efecto Sachs-Wolfeefecto

En 1967, Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe demostraron que el corrimiento al rojo gravitacional explica las principales inhomogeneidades de la radiación de fondo. Hasta entonces, los cosmólogos se devanaban los sesos sobre la naturaleza de las manchas del cielo de microondas. La idea es sencilla: un fotón que sale de un pozo gravitacional pierde energía, y uno que cae en él la gana. Pero en el momento de la emisión del fondo, los pozos eran poco profundos y los fotones salieron de ellos casi libremente, enfriándose un poco. El cambio total de temperatura es proporcional a la diferencia del potencial gravitatorio entre el punto de emisión y la Tierra. Como la Tierra está en un campo muy débil, la contribución principal viene del potencial en la última superficie de dispersión. Es como si lanzaras pelotas desde distintas profundidades de una piscina: cuanto más hondo, más despacio sale la pelota a la superficie.

El efecto Sachs-Wolfe explica por qué en las imágenes de la radiación de fondo (el antiguo «eco» del Big Bang) hay manchas con temperaturas ligeramente distintas. La luz emitida hace 13 800 millones de años, cuando el universo se volvió transparente (época de la recombinación), se abrió paso hacia nosotros a través de un campo gravitatorio cambiante. Si un fotón (partícula de luz) comenzaba su camino desde una región con gravedad más intensa (donde el espacio-tiempo está «curvado»), gastaba energía para salir, y su frecuencia disminuía: es el corrimiento al rojo. Estos fotones nos llegan un poco «más fríos». Al contrario, los fotones de regiones menos densas pierden menos energía y se ven «más calientes». Así, la gravedad dibuja directamente el mapa de temperaturas del universo primitivo.

El efecto Sachs-Wolfe es el cambio de temperatura de la radiación de fondo causado por el corrimiento al rojo gravitacional cuando los fotones salen de regiones con densidad incrementada en la última superficie de dispersión. En la teoría lineal de perturbaciones, el cambio relativo de temperatura es ΔT/T = -Φ/(3c²), donde Φ es el potencial gravitatorio newtoniano en el momento de la recombinación. Además, existe el efecto Sachs-Wolfe integrado, que surge si el potencial cambia con el tiempo a lo largo del camino del fotón (por ejemplo, en presencia de energía oscura). El efecto proporciona la principal contribución a la anisotropía en grandes escalas angulares (l < 100) y, junto con los picos acústicos, se emplea para determinar parámetros cosmológicos.