fbpx
Wikipedia

Radiación de fondo de microondas

Agosto 16, 2021

Para otros usos de este término, véase Microondas (desambiguación).

La radiación de fondo de microondas (en inglés, cosmic microwave background o CMB) es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el universo por completo. También se denomina radiación cósmica de microondas, radiación cósmica de fondo o radiación del fondo cósmico.

Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm. Esta radiación es una de las pruebas principales del modelo cosmológico del Big Bang.[1]​


Características

 
El espectro de la radiación de fondo de microondas medido por el instrumento FIRAS en el satélite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con más precisión en la naturaleza. Las variables y el error estándar están ocultos por la curva teórica.

La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre 105: las variaciones del valor eficaz son solo 18 µK.[2]​ El espectrofotómetro FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satélite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación de fondo del microondas. El FIRAS comparó el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros. Cualquier desviación del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0,5 a 5 mm tendría que tener un valor de unas 50 partes por millón del pico de brillo del CMB.[3]​ Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera más precisa en la naturaleza.

Esta radiación es una predicción del modelo del Big Bang, ya que según este modelo, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, fotones y bariones (protones y neutrones). Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersión de Thomson. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton. A medida que el universo se fue expandiendo, el enfriamiento adiabático (del que el corrimiento al rojo cosmológico es un síntoma actual) causó que el plasma se enfriara hasta que fue posible que los electrones se combinaran con los protones y formaran átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando este alcanzó los 3000 K, unos 380 000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin rozar (sin llegar a unirse) con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como era de la recombinación; la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica por qué hoy en día es solo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el universo primigenio, hace 13 700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra. El Big Bang sugiere que el fondo de radiación cósmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiación en el universo está en el CMB, que tiene una fracción de aproximadamente 5·10-5 de la densidad total del universo.[4]​

Dos de los grandes éxitos de la teoría del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropías sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0,2°.[5]​ Estas se pueden utilizar para estimar los parámetros del modelo Lambda-CDM estándar del Big Bang. Alguna información, como la forma del universo, se puede obtener directamente del CMB, mientras otros, como la constante de Hubble, no están restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas.[6]​

Historia

Esta radiación fue predicha por George Gamow, Ralph Alpher y Robert Herman en 1948. Es más, Alpher y Herman pudieron estimar que la temperatura del fondo de radiación de microondas era 5 K, aunque dos años después, la reestimaron en 2.8 K.[7]​ Aunque había varias estimaciones previas de la temperatura del espacio (ver cronología), estas sufrieron dos defectos. En primer lugar, fueron medidas de la temperatura efectiva del espacio y no sugieren que el espacio fue rellenado con un espectro de Planck térmico. Y en segundo lugar, son dependientes de nuestro lugar especial en el extremo de la Vía Láctea y no sugieren que la radiación es isótropa. Además, produciría predicciones muy diferentes si la Tierra estuviera localizada en cualquier lugar del universo.[8]​

Los resultados de 1948 de Gamow y Alpher no fueron ampliamente discutidos. Sin embargo, fueron redescubiertos por Robert Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de los años 1960. La primera apreciación de la radiación del CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos A. G. Doroshkevich e Igor Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964.[9]​ En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, y los colegas de Dicke en la Universidad de Princeton, empezaron a construir un radiómetro de Dicke para medir el fondo de radiación de microondas.[10]​ En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en los Laboratorios Bell de Crawford Hill cerca de Holmdel Township (Nueva Jersey) habían construido un radiómetro Dicke que intentaron utilizar para radioastronomía y experimentos de comunicaciones por satélite. Su instrumental tenía un exceso de temperatura de ruido de 3,5 K con el que ellos no contaban. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo la gracia: «Chicos, nos han robado».[11]​ Un encuentro entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena fue inducida debido al fondo de radiación de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento.

La interpretación de la radiación de fondo de microondas fue un tema controvertido en los años 1960 entre los defensores de la teoría del estado estacionario argumentando que el fondo de microondas era el resultado de la luz dispersada de las estrellas procedente de las galaxias distantes. Utilizando este modelo y basado en el estudio de la absorción reducida de líneas que caracteriza el espectro de las estrellas, el astrónomo Andrew McKellar escribió en 1941: «Se puede calcular que el rotacional de temperatura del espacio interestelar es 2 K.»[12]​ Sin embargo, durante los años 1970 el consenso fue que la radiación de fondo de microondas es un remanente del Big Bang. Esto fue en gran parte porque las nuevas medidas en un rango de frecuencias demostraron que el espectro era un térmico, cuerpo negro, un resultado que el modelo del estado estacionario no podía reproducir.

Harrison, Peebles y Yu, y por otra parte Zel'dovich se dieron cuenta de que el Universo primigenio tendría que tener inhomogeneidades en un nivel de 10-4 o 10−5.[13]​ Rashid Siunyáiev después calculó la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo de radiación de microondas.[14]​ Incrementalmente los límites estrictos de la anisotropía del fondo de radiación de microondas fueron establecidos por experimentos basados en la tierra, pero la anisotropía se detectó por primera vez por el Radiómetro de Microondas Diferencial en el satélite COBE.[15]​

Inspirado por los resultados del COBE, una serie de experimentos en tierra o basados en globos midieron las anisotropías del fondo de radiación de microondas en pequeñas escalas angulares durante la década siguiente. El objetivo primario de estos experimentos fue medir la escala del primer pico acústico, para el que el COBE no tenía suficiente resolución para resolverlo. El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento Toco y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG y MAXIMA.[16]​ Estas medidas demostraron que el universo era aproximadamente plano y podía descartar las cuerdas cósmicas como un gran componente en la formación de estructuras cósmicas y sugiere que la inflación cósmica era la teoría correcta para la formación de estructuras.

El segundo pico fue detectado con indecisión por varios expertos antes de ser detectado definitivamente por el WMAP, que también ha detectado vacilantemente el tercer pico. Varios experimentos para mejorar las medidas de la polarización y el fondo de microondas en pequeñas escalas angulares están en curso. Estas son el DASI, WMAP, BOOMERanG y el Cosmic Background Imager. Los experimentos venideros en este campo son el satélite Planck, el Telescopio Cosmológico de Atacama y el Telescopio del Polo Sur.

 
Imagen del WMAP de la anisotropía de la temperatura del CMB.

