Efecto Sachs-Wolfe

El efecto Sachs-Wolfe, llamado así en honor a Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe, es una propiedad de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), en la que los fotones del CMB se desplazan al rojo gravitacionalmente., lo que hace que el espectro de CMB parezca desigual. Este efecto es la fuente predominante de fluctuaciones en el CMB para escalas angulares mayores de unos diez grados.

Efecto Sachs-Wolfe no integrado

El efecto Sachs-Wolfe no integrado es causado por el corrimiento al rojo gravitacional que ocurre en la superficie de la última dispersión. El efecto no es constante en el cielo debido a las diferencias en la densidad de materia/energía en el momento de la última dispersión.

Efecto Sachs-Wolfe integrado

El efecto Sachs-Wolfe integrado (ISW) también es causado por el corrimiento al rojo gravitacional, pero ocurre entre la superficie de la última dispersión y la Tierra, por lo que no es parte del CMB primordial. Ocurre cuando el Universo está dominado en su densidad energética por algo distinto a la materia. Si el Universo está dominado por la materia, entonces los pozos y colinas de energía potencial gravitacional a gran escala no evolucionan significativamente. Sin embargo, si el Universo está dominado por la radiación o por la energía oscura, esos potenciales evolucionan, cambiando sutilmente la energía de los fotones que los atraviesan.

Hay dos contribuciones al efecto ISW. Los "primeros tiempos" La ISW ocurre inmediatamente después de que el efecto Sachs-Wolfe (no integrado) produzca el CMB primordial, a medida que los fotones atraviesan fluctuaciones de densidad mientras todavía hay suficiente radiación alrededor para afectar la expansión del Universo. Aunque físicamente es igual que el ISW tardío, a efectos de observación normalmente se lo agrupa con el CMB primordial, ya que las fluctuaciones de materia que lo causan son en la práctica indetectables.

Efecto Sachs-Wolfe integrado tardío

El "último tiempo" El efecto ISW surge bastante recientemente en la historia cósmica, cuando la energía oscura, o la constante cosmológica, comienza a gobernar la expansión del Universo. Desafortunadamente, la nomenclatura es un poco confusa. A menudo, los "ISW tardíos" implícitamente se refiere al efecto ISW tardío de las perturbaciones lineales/de primer orden en la densidad. Esta parte lineal del efecto desaparece por completo en un universo plano con sólo materia, pero domina sobre la parte de orden superior del efecto en un universo con energía oscura. El efecto ISW tardío no lineal (lineal + de orden superior), especialmente en el caso de vacíos y grupos individuales, a veces se conoce como efecto Rees-Sciama, ya que Martin Rees y Dennis Sciama dilucidaron la siguiente imagen física.

La expansión acelerada debida a la energía oscura hace que incluso los pozos (supercúmulos) y las colinas (huecos) potenciales de gran escala se desintegren durante el tiempo que tarda un fotón en viajar a través de ellos. Un fotón recibe una inyección de energía que va a un pozo potencial (un supercúmulo) y conserva parte de esa energía después de salir, después de que el pozo se ha extendido y reducido a poca profundidad. De manera similar, un fotón tiene que gastar energía al entrar en un supervacío, pero no la recuperará toda al salir de la colina de potencial ligeramente reducida.

Una firma del ISW tardío es una función de correlación cruzada distinta de cero entre la densidad de galaxias (el número de galaxias por grado cuadrado) y la temperatura del CMB, porque los supercúmulos calientan suavemente los fotones, mientras que los supervacíos se enfrían suavemente. a ellos. Esta correlación se ha detectado con una significancia de moderada a alta.

En mayo de 2008, Granett, Neyrinck & Szapudi demostró que el ISW tardío se puede fijar a supervacíos y supercúmulos discretos identificados en el catálogo SDSS Luminous Red Galaxy. Su detección de ISW rastrea el efecto ISW localizado producido por supervacíos y supercúmulos en el CMB. Sin embargo, la amplitud de esta detección localizada es controvertida, ya que es significativamente mayor que las expectativas y depende de varios supuestos del análisis.