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Un Universo Simple febrero 10, 2010

Posted by acisclo71 in Astronomía, Divulgación de las Ciencias.
Tags: astrofísica, CMB, Cosmología
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Hace ya unos años atrás (según recuerdo), presenté una charla en Converciencia con este mismo título. Hablaba sobre el modelo del Universo, los parámetros que describen el Universo en el que vivimos (o al menos así creemos).

Recientemente, los datos de los 7 años de observaciones de WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) han sido publicados (cualquier persona en el mundo puede tener acceso a estos datos, una fuente invaluable de información). Después de tantos años de observaciones, WMAP ha logrado poner restricciones a parámetros y teorías del Universo. No pretendo ser un experto en WMAP, yo lo veo desde fuera como el resto del mundo, pero si me gustaría destacar los resultados de WMAP.

1. Inflación: WMAP ha medido una predicción hecha por los modelos inflacionarios sobre el espectro del CMB, las fluctuaciones a gran escala son más intensas que las de menor escala, una diferencia sutil pero evidente sobre la inflación.
2. Neutrinos: el modelo estándar de partículas tiene 3.04 especies de neutrinos, las medidas de WMAP, en combinación con otros experimentos, determinan el número de especies de neutrinos en 4.340.87
3. Cúmulos de Galaxias: el gas dentro de los cúmulos de galaxias al interactuar con la radiación del CMB causa que la temperatura de estos fotones sea inferior que el resto del CMB; WMAP ha detectado cambios en temperatura inducidos por los cúmulos de galaxias que están en contradicción con los resultados de las extrapolaciones de observaciones en rayos X (que observan volúmenes inferiores del gas en los cúmulos que el CMB).
4. Polarización: el modelo estándar predice un patrón de polarización alrededor de las manchas frías y calientes en el CMB. WMAP ha sido capaz de observar este patrón.
5. Parámetros cosmológicos: los últimos datos de WMAP ponen unos límites a los parámetros del modelo estándar (ΛCMB) un 50% más restrictivos.
6. Abundancia de Helio primordial: una de los pilares de la teoría del Big Bang es la nucleosíntesis, y una de sus predicciones es que la mayoría de Helio en el Universo se sintetizó en el Universo temprano. WMAP en combinación con experimentos del CMB a pequeña escala, ha logrado observar el efecto de la abundancia de Helio primordial en el espectro del CMB, indicando la presencia del Helio mucho antes que las estrellas (igual hay que cambiar el nombre al elemento!).
7. Un Universo Simple: los datos de WMAP corroboran el modelo de un Universo plano con una constante cosmológica, el modelo más sencillo del Universo. La composición del Universo quedaría como 4.56% de materia bariónica (la común), 22.7% de materia obscura (no bariónica) y 72.80 de energía obscura (dark energy).

En definitiva, todo parece indicar que nuestro Universo es simple (el término se refiere al modelo, no pretende restar majestuosidad al Universo), con sencillamente 6 parámetros.

Y ahora desde un punto de vista más interesado, qué va a pasar con Planck? Los instrumentos, WMAP y Planck, aunque con el mismo objetivo de observación, son bastante distintos. Planck cubre un rango de frecuencias mucho mayor, desde las escalas más grandes a las más pequeñas, por lo que pondrá límites mucho mejores, por ejemplo, a la abundancia de Helio primordial. Es mucho más sensible a la polarización. Es una herramienta astronómica más potente, que espero produzca datos que abran nuevas puertas (ondas gravitacionales, por ejemplo) y aunque mejorará las restricciones sobre los modelos y la precisión de los parámetros, lo importante, es que pueda encontrar desviaciones al modelo estándar, en los detalles se puede esconder las respuestas o, incluso mejor, nuevas preguntas.
Dentro de 2 años, creo, llegarán los siguientes datos de WMAP (y probablemente la última tanda) y se combinarán con los datos de Planck. Espero que nos traigan muchas sorpresas.
Un pensamiento más, estos datos son valiosos, no solo para la cosmología, sino que para la astrofísica en general y están disponibles (o lo estarán), para todo el mundo. Guatemala debería aprovecharlo.
Para más información visiten la página de WMAP y la base de datos LAMBDA de la NASA.

PLANCK: High Frecuency Instrument (HFI) mayo 15, 2009

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Después del lanzamiento, me resulta un poco raro hablar de los instrumentos de Planck. De alguna forma ahora son más reales, hoy se empezarán a encender los sistemas de criogenía y los instrumentos en un proceso bastante largo (55 días) para comprobar su buen funcionamiento, calibrarlos y evaluar el nivel de sensibilidad alcanzado. Bueno, pues mejor escribir sobre HFI antes de que se acabe la misión.