Cronología del fondo de radiación de microondas

  • 1940. Andrew McKellar: La detección observacional de una temperatura bolométrica media de 2,3 K basada en el estudio de las líneas de absorción interestelar es informada desde el Observatorio Dominion Observatory, Columbia Británica.[17]​
  • 1946. Robert Dicke descubre «la radiación de la materia cósmica» a < 20 K, no se refiere a la radiación de fondo.[18]​
  • 1948. George Gamow calcula una temperatura de 50 K (asumiendo un universo de tres millardos de años),[19]​ comentándolo. Está de acuerdo razonablemente con la temperatura actual del espacio interestelar, pero no menciona el fondo de radiación.
  • 1948. Ralph Alpher y Robert Herman estiman «la temperatura en el universo» en 5 K. Aunque no mencionan específicamente el fondo de radiación de microondas, se puede inferir.[20]​
  • 1950. Ralph Alpher y Robert Herman re-estiman la temperatura a 2 K.
  • 1953. George Gamow estima 7 K.[18]​
  • 1956. George Gamow estima 6 K.[18]​
  • Años 1960. Robert Dicke reestima una temperatura de la radiación de fondo de microondas de 40 K.[18]​
  • 1964. A. G. Doroshkevich e Igor Novikov publican un breve artículo, donde dicen que el fenómeno de la radiación de fondo de microondas es detectable.
  • 1964-65. Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden la temperatura como aproximadamente 3 K. Robert Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll y D. T. Wilkinson interpretan radiación como una firma del Big Bang.
  • 1983. Empieza el experimento soviético RELIKT-1 sobre la anisotropía del CMB.
  • 1990. Se obtienen medidas del FIRAS de la forma de cuerpo negro del espectro del CMB con exquisita precisión.
  • 1992. El descubrimiento de la anisotropía por la nave espacial RELIKT-1 fue reportado oficialmente en enero de 1992 en el seminario de Astrofísica de Moscú.[21]​
  • 1992. El COBE DMR revela la temperatura de anisotropía primaria por primera vez.
  • 2002. El DASI descubre la polarización del CMB.[22]​
  • 2004. El CBI obtiene el espectro de polarización del CMB.[23]​

Relación con el Big Bang

El modelo estándar caliente del Big Bang del Universo requiere que las condiciones iniciales para el Universo sean un campo gaussiano casi invariante o espectro de Harrison-Zel'dovich. Esto es, por ejemplo, una predicción del modelo de inflación cósmica. Esto significa que el estado inicial del Universo es aleatorio, pero de una forma claramente especificada en que la amplitud de las inhomogeneidades vírgenes es 10-5. Por tanto, los postulados sobre las inhomogeneidades en el Universo necesitan ser estadísticas por naturaleza. Esto lleva a la varianza cósmica en que las incertidumbres en la varianza de las fluctuaciones de las escalas mayores observadas en el Universo tienen dificultades para compararse de manera precisa a la teoría.

Temperatura

 
El espectro de potencia de la anisotropía de la temperatura del fondo de radiación de microondas en función de la escala angular (o momento multipolar). Los datos mostrados son del WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004).

La radiación del fondo cósmico de microondas y el corrimiento al rojo cosmológico se consideran conjuntamente como la mejor prueba disponible para la teoría del Big Bang. El descubrimiento del CMB a mediados de los años 1960 redujo el interés en alternativas como la Teoría del Estado Estacionario. El CMB proporciona una imagen del Universo cuando, de acuerdo con la cosmología convencional, la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formen átomos de hidrógeno, haciendo así el Universo transparente a la radiación. Cuando se originó unos 379 000 años después del Big Bang, este período es conocido generalmente como el «periodo de la última dispersión» o el periodo de la recombinación o el desacople, la temperatura del Universo era de unos 3000 K. Esto se corresponde con una energía de unos 0,25 eV, que es mucho menor que los 13,6 eV de la energía de ionización del hidrógeno. Desde entonces, la temperatura de la radiación ha caído en un factor de aproximadamente 1100 debido a la expansión del Universo. Según se expande el Universo, los fotones del fondo cósmico de microondas se desplazan hacia el rojo, haciendo que la temperatura de radiación sea inversamente proporcional al factor de escala del Universo.

Estudio de las anisotropías

La radiación de fondo aparece a primera vista isótropa, es decir, independiente de la dirección en la que se mida. Este hecho era de difícil explicación según el modelo original del Big Bang y fue una de las causas que llevó a la formulación del modelo inflacionario del Big Bang. Una de las predicciones de este modelo es la existencia de pequeñas variaciones en la temperatura del fondo cósmico de microondas. Estas anisotropías o inhomogeneidades fueron detectadas finalmente en los años 90 por varios experimentos, especialmente, por el satélite de la NASA COBE (Cosmic Background Explorer) entre 1989 y 1996 que fue la primera experiencia capaz de detectar irregularidades y anisotropías en esta radiación. Las irregularidades se consideran variaciones de densidad del universo primitivo y su descubrimiento arroja indicios, la formación de las primeras estructuras de gran escala y la distribución de galaxias del universo actual. En el 2001 la agencia espacial americana NASA lanzó el WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), un nuevo satélite capaz de estudiar con gran detalle la radiación cósmica de fondo, que consiguió el mapa más completo de las anisotropías en la radiación de fondo de microondas. Otros instrumentos han detectado aún con más detalle y a mayor resolución angular las anisotropías del CMB, como el Cosmic Background Imager pero en solo unas zonas del cielo. Los datos aportados por el WMAP en 2003 y 2006 revelan un universo en expansión formado por un 4% de materia bariónica, un 22 % de materia oscura y un 74 % de energía oscura. El 2009 la ESA lanzó el Planck, un satélite de capacidades mucho mayores todavía que el WMAP.

La anisotropía del fondo de radiación de microondas está dividida en dos tipos: anisotropía primaria – debida a efectos que ocurren en la última superficie de dispersión y en la anterior —y la anisotropía secundaria— que es debida a efectos, como las interacciones con gases calientes o potenciales gravitacionales, entre la última superficie de dispersión y el observador.

Anisotropía primaria

La estructura de las anisotropías del fondo de radiación de microondas es determinada principalmente por dos efectos: oscilaciones acústicas y difusión húmeda (también llamada humedad sin colisiones o seda húmeda). Las oscilaciones acústicas surgen a partir de la competencia en el plasma fotón-barión en el Universo primigenio. La presión de los fotones tienden a eliminar las anisotropías, mientras que la atracción gravitacional de los bariones —que se mueven a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz— los hace tender a colapsar para formar densos halos. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas que dan al fondo de radiación de microondas su característica estructura de pico. Los picos se corresponden, aproximadamente, con resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular se encuentra en su pico de amplitud.

