológica y CDM para materia oscura fría) la formación de estructuras procede por acreción de estructuras menores en mayores en un proceso de formación jerárquica. Las primeras estructuras de materia bariónica se forman tras la recombinación a un desplazamiento al rojo z ~ 1000, cuando los fotones en el universo dejan de interactuar con la materia bariónica y dejan de impedir el colapso gravitatorio de esta. Estas estructuras tienen el tamaño de cúmulos globulares actuales, con diez o cienmil masas solares (esta es la masa de Jeans tras la recombinación, por lo que estructuras bariónicas menores no pueden formarse).
Tras una violenta historia de colapso del gas bariónico, donde las colisiones y el colapso disipativo son el mecanismo principal (colapso con enfriamiento y pérdida de energía debido a la transparencia de las nubes y consiguiente disminución de la masa de Jeans) las primeras estrellas se empiezan a formar a z ~20. Estas estrellas son muy masivas y muy luminosas ya que el proceso de enfriamiento no es tan efectivo como con metales (que en aquella época todavía no existen). La luz de estas estrellas, agrupadas en estructuras mayores, es la que se cree haber observado con el Spitzer.
No obstante, el estudio sólo procede por descarte de luces conocidas, eliminándolas del fondo cósmico de luz infrarroja (no confundir con el fondo de microondas). Populaciones de galaxias desconocidas o no muy normales emitiendo a temperaturas no muy altas a desplazamientos al rojo bajos, no pueden ser descartadas por el momento. Harán falta observaciones más precisas y a su vez censos galácticos más potentes para ir solidificando este indicio con el tiempo.
Papel original en: On the nature of the sources of the cosmic infrared background.
Este artículo es de la serie experimentos de la gravitación cuántica.
Los rayos cósmicos son partículas muy energéticas que se originan más allá de la atmósfera terrestre y que entran en ella. Entre estas partículas se encuentran núcleos atómicos, protones, electrones, neutrinos y rayos gamma. Cuando un rayo cósmico entra en la atmósfera terrestre colisiona con un núcleo atómico de uno de los componentes del aire y produce una cascada cónica de billones de partículas elementales de las cuales muchas alcanzan la superficie terrestre.
Una imagen de este proceso se encuentra aquí. No la incluyo por ser demasiado grande, pero conviene echarle un vistazo para hacerse una idea así como para ver los métodos de detección: detección subterránea y en la superficie a través de tanques de agua y escintiladores, detección de fotones cerenkov y mediciones de fluorescencia. En el enlace también se explican estas cosas brevemente.
Los rayos cósmicos formados por núcleos, protones o electrones, deberían quedar por debajo del límite energético de 5 x 10^{19} eV, el límite Greisen-Zatzepin-Kuzmin, debido a la interacción de éstos con los fotones del fondo cósmico de microondas y su consiguiente pérdida de energía cinética. Las partículas por encima de este límite se conocen por el nombre de oh-my-god particles. Este límite no vale para rayos gamma o neutrinos, los cuales no interactúan con los fotones del fondo.
Se han detectado varias veces eventos de tal energía, no obstante, no está clara su naturaleza ni la partícula que las causó, así como su orígen. Las hipótesis usuales suelen involucrar física nueva, como decaimientos de partículas de teorías GUT o incluso propuestas de modificaciones de la relatividad especial como la Double Special Relativity.
En este artículo voy a mencionar experimentos que tratan de elucidar la naturaleza de este tipo de eventos. Hay que tener en cuenta una cosa importante. En análisis de rayos cósmicos es igualmente necesario para la detección de neutrinos, así como los rayos gamma en la superficie terrestre. No obstante, estos dos tipos de experimentos se tratarán en otras dos secciones separadas, una para detección de neutrinos y otra para detección y análisis de rayos gamma. En esta sección este tipo de fenómenos sólo interesan en la medida en la que producen lluvias de partículas que llevan a inferir que sobrepasan el límite GZK. Separamos así conceptualmente cosas que aunque experimentalmente están relacionadas, en la teoría representan ramas diferentes de investigación.
Experimentos en operación actualmente:
Observatorio Pierre Auger. Un observatorio híbrido en la Pampa Argentina, que analiza las lluvia de partículas por su interacción en tanques de agua y la radiación ultravioleta producida por estas en la entrada en la atmósfera terrestre. La página tiene una interesante sección de FAQ sobre el tema.
AGASA. Un gran observatorio con múltiples tanques de detección en la superficie y subteráneos (véase la figura que enlazé arriba del todo) de la Universidad de Tokyo.ARGO-YBJ. Proyecto italiano de colaboración en el tibet.
KASKADE-GRANDE. Array de detectores superficiales y subterraneos en Karlsruhe (Alemania).
MILAGRO. Detector de la Universidad de Maryland.
Tibet AS-gamma. Proyecto de la Universidad de Tokyo en colaboración con China.
HESS. Proyecto Alemán en Namibia.
MAGIC. Proyecto Alemán en La Palma.
CHICOS. De la Unversidad de CalTech. Una red de detectores en un area extensas para poder medir básicamente desfases entre las llegadas de partículas elementales.
CROPS. De la universidad de Nebraska, de concepción similar al de arriba, con detectores localizados a lo largo del estado de Nebraska.
HiSPARC. Universidad de Nijmegen, similar al de arriba.
Los siguientes también son redes en areas extensas: NALTA, NYSCPT y WALTA.
Otros futuros observatorios como el LOFAR o el proyecto EUSO también analizarán rayos cósmicos por encima del límite GZK.
Tengo previsto profundizar un poco mas sobre al menos uno de estos experimentos mencionados para ver con más detalle qué se mide y qué resultados se esperan encontrar.
Consideremos un conjunto de partículas sólo con grados de libertad translacionales confinadas en un pozo de potencial infinito. Cuando la temperatura se extrapola al valor T = 0, la distribución es tal que todas las partículas están en el estado fundamental de energía. El estado fundamental de una partícula confinada en un pozo de potencial infinito no es un estado de energía cero, por lo que la energía del conjunto en T = 0 es distinta de cero.
Si asociamos la temperatura con la energía cinética media de las partículas, esto nos lleva a una contradicción, ya que en tal caso la energía en T = 0 debería ser cero. Esto sería así ya que en T = 0 según nuestra definición no habría energía cinética alguna y la energía de nuestras partículas es únicamente translacional (sin grados de libertad de otro tipo, como rotacionales).
La definición de temperatura como la energía cinética media de las partículas es por tanto sólo válida a temperaturas no cercanas al cero absoluto. La definición correcta a usar es la que se deriva de la mecánica estadística, es decir, tomar la temperatura como un valor que nos indica el grado de ocupación de los estados posibles los cuales quedan etiquetados por la energía. La mecánica estadística nos da así también una buena definición de energía.