El Instrumento de Alta Frecuencia de Planck (HFI) trabaja en seis frecuencias entre 100 y 857 GHz. Los detectores del HFI son bolómetros, que consisten en dispositivos que reciben la radiación que es absorbida por una rejilla cuya impedancia está equilibrada con la del vacío, incrementando la temperatura de termómetros de estado sólido. En pocas palabras, unos termómetros muy avanzados, capaces de medir 1 millonésima parte de la temperatura del CMB, por ejemplo a 100 GHz, 2.5 micro K al final de la misión.

Para poder alcanzar tal precisión, los bolómetros deben estar refrigerados a una temperatura de 100 mK (1/10 parte de Kelvin sobre el cero absoluto).

Estos bolómetros no son sensibles a una frecuencia específica, por lo que necesitan definir el ancho de banda por medio de bocinas, filtros y lentes; que además conducen la radiación hacia los detectores.

HFI lleva dos tipos de bolómetros

Esquemático de HFI

HFI en calibración

los spider-web (por la forma de tela de araña de la rejilla) y bolómetros sensibles a la polarización. En total 20 bolómetros son spider-web (sin polarización) y 32 son sensibles a la polarización.

La siguiente tabla resume las características de los detectores de HFI.

Característica del Instrumento	Frecuencia Central en GHz
Característica del Instrumento	100	143	217	353	545	857
Resolución espectral frecuencia/Deltafrecuencia	3	3	3	3	3	3
Tecnología del detector	Bolómetros Spiderweb y sensibles a polarización
Temperatura del detector	0.1 K
Sistema de refrigeración	20K Sorption Cooler + 4K J-T + 0.1 K Dilution
Número de bolómetros Spiderweb	0	4	4	4	4	4
Número de bolómetros sensibles a la polarización	8	8	8	8	0	0
Resolución angular (FWHM minutos de arco)	9.5	7.1	5.0	5.0	5.0	5.0
Temperatura equivalente de ruido del detector	50	62	91	277	1998	91000
DeltaT/T intensidad (10^-6 microK/K)	2.5	2.2	4.8	14.7	147	6700
DeltaT/T polarización (U y Q) (10^-6 microK/K)	4.0	4.2	9.8	29.8	—	—

Herschel y Planck. Ya van de camino. mayo 14, 2009

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Bueno, ha sido espectacular! El lanzamiento ha sido un éxito y sin fallos, aunque un poco angustiante, debo admitir. Han sido 37 minutos tensos hasta que las señales de ambos satélites fueron recibidas por las estaciones de seguimiento en Australia. Dos pequeños picos para indicar que están vivos. Ahora otro proceso bastante complejo empieza. En su camino a L2, ambos instrumentos tendrán una fase de “Commissioning ” para que la industria compruebe el estado de todos los elementos abordo; y un período de calibración y verificación de los instrumentos.
En el caso de Planck se iniciará el refrigerado de los instrumentos, calibración, ajustado “fine tunning”, y una larga cadena de eventos que durarán 55 días hasta que Planck esté listo para iniciar operaciones rutinarias. El viaje a L2 tardará unas 6 semanas (se espera que sea en el día 41, el 23 de Junio).
Ahora estaré esperando la comunicación de Planck con la estación Cebreros (cerca de Madrid) en poco más de 2 horas.
Pronto habrá más noticias y un vídeo del lanzamiento. Y claro, la continuación de la serie de posts sobre Planck… el siguiente tema HFI.

Ariane 5 con Herschel y Planck

Herschel/Planck Launch mayo 14, 2009

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Ha llegado el día. Hoy a las 7:12 am (hora de Guatemala) esperamos que Herschel y Planck sean lanzados hacia L2. A los 26 minutos del lanzamiento, Herschel se separará y seguirá su camino a su órbita en L2. Tres minutos más tarde, el SYLDA que protege a Planck se desprenderá y Planck será direccionado hacia su órbita en L2. Diez minutos después se recibirán las primeras señales de los satélites, confirmando que todo fue bien.
Me voy al lanzamiento!!!!