Los picos contienen interesantes firmas físicas. La escala angular del primer pico determina la curvatura del Universo (pero no la topología del Universo). El segundo pico —realmente la proporción de los picos impares con los picos pares— determina la reducida densidad bariónica. El tercer pico se puede utilizar para extraer información sobre la densidad de materia oscura.

Las localizaciones de los picos también dan importante información sobre la naturaleza de la densidad de perturbaciones primigenia. Hay dos tipos fundamentales de densidad de perturbaciones —llamadas «adiabática» e «isocurvatura»—. Una densidad de perturbación general es una mezcla de estos dos tipos y existen diferentes teorías que aparentan explicar el espectro de densidad de perturbación primigenio que predice diferentes mezclas.

  • Para densidades de perturbación adiabáticas, la sobredensidad fraccional en cada componente de materia (bariones, fotones...) es la misma. Es decir, si hay un 1% más de energía en bariones que la media en un punto, entonces con una densidad de perturbación adiabática pura hay también un 1% más de energía en los fotones y un 1% más de energía en neutrinos, que la media. La inflación cósmica predice que las perturbaciones primigenias son adiabáticas.
  • Con la densidad de perturbaciones de la isocurvatura, la suma de las sobredensidades fraccionales es cero. Es decir, una perturbación donde en algún punto hay un 1 % más de energía en bariones que la media, un 1 % más de energía en fotones que la media y un 2 % menos energía en neutrinos que la media, sería una perturbación de isocurvatura pura. Las cuerdas cósmicas se producirían principalmente por perturbaciones de isocurvatura primigenias.

En el espectro del CMB se pueden distinguir estos dos tipos de perturbaciones porque los picos se producen en diferentes localizaciones. La densidad de perturbaciones de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares (l-valores de los picos) están aproximadamente en las relaciones 1 : 3 : 5..., mientras que la densidad de perturbaciones adiabáticas producen picos cuyas ubicaciones están en las relaciones 1 : 2 : 3.[24]​ Las observaciones son consistentes conque la densidad de perturbaciones primigenia es completamente adiabática, proporcionando la clave para el soporte de la inflación y descartar muchos modelos de formación de estructuras incluyendo, por ejemplo, las cuerdas cósmicas.

La humedad sin colisiones es causada por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primigenio como un fluido empieza a romperse:

  • el incremento del camino libre medio de los fotones en el plasma primordial llega a estar incrementalmente enrarecido en un Universo en expansión.
  • el grosor de la última superficie de dispersión, que causa el incremento del camino libre medio durante el desacople, incluso mientras la dispersión Compton sigue ocurriendo.

Estos efectos contribuyen por igual a la supresión de anisotropías en pequeñas escalas y dan lugar a la característica cola húmeda exponencial vista en anisotropías en escalas angulares muy pequeñas.

La delgadez de la última superficie de dispersión se refiere al hecho de que el desacople de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del Universo por encima de esa época. Un método para cuantificar exactamente cuánto tiempo duró este proceso utiliza la Función de visibilidad de fotones. Esta función se define tal que, definiéndola como P(t), la probabilidad de que un fotón de la última dispersión del CMB entre t y t+dt está dada por P(t)dt.

El máximo de la función de visibilidad (el tiempo en que es más probable que un fotón determinado de la última dispersión del CMB) es conocido de manera muy precisa. Los resultados del primer año de WMAP dicen que el tiempo en que P(t) es máximo entre 372 000 años (± 14 000).[25]​ A menudo se considera el «tiempo» en que se formó el fondo de radiación de microondas. Sin embargo, para comprender cuánto tiempo se necesitó para el desacople de fotones y bariones, se necesita una medida de la anchura de la función de visibilidad. El equipo del WMAP encuentra que P(t) es mayor que la mitad de su valor máximo (la anchura entera a mitad del máximo) en el intervalo 115 000 años (± 5000). Según esta medida, el desacople duró unos 115 000 años y cuando se completó, el Universo tenía unos 487 000 años.

Anisotropía tardía

Después de la creación del CMB, este es modificado por varios procesos físicos colectivamente conocidos como anisotropía tardía o anisotropía secundaria. Después de la emisión del CMB, la materia ordinaria en el Universo estaba formada principalmente de hidrógeno neutro y átomos de helio, pero de las observaciones de las galaxias parece que gran parte del volumen del medio intergaláctico (IGM) actualmente consiste en material ionizado (ya que hay algunas líneas de absorción debido a átomos de hidrógeno). Esto implica un periodo de reionización en que el material del Universo se colapsa en iones de hidrógeno.

Los fotones del CMB se esparcen en cargas libres como electrones que no están ligados a átomos. En un Universo ionizado, tales electrones han sido liberados de átomos neutros por radiación ionizante (ultravioleta). Hoy estas cargas libres son de una densidad suficientemente baja en gran parte del volumen del Universo que no afectan a las mediciones del CMB. Sin embargo, si el IGM fue ionizado en tiempos muy tempranos cuando el Universo era muy denso, entonces habría dos efectos principales en el CMB:

  1. Las anisotropías a pequeña escala son eliminadas (justo como cuando se observa un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen difuminados).
  2. La física de cómo los fotones se esparcen en electrones libres (Difusión Thomson) induce a la polarización de las anisotropías en grandes escalas angulares. Esta polarización de gran angular está correlada con la perturbación de temperatura de gran angular.

Estos dos efectos han sido observados por el satélite WMAP, proporcionando pruebas de que el Universo fue ionizado en tiempos muy primigenios, con un corrimiento al rojo de más de 17. La procedencia detallada de esta temprana radiación ionizante continúa siendo debatida por los científicos. Se puede incluir la luz de las estrellas desde la primera población de estrellas (población III), las supernovas en las que se convirtieron estas estrellas al final de sus vidas o la radiación ionizante producida por la adición de discos de agujeros negros masivos.

El periodo después de la emisión del fondo de radiación de microondas y antes de la observación de las primeras estrellas es conocido de forma casi cómica por los cosmólogos como las edades oscuras, y es un periodo que está bajo un intenso estudio por los astrónomos (Ver la radiación de 21 centímetros).

Otros efectos que ocurren entre la reionización y nuestra observación del CMB que causan las anisotropías son el efecto Siunyáiev-Zeldóvich, en el que una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo alguna energía a los fotones del CMB y el efecto Sachs-Wolfe, que cause que los fotones del fondo de radiación de microondas estén gravitacionalmente desplazados hacia el rojo o hacia el azul debido a campos gravitacionales cambiantes.

