La Ciencia de la
Posible efecto de la materia oscura sobre la formación de las primeras estrellas
Afirmaciones extraordinarias requieren evidencias extraordinarias, incluso si se publican en Nature. La pequeña antena de ondas de radio EDGES (Experiment to Detect Global EoR Signature), en MRO, Australia, ha observado por primera vez una señal de las primeras estrellas (población III) predicha por los modelos teóricos. Centrada a 78 MHz, con una semianchura de 19 MHz y una profundidad de 0,5 kelvin, esta señal tiene una relación señal-a-ruido (SNR) de 37. Sin embargo, su intensidad es entre 2 y 3 veces mayor de lo esperado a unas 3,8 sigmas. Hay que ser muy cauto con esta observación.
Toda señal inesperada y sorprendente publicada por una pequeña colaboración (solo cinco astrónomos) recuerda al fiasco de BICEP2 y los modos B de origen inflacionario. Esta señal podría estar dominada por incertidumbres sistemáticas (sesgos involuntarios en el análisis de datos). La confirmación en los próximos años de esta señal es imprescindible. Habrá que estar al tanto de los resultados de LEDA, SCI-HI, PRIZM y SARAS 2; también de los de HERA, LOFAR, MWA, LWA y SKA–LFAA. La confirmación o su refutación tardará varios años en llegar. Mientras tanto la cautela es la única opción razonable.
Si se confirma la señal implicaría que las primeras estrellas se habrían formado a los 180 millones de años tras el big bang, rodeadas de un gas de hidrógeno enfriado más de lo esperado. También se publica en Nature una explicación teórica a este misterio. Este enfriamiento sería causado por la interacción entre los bariones y la materia oscura. Quizás demasiado bonito para ser cierto, pues hay otras explicaciones menos exóticas. En su caso se trataría de una partícula de tipo WIMP de baja masa, menor de 4,3 GeV/c² con una sección eficaz de interacción con los nucleones de unos σc > 4,2 × 10−43 cm². Por debajo de los límites de exclusión actuales, dejará de estarlo en los próximos años.
En mi opinión, no soy experto en estos lares, la señal es demasiado perfecta para ser creíble. Por supuesto, espero estar equivocado. Pero sin una confirmación independiente, este resultado debe ser tomado con mucho escepticismo y precaución. Los nuevos artículos son Judd D. Bowman, Alan E. E. Rogers, …, Nivedita Mahesh, “An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum,” Nature 555: 67-70 (01 Mar 2018), doi: 10.1038/nature25792, y Rennan Barkana, “Possible interaction between baryons and dark-matter particles revealed by the first stars,” Nature 555: 71-74 (01 Mar 2018), doi: 10.1038/nature25791.
Más información divulgativa en Lincoln Greenhill, “A surprising chill before the cosmic dawn,” N&V, Nature, 28 Feb 2018; Hannah Devlin, @HannahDev, “Cosmic dawn: astronomers detect signals from first stars in the universe,” The Guardian, 28 Feb 2018. Te recomiendo ser muy escéptico con las noticias en español, incluso las de fuentes fiables, como Enrique Sacristán, “Detectada la primera señal del amanecer cósmico,” Agencia SINC, 28 Feb 2018.
[PS] Por cierto, los límites cosmológicos para la interacción WIMP-nucleón en el rango de masas sub-GeV aún no excluyen la propuesta de Barkana, aunque están cerca de hacerlo. Más información en Weishuang Linda Xu, Cora Dvorkin, Andrew Chael, “Probing sub-GeV Dark Matter-Baryon Scattering with Cosmological Observables,” arXiv:1802.06788 [astro-ph.CO]. Su propuesta se salva por los pelos, algo que quizás haya sido intencionado por su parte. Así se asegura que será refutada (o confirmada) pronto. [/PS]
Los instrumentos astrónomicos sencillos son muy atractivos para los medios. Cual David contra Goliat, si este resultado se confirmase sería carne de Premio Nobel. Pero hay que ser cautos, pues un resultado de una gran colaboración (cientos de astrónomos) es analizado con tal detalle que es muy difícil que se cuelen errores y sesgos en los análisis, aunque nunca es imposible. Los datos del instrumento EDGES han sido analizados por los cinco astrónomos que firman el artículo en Nature. Se han tomado muchas decisiones difíciles y discutibles; quizás se han colado sesgos no intencionados.