PLANCK: Low Frequency Instrument (LFI) mayo 6, 2009

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El instrumento de baja frecuencia (LFI) de Planck representa la tercera generación de radiómetros de microondas para las observaciones del CMB; antecedido por COBE Differential Microwave Radiometer (DMR, 1989) y el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP, 2001). El DMR detectó estructura en la distribución angular del CMB a una escala angular de ~7º, utilizando dos radiómetros Dicke a frecuencias de 31, 53 y 90 GHz cuyas temperaturas de ruido eran 250, 80 y 60 veces el límite cuántico, respectivamente. Estos radiómetros eran alimentados por un par de bocinas (cuernos) apuntados al cielo. WMAP se lanzó en 2001 y hasta la fecha observa el cielo en cinco bandas entre 20 y 94 GHz alimentados por dos telescopios diferenciales. Su temperatura de ruido está entre 15-25 veces el límite cuántico y una resolución angular entre 56’ a 14’.

Las bocinas (cuernos) de LFI

Después de un poco de historia, pasamos al LFI. El corazón del LFI es un conjunto de receptores diferenciales multifrecuencia con amplificadores de ultra-bajo-ruido, refrigerados criogénicamente, basados en InP (indium phosphide) high-electron-mobility transistors (HEMTs). El instrumento se encuentra refrigerado a 20K. La parte frontal (refrigerada) se encuentra conectada a los amplificadores posteriores (a 300K) por medio de guías de onda para minimizar la disipación de potencia en el plano focal.

El principal enemigo de este tipo de radiómetros es el ruido. Los radiómetros de LFI han sido diseñados para eliminar el ruido tipo 1/f inducido por las fluctuaciones en ganancia y ruido de los amplificadores, demasiado alto en un sistema de potencia total (“total power”). Para ello se ha adoptado un diseño de pseudo-correlación diferencial, en el cual las señales del cielo y de una fuente de referencia (a 4K, ver post anterior) se combinan en un acoplador híbrido (magic-T), son amplificadas en dos cadenas independientes y separadas por un segundo acoplador híbrido. De este modo, ambas señales han sido sometidas a las mismas fluctuaciones de ganancia y ruido pudiéndose recuperar la verdadera señal del cielo. Para que los amplificadores del módulo posterior no sean sensibles a las fluctuaciones, se utilizan cambiadores de fase (phase shifters) a 8kHz sincronizados en cada cadena de amplificación.

Los amplificadores a 30 y 40 GHz utilizan InP HEMT incorporados en un circuito integrado de microondas (MIC); a estas frecuencias las señales parasitarias y las incertidumbres introducidas por las soldaduras en el MIC son controlables y permiten una mayor flexibilidad para ajustar y optimizar el bajo ruido. Los amplificadores a 30GHz han demostrado una temperatura de ruido menor de 7.5K con un 20% de ancho de banda.

En el caso de 70GHz, debido al mayor número de canales, se utiliza la tecnología MMIC (circuitos integrados monolíticos de microondas), que incorporan todos los elementos del circuito y los transistores en el mismo chip de InP. Con esto se obtiene una temperatura de ruido de menos de 35K en la banda de 75 a 115 GHz.

Además, por su diseño, los radiómetros son sensibles a la polarización de los fotones del fondo cósmico de microondas, y permitirán revelar la información en ella. Cada par de bocinas (cuernos) están girados uno respecto su pareja en 45º, y cada receptor tiene una OMT (Orthomode Transducer) que permite obtener dos polarizaciones perpendiculares. Todo ello permite medir los parámetros de Stoke I, Q y U, para obtener la información sobre la polarización de la señal.

Resumiendo en una tabla:

Característica instrumental	Frecuencia Central (GHz)
Característica instrumental	30	44	70
Tecnología del Detector InP HEMT	MIC		MMIC
Temperatura de los detectores	20K
Sistema de refrigeración	H₂Sorption Cooler
Número de bocinas (cuernos)	2	3	6
Resolución angular (minutos de arco a FWHM)	33	24	14
Ancho de banda efectivo (GHz)	6	8.8	14
Sensibilidad (mK/√Hz)	0.17	0.20	0.27
Temperatura de Sistema (K)	7.5	12	21.5
Ruido por pixel (30’) (mK)	6	6	6
DT/T intensidad (10^-6 mK/K)	2.0	2.7	4.7
DT/T polarización (Q y U) (10^-6 mK/K)	2.8	3.9	6.7
Error máximo por pixel debido a sistemáticos	<3	<3	<3

En esta parte del satélite Planck es dónde realicé la mayor parte de mi trabajo antes de dedicarme a los aspectos más generales del proyecto en la oficina científica de Planck.

En el siguiente post, el HFI una obra de arte de la ingeniería. Y después, yo creo que ya la ciencia de Planck.