Polarización

El CMB está polarizado con un nivel de unos cuantos microkelvins. Hay dos tipos de polarización, llamados modos E y B. Esto presenta una analogía con la electrostática, en que el campo eléctrico (campo E) tiene un rotacional evanescente mientras que el campo magnético (campo B) tiene una divergencia evanescente. Los modos E aparecen de forma natural a partir de la difusión Thomson en un plasma heterogéneo. Los modos B, que no han sido medidos y se piensa que tienen una amplitud de como mucho 0,1 µK, no se producen únicamente a partir del plasma. Son una señal de la inflación cósmica y son determinados a partir de la densidad de las ondas gravitacionales primigenias. La detección de los modos B es extremadamente difícil, particularmente dado que el grado de contaminación de fondo es desconocido y la señal de las lentes gravitacionales mezclan la fuerza relativa del modo E con el modo B.[26]​

Observaciones del fondo de microondas

Después del descubrimiento del CMB, se han realizado cientos de experimentos del fondo cósmico de microondas para medir y caracterizar la naturaleza de la radiación. El experimento más famoso es probablemente el satélite COBE de la NASA que orbitó entre 1989-1996, que detectó y cuantificó las anisotropías de gran escala al límite de sus capacidades de detección. Inspirado por los resultados iniciales del COBE, un fondo extremadamente isótropo y homogéneo, una serie de experimentos basados en balones y suelo cuantificaron las anisotropías del CMB en pequeñas escalas angulares durante la siguiente década. El principal objetivo de estos experimentos era medir a escala angular el primer pico acústico, para el que el COBE no tenía suficiente resolución. Estas medidas podrían excluir las cuerdas cósmicas como la principal teoría de la formación de estructuras cósmicas y sugieren que la inflación cósmica es la teoría adecuada. Durante los años 1980, el primer pico fue medido con una sensibilidad creciente y en el año 2000, el experimento BOOMERanG reportó que las fluctuaciones de mayor energía ocurrían a escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implican que la geometría del Universo es plana. Varios interferómetros proporcionaron medidas de fluctuaciones de gran precisión durante los tres años siguientes, incluyendo el Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) y el Cosmic Background Imager (o CBI). La primera detección del DASI fue la polarización del CMB mientras que el CBI obtuvo el espectro de polarización del CMB.

En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial para el CMB, el WMAP, para realizar medidas mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. Los primeros resultados de esta misión, revelados en 2003, fueron medidas detalladas del espectro de potencia angular en las escalas más bajas, acotando varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica así como otras teorías competidoras y están disponibles detalladamente en el centro de datos de la NASA para el Fondo Cósmico de Microondas. Aunque el WMAP proporcionó medidas muy exactas de las fluctuaciones a grandes escalas angulares en el CMB (estructuras que son tan grandes en el cielo como la luna), no tendrían resolución angular suficiente para medir las fluctuaciones a pequeña escala que habían sido observadas utilizando interferómetros terrestres, como el Cosmic Background Imager.

Una tercera misión espacial, el Planck, fue lanzado en 2009. El Planck utilizará dos radiómetros HEMT así como la un bolómetro y medirá el CMB a escalas menores que el WMAP. A diferencia de las dos misiones espaciales previas, el Planck es una colaboración entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA). Sus detectores fueron probados en el Telescopio Viper en el experimento ACBAR, que ha producido las medidas más precisas a pequeñas escalas angulares hasta la fecha – y en el telescopio de balones Archeops.

Los instrumentos terrestres adicionales como el Telescopio del Polo Sur en la Antártida, el propuesto Proyecto Clover, el Telescopio Cosmológico de Atacama y el proyecto Quiet en Chile proporcionará datos adicionales no disponibles en las observaciones de satélite, posiblemente incluyendo la polarización del modo B.

Es posible «ver» la radiación de fondo de microondas con algo tan común cómo un televisor analógico —es decir, los antiguos no preparados para recibir la Televisión Digital Terrestre— que sintonice un canal en el que no haya ninguna emisora emitiendo; parte (un 1 %) de la «nieve» que puede verse en la pantalla es dicha radiación de fondo captada por la antena del aparato.[27]​

El futuro del fondo cósmico de microondas

Artículo principal: El fondo cósmico de microondas en el futuro lejano del Cosmos

Dado que al irse expandiendo el Universo, el desplazamiento al rojo sufrido por la radiación cósmica de fondo va aumentando, llegará un momento muy lejano, asumiendo un Universo abierto, en el cual ésta será indetectable por completo, acabando por ser "tapado" por el causado por la luz emitida por las estrellas y este a su vez al seguir expandiéndose el Cosmos sufrirá el mismo efecto y será reemplazado por el de otros procesos que se produzcan en el futuro lejano.