La señal que pretende observar EDGES es muy pequeña, solo un 0,01% por encima del ruido de fondo que la contamina. El instrumento es muy sencillo (ver la fotografía), dos paneles metálicos rectangulares montados de forma horizontal sobre patas de fibra de vidrio rodeados por una malla metálica situada en el suelo. La observación de ondas de radio entre 50 y 100 MHz sufre múltiples fuentes de contaminación, tanto fuentes terrestres (como las emisoras de radio FM) como fuentes galácticas (radiación sincrotrón). Lo ideal sería colocar el instrumento EDGES en la cara oculta de la Luna, pero por ahora no es posible.
Las primeras estrellas (población III) fueron supergigantes azules, muy masivas y de corta vida. Su emisión en el ultravioleta excitó la línea hiperfina de 21 cm del hidrógeno primordial de las nubes de gas en las que nacieron. Este hidrógeno excitado absorbe los fotones del fondo cósmico de microondas y produce una señal observable hoy en día en frecuencias de radio por debajo de 200 MHz (según los modelos teóricos), dependiendo de cuándo se formaron estas estrellas. El objetivo del instrumento EDGES es detectar esta señal en dos bandas, 50−100 MHz (señal en 27 > z > 13) y 90−200 MHz (14 > z > 6).
Las observaciones se iniciaron en agosto de 2015. Tras una compleja calibración y un proceso de filtrado de datos, se obtuvieron datos durante cientos de horas de observación. El análisis de las medidas no es sencillo, pues se trata de una señal residual sobre el fondo de la emisión sincrotrón galáctica; este fondo sigue una ley de potencia que decrece de unos 5000 K a 50 MHz hasta unos 1000 K a 100 MHz (parte a de la figura). Hay que ajustar esta señal y eliminar su efecto (parte b de la figura). También hay que eliminar la contribución ionosférica, para lo que se usa un modelo físicamente plausible, que reduce los residuos de 0,087 K a solo 0,025 K (parte c de la figura). La señal resultante corresponde al perfil de la absorción (parte e de la figura).
Los parámetros de la señal se obtienen ajustando un perfil teórico (parte d de la figura). El mejor ajuste tiene una amplitud de 0,53 K, frecuencia central de 78,1 MHz y semianchura de 18,7MHz. Las incertidumbres en estos datos son muy altas, teniendo un origen tanto sistemático (los modelos usados en el ajuste) como estadístico (los errores en los datos recabados). Por ello, creo que no se debe descartar que el análisis oculte ciertos sesgos involuntarios.
Este perfil de absorción se interpreta como que las primeras estrellas que excitaron el gas nacieron a los 180 millones de años tras el big bang (z=20) y tuvieron una vida media de unos 100 millones de años, por ello a partir de los 270 millones de años (z=15) la absorción se reduce. Recuerda que la línea a 21 cm tiene una frecuencia de 1420 MHz en laboratorio, pero debido a la expansión cósmica se desplaza al rojo según la fórmula ν= 1420/(1+z) MHz. El perfil de absorción observado está centrado en z ≈ 17 en el intervalo aproximado de 20 > z > 15. La temperatura del fondo cósmico de microondas es 2,725 (1+z), lo que implica 57,2 K para z=20 y 43,6 K para z=15; la temperatura del hidrógeno gaseoso se estima en 9,3 K para z= 20, cayendo a 5,4 K para z= 15. En el análisis de los datos se asume el modelo cosmológico de consenso.
Varios experimentos similares a EDGES están en desarrollo. Pronto tomarán datos LEDA (Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages), SCI-HI (Sonda Cosmológica de las Islas para la Detección de Hidrógeno Neutro), PRIZM (Probing Radio Intensity at high z from Marion) y SARAS 2 (Shaped Antenna measurement of the background Radio Spectrum 2). Un experimento de este tipo es ideal para instalarlo en la cara oculta de la Luna (donde se apantallan todas las emisiones de radio FM terrestres).