Las guías de onda de LFI

Lanzamiento de Planck, 14 Mayo 2009…”A tous, de DDO – attention pour le décompte final!” mayo 6, 2009

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Herschel sobre Planck

“A tous, de DDO – attention pour le décompte final!” estás son las palabras que esperamos escuchar dentro de pocos días (el lanzamiento se ha retrasado al 14 de mayo), antes de iniciar la cuenta atrás, los últimos diez segundos antes de la ignición del Ariane 5 que llevará a Herschel y Planck a L2 del sistema Sol-Tierra. Muchos preparativos deben llevarse a cabo para poder escuchar esas palabras. Principalmente por parte de ESOC, el Centro Europeo de Operaciones Espaciales en Darmstadt, Alemania. Es ahí donde se calculan las órbitas y la trayectoria de los satélites.

En el caso de Herschel y Planck, su destino es L2, el punto de Lagrange a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra en la dirección contraria al Sol. Para llegar a este punto, Planck y Herschel seguirán una trayectoria que culminará en las cercanías de L2, para el caso de Planck, se tendrá que operar el satélite para insertarlo en una órbita de Lissanjous alrededor de L2. Mencionamos en el último post que L2 es inestable por lo que Planck tendrá que maniobrar para permanecer en L2, o mejor dicho, alrededor de L2. Además, Planck girará sobre su eje a una revolución por minuto, esto combinado con la traslación alrededor del Sol, permitirá que en algo más de 6 meses Planck observe el cielo completamente. Esto lo hará al menos dos veces, aunque esperamos que pueda hacerlo tres. Alguien podría preguntar, y ¿por qué no dejarlo girar mucho más y obtener mejores resultados? Es una buena pregunta, WMAP (uno de los precursores de Planck en observaciones del CMB), lleva más de 5 años en L2 observando el cielo. A diferencia de WMAP, los instrumentos de Planck se refrigeran de forma activa además de la refrigeración pasiva (por radiadores), mientras que WMAP se refrigeraban solamente de forma pasiva; esto implica un consumo en el “refrigerante” que limita la vida de Planck.

Ahora que llegamos a L2 y empezamos un poco a describir Planck, será mejor hacerlo de forma sistemática:

Planck está compuesto por dos instrumentos, uno que funciona a frecuencias bajas (30, 44 y 70 GHz), llamado LFI (Low Frequency Instrument) y el otro a frecuencias altas (100, 143, 217, 353, 545 y 857 GHz), llamado HFI (High Frequency Instrument). Las tecnologías detrás de cada instrumento son bastante diferentes, pero complementarias.

El LFI está compuesto por radiómetros basados en amplificadores HEMT (High Electron Mobility Transistor) en las mencionadas frecuencias de 30, 44 y 70 GHz, refrigerados a una temperatura de 18K. El HFI consiste en conjuntos (“arrays”) de bolómetros refrigerados a ~100mK.

La cadena de refrigeración capaz de alcanzar las temperaturas necesarias para la operación de los instrumentos es bastante compleja. Está formada por un “sorption cooler” (el principio de refrigeración está basado en la capacidad de absorción de gases, en este caso hidrógeno) que baja la temperatura a ~20K; que se utiliza para refrigerar el LFI (20K) y el plano focal del HFI (18K). A continuación un refrigerador Joule-Thomson con compresores mecánicos se utiliza para alcanzar la etapa de 4K; utilizada para la fuente de referencia del LFI y como etapa previa al refrigerado por dilución (³He⁴He) de ciclo abierto que proporciona los 100mK.

Los refrigeradores de 100mK utilizan un nuevo principio de dilución basado en la fricción que no necesita de la gravedad para operar, que lo hace propicio para aplicaciones espaciales. Fue desarrollado en el Centro de Investigación de Temperaturas Ultra Bajas (CRTBT) en Grenoble (Francia). La capacidad de almacenaje de gas es suficiente para 30 meses de operación.

En el siguiente post, la descripción de LFI y HFI. A ver si llegamos a la ciencia de una vez!!!

Una mirada hacia el alba del tiempo. marzo 23, 2009

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Tags: CMB, Cosmología, Espacio, Planck, Satélites
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El satélite Planck (Fuente: ESA)

Este es el eslogan utilizado por la misión Planck de la Agencia Europea del Espacio o ESA por sus siglas en inglés (European Space Agency), el eslogan se debería leer en inglés o francés, las lenguas oficiales de la Agencia: “Looking back to the dawn of time” o “Un regard vers l’aube des temps”. Pero, como no podría ser de otra forma, en español me parece más evocador. Nos lleva a imaginar ese momento en que la primera luz se desprende de la materia, lo que los científicos llaman: Recombinación.