Referencias

  1. «El Big Bang y el fondo cósmico de microondas». 
  2. Esto ignora la anisotropía del dipolo eléctrico, que se debe al efecto Doppler de la radiación de fondo de microondas debido a nuestra velocidad peculiar relativa a la estructura cósmica inmóvil. Esta característica es consistente con la Tierra moviéndose a unos 380 000 m/s hacia la constelación de Virgo.
  3. D. J. Fixsen y otros, "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", Astrophysical Journal 473, 576–587 (1996).
  4. La densidad de energía de un espectro de cuerpo negro es  , donde T es la Temperatura,   es la constante de Boltzmann,   es la constante de Planck y c es la velocidad de la luz. Esto se puede relacionar con la densidad crítica del universo utilizando los parámetros del modelo Lambda-CDM.
  5. Astrophysical Journal Supplement, 148 (2003). En particular, G. Hinshaw y otros «Primer año de observaciones del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): el espectro de potencia angular», 135–159.
  6. D. N. Spergel et al., «Primer año de observaciones del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): determinación de parámetros cosmológicos», Astrophysical Journal Supplement 148, 175–194 (2003).
  7. G. Gamow, «El origen de los elementos y la separación de las galaxias», Physical Review 74 (1948), 505. G. Gamow, "La evolución del Universo", Nature 162 (1948), 680. R. A. Alpher y R. Herman, «Sobre las abundancias relativas de los elementos», Physical Review 74 (1948), 1577.
  8. A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, «Historia de la Temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson», (1995, PDF | ) pero ver también N. Wright, «Eddington no predijo el CMB», [1].
  9. A. A. Penzias. «"The origin of elements."». Premio Nobel de Física. Consultado el 13 de abril de 2007. 
  10. R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Este diseño básico para un radiómetro se ha utilizado en más experimentos posteriores del fondo de radiación de microondas.
  11. A. A. Penzias y R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll y D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. La historia se cuenta en P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  12. A. McKellar, Publ. Dominion Astrophys. Obs. 7, 251.
  13. E. R. Harrison, «Fluctuaciones en el umbral de la cosmología clásica», Phys. Rev. D1 (1970), 2726. P. J. E. Peebles y J. T. Yu, «Las perturbaciones adiabáticas vírgenes en un Universo en expansión», Astrophysical Journal 162 (1970), 815. Ya. B. Zel'dovich, «Una hipótesis, unificando la estructura y la entropía del Universo», Noticias mensuales de la Real Sociedad Astronómica 160 (1972).
  14. R. A. Siunyáiev, «Fluctuaciones del fondo de radiación de microondas», en Estructuras a Gran Escala del Universo ed. M. S. Longair y J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Mientras que este es el primer artículo que discute en detalle la huella observacional de las inhomogeneidades de densidad como anisotropías en el fondo de radiación de microondas, parte del trabajo de campo fue presentado en Peebles y Yu, arriba.
  15. George F. Smoot y otros. «Estructura en el COBE DMR durante el primer año de mapas», Astrophysical Journal 396 L1–L5 (1992). C. L. Bennett y otros. "Cuarto año de observaciones del fondo de radiación de microondas en el COBE DMR: mapas y resultados básicos.", Astrophysical Journal 464 L1–L4 (1996).
  16. A. D. Miller y otros., "Una medida del espectro de potencia angular del fondo de radiación de microondas desde l = 100 hata 400", Astrophysical Journal 524, L1–L4 (1999). A. E. Lange y otros., "Parámetros cosmológicos de los primeros resultados del Boomerang". P. de Bernardis y otros., "Un Universo plano a partir de los mapas de alta-resolución del fondo de radiación de microondas", Nature 404, 955 (2000). S. Hanany y otros. "MAXIMA-1: Una medida de la anisotropía del fondo de radiación de microondas on en escalas angulares de 10'-5°", Astrophysical Journal 545 L5–L9 (2000).
  17. McKellar A (1941) Dominion Astrophysics Observatory Journal, Victoria, British Columbia, Vol VII, No 15, 251. McKellar estaba intentando medir la temperatura media del medio interestelar. Es improbable que tuviera idea de las implicaciones cosmológicas de su medida, pero fue un logro considerable y sofisticado.
  18. ↑ Helge Kragh, Cosmología y Controversia: El Desarrollo Histórico de las Dos Teorías del Universo (1999) ISBN 0-691-00546-X. «En 1946 Robert Dicke y su equipo en el MIT probaron el equipo que podría probar un fondo de radiación cósmico de intensidad correspondiente a unos 20K en la región de las microondas. Sin embargo, no se referían a tal fondo, sino sólo a “radiación desde la materia cósmica”. Tampoco este trabajo fue relacionado con la cosmologá y sólo es mencionado porque sugiere que en 1950 la detección del fondo de radiación de microondas había sido técnicamente posible y también por el papel posterior de Dicke en el descubrimiento». Véase también, Robert H. Dicke, Robert Beringer, Robert L. Kyhl y A. B. Vane, "Medidas de Absorción Atmosférica con un Radiómetro de Microondas" (1946) Phys. Rev. 70, 340–348
  19. George Gamow, La Creación Del Universo p.50 (Reimpresión de Dover de la edición revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6
  20. Helge Kragh, Cosmología y Controversia: El Desarrollo Histórico de Las Dos Teorías del Universo (1999) ISBN 0-691-00546-X. "Alpher y Herman calcularon por primera vez la temperatura actual de la descomposición de radiación primigenia en 1948, cuando reportaron un valor de 5 K. Aunque no fue mencionado entonces ni en publicaciones posteriores que la radiación estaba en la región de las microondas, esto se concluye inmediatamente de la temperatura. Alpher y Herman aclararon que ellos la llamaron «la temperatura del universo» el año anterior refiriéndose al cuerpo negro distribuido en la radiación de fondo un poco distinto de la luz solar.
  21. Premio Nobel de Física: Las Oportunidades Perdidas de Rusia el 27 de octubre de 2015 en Wayback Machine.. Por RIA Novosti, Nov 21, 2006
  22. J. Kovac y otros, "Detección de la polarización en el fondo de radiación de microondas utilizando el DASI", Nature 420, 772-787 (2002).
  23. A. Readhead y otros, "Polarization observations with the Cosmic Background Imager ", Science 306, 836-844 (2004).
  24. Wayne Hu y Martin White, «Firmas acústicas en el fondo de radiación de microondas». Astrophysical Journal, 471, 30.
  25. WMAP Collaboration, «Primer año de observaciones del WMAP: Determinación de parámetros cosmológicos». Astrophys. J. Suppl. 148 175 (2003). arXiv astro-ph/0302209
  26. A. Lewis y A. Challinor (2006). «Weak gravitational lensing of the CMB». Phys. Rep. 429: 1-65. arΧiv:astro-ph/0601594
  27. El "Big Bang" en tu televisión

Bibliografía

  • Seife, Charles (2003). El gran paso adelante del año: Iluminando el Universo oscuro. Science 302 2038–2039.
  • Partridge, Robert Bruce (1995). 3000: El Fonfo de Radiación de Microondas. New York: Cambridge University Press.
  • Archivo Legado de la NASA para el análisis de Datos del fondo de microondas (LAMBDA)
  • Wayne Hu's La Física de las anisotropías del Fondo de Microondas. Una extensa colección de tutoriales del fondo de microondas, animaciones y revisiones describiendo la física detrás del fondo de microondas. El rango de materiales en detalle desde las introducciones populares hasta las discusiones técnicas.
  • López, Cayetano (1999). UNIVERSO SIN FIN. Madrid, Ediciones Taurus.
  • A DYING UNIVERSE: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects
  • The Return of a Static Universe and the End of Cosmology

Enlaces externos

  • Página de la sonda WMAP
  •   Datos: Q15605
  •   Multimedia: Cosmic microwave background