El instrumento EDGES se encuentra en MRO (Murchison Radio-astronomy Observatory) donde también se encuentran el precursor australiano de SKA (Square Kilometre Array), MWA (Murchison Widefield Array) y se instalará el futuro SKA–LFAA (Low-Frequency Aperture Array). La línea de 21 cm también se puede estudiar con redes de interferómetros, como HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) que estará operativo en dos años y tiene una banda de 100–200 MHz; su banda operativa podría extenderse por abajo hasta los 50 MHz. Hay otros interferómetros similares, como LOFAR (Low-Frequency Array) y MWA (Murchison Widefield Array). En un futuro no muy lejano se usarán las extensiones de LWA (Long Wavelength Array) y SKA-LFAA.
¿Qué podría explicar la señal observada si se confirma de forma independiente? La explicación más sencilla es que el gas y la radiación cósmica de fondo se desacoplaron a z ≈ 250 en lugar de z ≈ 150, permitiendo que el gas se enfriara de forma adiabática antes de tiempo; pero este resultado contradice los resultados cosmológicos de Planck 2015. La explicación debe ser más exótica, como el efecto de la evaporación y fusión de agujeros negros primordiales, el efecto de campos magnéticos primordiales, etc.
Se publica en Nature que la causa es la interacción entre la materia oscura y los bariones. Las partículas WIMP que explican mejor la materia oscura fría cumplen el límite de Lee–Weinberg, que favorece una masa mayor de 2 GeV/c².
Para explicar el enfriamiento del gas de unos 0,3 K se necesita una interacción entre una WIMP y un nucleón con σ1 > 3,4 × 10−21 cm² (que corresponde a σc > 4,2 × 10−43 cm2 para σ(v) ∝ v−4) y una masa mχ < 4,3 GeV/c². Para una caída de 0,5 K estos números cambiarían a σ1 > 5,0 × 10−21 cm2 (que corresponde a σc> 6,2 × 10−43 cm2) y una masa mχ < 1,6 GeV/c². Esta figura muestra estos resultados (curva continua), así como los resultados para z =14 (línea a trazos) y para z = 20 (línea punteada).
La longitud de onda observada indica que las primeras estrellas iluminaron el cosmos a unos 180 millones de años tras el big bang (hace unos 13,6 mil millones de años). O sea, unos nueve mil millones de años antes del nacimiento del Sol. También se observa una segunda señal a los 250 millones de años, asociada a la muerte de estas primeras estrellas y la formación por colapso de agujeros negros, supernovas y otros objetos compactos que iluminaron con rayos X el hidrógeno de esas nubes de gas.
En resumen, se publican en Nature dos artículos polémicos que generarán mucha controversia en los próximos meses. Uno sugiere que el hidrógeno primordial perdió calor por interacción con una partícula de materia oscura tipo WIMP de baja masa. Y el otro que el efecto de las primeras estrellas en este enfriamiento del hidrógeno primordial fue mucho más temprano de lo esperado por muchos modelos teóricos. Hasta que no se confirme este resultado de forma independiente lo debemos mantener en cuarentena. Habrá que estar al loro de futuros avances en esta línea.
2 COMENTARIOS
DEJA UN COMENTARIO
Píldoras de Feynman – Media y mediana
De creencias arraigadas que son erróneas
El apocalipsis abejil en hoy por hoy
Regreso de la Soyuz MS-06
Einstein y… Mileva Marić
La homeopatía en Murcia episodio II: el imperio (del azúcar) contraataca
Los colibríes no se envenenan con agua
#RetoNaukas11F – El reto de la Aldea Irreductible
Una visita al Globenmuseum de Viena
Un empollón en mi ascensor
Chopin, el DJ y el hombre que nos alivio la tos
¿Cómo afecta el tiempo al estado de ánimo?
Doble nota de prensa AAO/IAC
La casilla 57
ENTRADAS POPULARES
La probabilidad cuántica de que un humano se teletransporte de forma espontánea
Hoy este blog cumple 10 años
Meltdown y Spectre: Tu microprocesador Intel es inseguro desde 1995
El estado actual de la teoría M
AlphaGo Zero domina el ajedrez tras cuatro horas de autoaprendizaje
El estado actual de Sci-Hub
Muchísmas gracias por este trabajo que te tomas, y que sirve para ilustrarnos a muchos.