Planck es una misión muy especial para mí, ya que he trabajado en ella más de diez años, empecé en 1995 cuando ya había sido aprobada como misión de tamaño medio de la ESA en 1992 y había cambiado su nombre de COBRA/SAMBA a Planck (mucho más elegante); y ahora en 2009 estamos a punto de lanzarlo.

Planck se lanzará en pocas semanas, en Abril de 2009, la fecha se definirá a finales de Marzo. Algún astuto lector podría decir que la fecha ya estaba establecida: el 16 de Abril, y estaría en lo cierto, pero esta fecha se ha desplazado debido a verificaciones en el segmento terreno (la parte de la misión que desde la Tierra controla el satélite), nada importante, pero Planck y su compañera Herschel merecen tener todo el cuidado posible.

¿Su compañera? Sí, Herschel y Planck, Planck y Herschel, dos misiones se lanzarán en el mismo vehículo, un Ariane 5 desde Kourou, el puerto espacial de la Agencia en la Guyana Francesa.

Herschel Space Observatory, es una misión de la Agencia con el propósito de realizar fotometría y espectroscopía en la parte del infrarrojo lejano y ondas submilimétricas del espetro, cubriendo un rango de longitudes de onda de 55 a 672 micras. Herschel tiene el potencial de descubrir las proto-galaxias tempranas, la evolución de los AGN (núcleos galácticos activos) y su simbiosis con los starburst (una zona del espacio con una taza de formación estelar anormalmente alta) y aclarar los mecanismos de la formación sistemas estelares y planetarios. Además del estudio de la formación de estrellas y galaxias y su interrelación, también permitirá estudiar el medio interestelar, la química estelar y el sistema solar.

Planck, por otro lado, ha sido diseñado para observar las anisotropías del fondo cósmico de microondas realizando un barrido completo del cielo. Y esto nos trae al propósito de este artículo, describir la misión Planck, contar los objetivos científicos de Planck y como pretendemos lograrlos. Tendrá que ser en una serie de “posts”, para profundizar un poco en cada uno de los temas. ¿Y la periodicidad…? Bueno, espero que sea lo suficiente para cubrir todos los temas antes del lanzamiento de Planck y luego dedicar un post a su lanzamiento (exitoso, espero) y mantener a los asiduos lectores informados sobre la evolución de Planck hasta su órbita en L2.

Empecemos entonces por L2, ¿qué significa? Lagrange Point 2, bien, pero ¿qué significa? José Luis Lagrange (lo siento, Joseph Louis) trabajando en el problema de los tres cuerpos (restringido), descubrió cinco puntos especiales en la vecindad de dos masas orbitando, donde una tercera, más pequeña, podría orbitar a una distancia fija de las otras masas mayores. Los puntos de Lagrange marcan posiciones donde la atracción gravitacional de las masas mayores es igual a la fuerza centrípeta requerida para rotar con ellas. De estos cinco puntos, tres son inestables y dos estables. Los inestables son L1, L2 y L3 y se encuentran en la línea imaginaria que une las dos masas mayores. L4 y L5 son los estables y se encuentran en el ápice de los dos triángulos equiláteros con las masas mayores en sus vértices; los asteroides troyanos Agamenón, Aquiles y Héctor, orbitan en los puntos L4 y L5 del sistema Júpiter-Sol.

A los aficionados a la ciencia ficción, los puntos de Lagrange no les son ningunos extraños, el famoso planeta X se encontraría en L3, al otro lado del Sol (opuesto a la Tierra). Aunque tiene un período de inestabilidad de 150 días.

Los puntos L1 y L2 tienen características adecuadas para distintas misiones espaciales, L1 es ideal para la observación solar; mientras que un satélite en L2 observando hacia el espacio siempre tiene a la Tierra y al Sol atrás. Planck estará en L2 para minimizar la contaminación debida a la Tierra y el Sol en las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB por sus siglas en inglés Cosmic Microwave Background, y que utilizaremos en el resto del artículo). Herschel también estará en L2, por lo que no es una mala idea juntar las misiones y llevarlas a L2 en el mismo Ariane 5. Un detalle más…, anteriormente mencionamos que L2 es un punto inestable, por lo que los satélites necesitan ajustes continuos, la escala de inestabilidad es de 23 días aproximadamente. L2 se encuentra a una distancia de 1.5 millones de kilómetros de la Tierra, más lejos que la Luna (distancia media 384,400 km), así que será mejor que funciones porque no hay grúa que viaje tan lejos.

¿Y cómo llegará Planck a L2? Buena pregunta… y la respuesta en el siguiente post.