Agosto 16, 2021
radiación, fondo, microondas, para, otros, usos, este, término, véase, microondas, desambiguación, radiación, fondo, microondas, inglés, cosmic, microwave, background, forma, radiación, electromagnética, descubierta, 1965, llena, universo, completo, también, d. Para otros usos de este termino vease Microondas desambiguacion La radiacion de fondo de microondas en ingles cosmic microwave background o CMB es una forma de radiacion electromagnetica descubierta en 1965 que llena el universo por completo Tambien se denomina radiacion cosmica de microondas radiacion cosmica de fondo o radiacion del fondo cosmico Cosmologia fisicaRadiacion de fondo de microondasArticulosUniverso primitivoTeoria del Big Bang Inflacion cosmica Nucleosintesis primordialExpansionExpansion metrica del espacio Expansion acelerada del Universo Ley de Hubble Corrimiento al rojoEstructuraForma del universo Espacio tiempo Materia barionica Universo Materia oscura Energia oscuraExperimentosPlanck satelite WMAP COBECientificosAlbert Einstein Edwin Hubble Georges Lemaitre Stephen Hawking George GamowPortalesPrincipalCosmologiaOtrosFisica Astronomia Exploracion espacial Sistema SolarTiene caracteristicas de radiacion de cuerpo negro a una temperatura de 2 725 K y su frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160 2 GHz correspondiendose con una longitud de onda de 1 9 mm Esta radiacion es una de las pruebas principales del modelo cosmologico del Big Bang 1 Indice 1 Caracteristicas 2 Historia 2 1 Cronologia del fondo de radiacion de microondas 3 Relacion con el Big Bang 3 1 Temperatura 3 2 Estudio de las anisotropias 3 2 1 Anisotropia primaria 3 2 2 Anisotropia tardia 3 3 Polarizacion 4 Observaciones del fondo de microondas 5 El futuro del fondo cosmico de microondas 6 Referencias 7 Bibliografia 8 Enlaces externosCaracteristicas Editar El espectro de la radiacion de fondo de microondas medido por el instrumento FIRAS en el satelite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con mas precision en la naturaleza Las variables y el error estandar estan ocultos por la curva teorica La radiacion de fondo de microondas es isotropa hasta una parte entre 105 las variaciones del valor eficaz son solo 18 µK 2 El espectrofotometro FIRAS en ingles The Far Infrared Absolute Spectrophotometer en el satelite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiacion de fondo del microondas El FIRAS comparo el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros Cualquier desviacion del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0 5 a 5 mm tendria que tener un valor de unas 50 partes por millon del pico de brillo del CMB 3 Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera mas precisa en la naturaleza Esta radiacion es una prediccion del modelo del Big Bang ya que segun este modelo el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones fotones y bariones protones y neutrones Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersion de Thomson Los electrones no se podian unir a los protones y otros nucleos atomicos para formar atomos porque la energia media de dicho plasma era muy alta por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersion Compton A medida que el universo se fue expandiendo el enfriamiento adiabatico del que el corrimiento al rojo cosmologico es un sintoma actual causo que el plasma se enfriara hasta que fue posible que los electrones se combinaran con los protones y formaran atomos de hidrogeno Esto ocurrio cuando este alcanzo los 3000 K unos 380 000 anos despues del Big Bang A partir de ese momento los fotones pudieron viajar libremente a traves del espacio sin rozar sin llegar a unirse con los electrones dispersos Este fenomeno es conocido como era de la recombinacion la radiacion de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo Al irse expandiendo el universo esta radiacion tambien fue disminuyendo su temperatura lo cual explica por que hoy en dia es solo de unos 2 7 K La radiacion de fondo es el ruido que hace el universo Los fotones han continuado enfriandose desde entonces actualmente han caido a 2725 K y su temperatura continuara cayendo segun se expanda el universo De la misma manera la radiacion del cielo que medimos viene de una superficie esferica llamada superficie de la ultima dispersion en la que los fotones que se descompusieron en la interaccion con materia en el universo primigenio hace 13 700 millones de anos estan observandose actualmente en la Tierra El Big Bang sugiere que el fondo de radiacion cosmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiacion en el universo esta en el CMB que tiene una fraccion de aproximadamente 5 10 5 de la densidad total del universo 4 Dos de los grandes exitos de la teoria del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su prediccion detallada de las anisotropias en el fondo cosmico de microondas El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropias sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0 2 5 Estas se pueden utilizar para estimar los parametros del modelo Lambda CDM estandar del Big Bang Alguna informacion como la forma del universo se puede obtener directamente del CMB mientras otros como la constante de Hubble no estan restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas 6 Historia EditarEsta radiacion fue predicha por George Gamow Ralph Alpher y Robert Herman en 1948 Es mas Alpher y Herman pudieron estimar que la temperatura del fondo de radiacion de microondas era 5 K aunque dos anos despues la reestimaron en 2 8 K 7 Aunque habia varias estimaciones previas de la temperatura del espacio ver cronologia estas sufrieron dos defectos En primer lugar fueron medidas de la temperatura efectiva del espacio y no sugieren que el espacio fue rellenado con un espectro de Planck termico Y en segundo lugar son dependientes de nuestro lugar especial en el extremo de la Via Lactea y no sugieren que la radiacion es isotropa Ademas produciria predicciones muy diferentes si la Tierra estuviera localizada en cualquier lugar del universo 8 Los resultados de 1948 de Gamow y Alpher no fueron ampliamente discutidos Sin embargo fueron redescubiertos por Robert Dicke y Yakov Zel dovich a principios de los anos 1960 La primera apreciacion de la radiacion del CMB como un fenomeno detectable aparecio en un breve articulo de los astrofisicos sovieticos A G Doroshkevich e Igor Dmitriyevich Novikov en la primavera de 1964 9 En 1964 David Todd Wilkinson y Peter Roll y los colegas de Dicke en la Universidad de Princeton empezaron a construir un radiometro de Dicke para medir el fondo de radiacion de microondas 10 En 1965 Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en los Laboratorios Bell de Crawford Hill cerca de Holmdel Township Nueva Jersey habian construido un radiometro Dicke que intentaron utilizar para radioastronomia y experimentos de comunicaciones por satelite Su instrumental tenia un exceso de temperatura de ruido de 3 5 K con el que ellos no contaban Despues de recibir una llamada telefonica de Crawford Hill Dicke dijo la gracia Chicos nos han robado 11 Un encuentro entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determino que la temperatura de la antena fue inducida debido al fondo de radiacion de microondas Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Fisica de 1978 por su descubrimiento La interpretacion de la radiacion de fondo de microondas fue un tema controvertido en los anos 1960 entre los defensores de la teoria del estado estacionario argumentando que el fondo de microondas era el resultado de la luz dispersada de las estrellas procedente de las galaxias distantes Utilizando este modelo y basado en el estudio de la absorcion reducida de lineas que caracteriza el espectro de las estrellas el astronomo Andrew McKellar escribio en 1941 Se puede calcular que el rotacional de temperatura del espacio interestelar es 2 K 12 Sin embargo durante los anos 1970 el consenso fue que la radiacion de fondo de microondas es un remanente del Big Bang Esto fue en gran parte porque las nuevas medidas en un rango de frecuencias demostraron que el espectro era un termico cuerpo negro un resultado que el modelo del estado estacionario no podia reproducir Harrison Peebles y Yu y por otra parte Zel dovich se dieron cuenta de que el Universo primigenio tendria que tener inhomogeneidades en un nivel de 10 4 o 10 5 13 Rashid Siunyaiev despues calculo la huella observable que estas inhomogeneidades tendrian en el fondo de radiacion de microondas 14 Incrementalmente los limites estrictos de la anisotropia del fondo de radiacion de microondas fueron establecidos por experimentos basados en la tierra pero la anisotropia se detecto por primera vez por el Radiometro de Microondas Diferencial en el satelite COBE 15 Inspirado por los resultados del COBE una serie de experimentos en tierra o basados en globos midieron las anisotropias del fondo de radiacion de microondas en pequenas escalas angulares durante la decada siguiente El objetivo primario de estos experimentos fue medir la escala del primer pico acustico para el que el COBE no tenia suficiente resolucion para resolverlo El primer pico en la anisotropia fue detectado tentativamente por el experimento Toco y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG y MAXIMA 16 Estas medidas demostraron que el universo era aproximadamente plano y podia descartar las cuerdas cosmicas como un gran componente en la formacion de estructuras cosmicas y sugiere que la inflacion cosmica era la teoria correcta para la formacion de estructuras El segundo pico fue detectado con indecision por varios expertos antes de ser detectado definitivamente por el WMAP que tambien ha detectado vacilantemente el tercer pico Varios experimentos para mejorar las medidas de la polarizacion y el fondo de microondas en pequenas escalas angulares estan en curso Estas son el DASI WMAP BOOMERanG y el Cosmic Background Imager Los experimentos venideros en este campo son el satelite Planck el Telescopio Cosmologico de Atacama y el Telescopio del Polo Sur Imagen del WMAP de la anisotropia de la temperatura del CMB Cronologia del fondo de radiacion de microondas Editar 1940 Andrew McKellar La deteccion observacional de una temperatura bolometrica media de 2 3 K basada en el estudio de las lineas de absorcion interestelar es informada desde el Observatorio Dominion Observatory Columbia Britanica 17 1946 Robert Dicke descubre la radiacion de la materia cosmica a lt 20 K no se refiere a la radiacion de fondo 18 1948 George Gamow calcula una temperatura de 50 K asumiendo un universo de tres millardos de anos 19 comentandolo Esta de acuerdo razonablemente con la temperatura actual del espacio interestelar pero no menciona el fondo de radiacion 1948 Ralph Alpher y Robert Herman estiman la temperatura en el universo en 5 K Aunque no mencionan especificamente el fondo de radiacion de microondas se puede inferir 20 1950 Ralph Alpher y Robert Herman re estiman la temperatura a 2 K 1953 George Gamow estima 7 K 18 1956 George Gamow estima 6 K 18 Anos 1960 Robert Dicke reestima una temperatura de la radiacion de fondo de microondas de 40 K 18 1964 A G Doroshkevich e Igor Novikov publican un breve articulo donde dicen que el fenomeno de la radiacion de fondo de microondas es detectable 1964 65 Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden la temperatura como aproximadamente 3 K Robert Dicke P J E Peebles P G Roll y D T Wilkinson interpretan radiacion como una firma del Big Bang 1983 Empieza el experimento sovietico RELIKT 1 sobre la anisotropia del CMB 1990 Se obtienen medidas del FIRAS de la forma de cuerpo negro del espectro del CMB con exquisita precision 1992 El descubrimiento de la anisotropia por la nave espacial RELIKT 1 fue reportado oficialmente en enero de 1992 en el seminario de Astrofisica de Moscu 21 1992 El COBE DMR revela la temperatura de anisotropia primaria por primera vez 2002 El DASI descubre la polarizacion del CMB 22 2004 El CBI obtiene el espectro de polarizacion del CMB 23 Relacion con el Big Bang EditarEl modelo estandar caliente del Big Bang del Universo requiere que las condiciones iniciales para el Universo sean un campo gaussiano casi invariante o espectro de Harrison Zel dovich Esto es por ejemplo una prediccion del modelo de inflacion cosmica Esto significa que el estado inicial del Universo es aleatorio pero de una forma claramente especificada en que la amplitud de las inhomogeneidades virgenes es 10 5 Por tanto los postulados sobre las inhomogeneidades en el Universo necesitan ser estadisticas por naturaleza Esto lleva a la varianza cosmica en que las incertidumbres en la varianza de las fluctuaciones de las escalas mayores observadas en el Universo tienen dificultades para compararse de manera precisa a la teoria Temperatura Editar El espectro de potencia de la anisotropia de la temperatura del fondo de radiacion de microondas en funcion de la escala angular o momento multipolar Los datos mostrados son del WMAP 2006 Acbar 2004 Boomerang 2005 CBI 2004 y VSA 2004 La radiacion del fondo cosmico de microondas y el corrimiento al rojo cosmologico se consideran conjuntamente como la mejor prueba disponible para la teoria del Big Bang El descubrimiento del CMB a mediados de los anos 1960 redujo el interes en alternativas como la Teoria del Estado Estacionario El CMB proporciona una imagen del Universo cuando de acuerdo con la cosmologia convencional la temperatura descendio lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formen atomos de hidrogeno haciendo asi el Universo transparente a la radiacion Cuando se origino unos 379 000 anos despues del Big Bang este periodo es conocido generalmente como el periodo de la ultima dispersion o el periodo de la recombinacion o el desacople la temperatura del Universo era de unos 3000 K Esto se corresponde con una energia de unos 0 25 eV que es mucho menor que los 13 6 eV de la energia de ionizacion del hidrogeno Desde entonces la temperatura de la radiacion ha caido en un factor de aproximadamente 1100 debido a la expansion del Universo Segun se expande el Universo los fotones del fondo cosmico de microondas se desplazan hacia el rojo haciendo que la temperatura de radiacion sea inversamente proporcional al factor de escala del Universo Estudio de las anisotropias Editar La radiacion de fondo aparece a primera vista isotropa es decir independiente de la direccion en la que se mida Este hecho era de dificil explicacion segun el modelo original del Big Bang y fue una de las causas que llevo a la formulacion del modelo inflacionario del Big Bang Una de las predicciones de este modelo es la existencia de pequenas variaciones en la temperatura del fondo cosmico de microondas Estas anisotropias o inhomogeneidades fueron detectadas finalmente en los anos 90 por varios experimentos especialmente por el satelite de la NASA COBE Cosmic Background Explorer entre 1989 y 1996 que fue la primera experiencia capaz de detectar irregularidades y anisotropias en esta radiacion Las irregularidades se consideran variaciones de densidad del universo primitivo y su descubrimiento arroja indicios la formacion de las primeras estructuras de gran escala y la distribucion de galaxias del universo actual En el 2001 la agencia espacial americana NASA lanzo el WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe un nuevo satelite capaz de estudiar con gran detalle la radiacion cosmica de fondo que consiguio el mapa mas completo de las anisotropias en la radiacion de fondo de microondas Otros instrumentos han detectado aun con mas detalle y a mayor resolucion angular las anisotropias del CMB como el Cosmic Background Imager pero en solo unas zonas del cielo Los datos aportados por el WMAP en 2003 y 2006 revelan un universo en expansion formado por un 4 de materia barionica un 22 de materia oscura y un 74 de energia oscura El 2009 la ESA lanzo el Planck un satelite de capacidades mucho mayores todavia que el WMAP La anisotropia del fondo de radiacion de microondas esta dividida en dos tipos anisotropia primaria debida a efectos que ocurren en la ultima superficie de dispersion y en la anterior y la anisotropia secundaria que es debida a efectos como las interacciones con gases calientes o potenciales gravitacionales entre la ultima superficie de dispersion y el observador Anisotropia primaria Editar La estructura de las anisotropias del fondo de radiacion de microondas es determinada principalmente por dos efectos oscilaciones acusticas y difusion humeda tambien llamada humedad sin colisiones o seda humeda Las oscilaciones acusticas surgen a partir de la competencia en el plasma foton barion en el Universo primigenio La presion de los fotones tienden a eliminar las anisotropias mientras que la atraccion gravitacional de los bariones que se mueven a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz los hace tender a colapsar para formar densos halos Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acusticas que dan al fondo de radiacion de microondas su caracteristica estructura de pico Los picos se corresponden aproximadamente con resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular se encuentra en su pico de amplitud Los picos contienen interesantes firmas fisicas La escala angular del primer pico determina la curvatura del Universo pero no la topologia del Universo El segundo pico realmente la proporcion de los picos impares con los picos pares determina la reducida densidad barionica El tercer pico se puede utilizar para extraer informacion sobre la densidad de materia oscura Las localizaciones de los picos tambien dan importante informacion sobre la naturaleza de la densidad de perturbaciones primigenia Hay dos tipos fundamentales de densidad de perturbaciones llamadas adiabatica e isocurvatura Una densidad de perturbacion general es una mezcla de estos dos tipos y existen diferentes teorias que aparentan explicar el espectro de densidad de perturbacion primigenio que predice diferentes mezclas Para densidades de perturbacion adiabaticas la sobredensidad fraccional en cada componente de materia bariones fotones es la misma Es decir si hay un 1 mas de energia en bariones que la media en un punto entonces con una densidad de perturbacion adiabatica pura hay tambien un 1 mas de energia en los fotones y un 1 mas de energia en neutrinos que la media La inflacion cosmica predice que las perturbaciones primigenias son adiabaticas Con la densidad de perturbaciones de la isocurvatura la suma de las sobredensidades fraccionales es cero Es decir una perturbacion donde en algun punto hay un 1 mas de energia en bariones que la media un 1 mas de energia en fotones que la media y un 2 menos energia en neutrinos que la media seria una perturbacion de isocurvatura pura Las cuerdas cosmicas se producirian principalmente por perturbaciones de isocurvatura primigenias En el espectro del CMB se pueden distinguir estos dos tipos de perturbaciones porque los picos se producen en diferentes localizaciones La densidad de perturbaciones de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares l valores de los picos estan aproximadamente en las relaciones 1 3 5 mientras que la densidad de perturbaciones adiabaticas producen picos cuyas ubicaciones estan en las relaciones 1 2 3 24 Las observaciones son consistentes conque la densidad de perturbaciones primigenia es completamente adiabatica proporcionando la clave para el soporte de la inflacion y descartar muchos modelos de formacion de estructuras incluyendo por ejemplo las cuerdas cosmicas La humedad sin colisiones es causada por dos efectos cuando el tratamiento del plasma primigenio como un fluido empieza a romperse el incremento del camino libre medio de los fotones en el plasma primordial llega a estar incrementalmente enrarecido en un Universo en expansion el grosor de la ultima superficie de dispersion que causa el incremento del camino libre medio durante el desacople incluso mientras la dispersion Compton sigue ocurriendo Estos efectos contribuyen por igual a la supresion de anisotropias en pequenas escalas y dan lugar a la caracteristica cola humeda exponencial vista en anisotropias en escalas angulares muy pequenas La delgadez de la ultima superficie de dispersion se refiere al hecho de que el desacople de los fotones y bariones no ocurre instantaneamente sino que requiere una fraccion apreciable de la edad del Universo por encima de esa epoca Un metodo para cuantificar exactamente cuanto tiempo duro este proceso utiliza la Funcion de visibilidad de fotones Esta funcion se define tal que definiendola como P t la probabilidad de que un foton de la ultima dispersion del CMB entre t y t dt esta dada por P t dt El maximo de la funcion de visibilidad el tiempo en que es mas probable que un foton determinado de la ultima dispersion del CMB es conocido de manera muy precisa Los resultados del primer ano de WMAP dicen que el tiempo en que P t es maximo entre 372 000 anos 14 000 25 A menudo se considera el tiempo en que se formo el fondo de radiacion de microondas Sin embargo para comprender cuanto tiempo se necesito para el desacople de fotones y bariones se necesita una medida de la anchura de la funcion de visibilidad El equipo del WMAP encuentra que P t es mayor que la mitad de su valor maximo la anchura entera a mitad del maximo en el intervalo 115 000 anos 5000 Segun esta medida el desacople duro unos 115 000 anos y cuando se completo el Universo tenia unos 487 000 anos Anisotropia tardia Editar Despues de la creacion del CMB este es modificado por varios procesos fisicos colectivamente conocidos como anisotropia tardia o anisotropia secundaria Despues de la emision del CMB la materia ordinaria en el Universo estaba formada principalmente de hidrogeno neutro y atomos de helio pero de las observaciones de las galaxias parece que gran parte del volumen del medio intergalactico IGM actualmente consiste en material ionizado ya que hay algunas lineas de absorcion debido a atomos de hidrogeno Esto implica un periodo de reionizacion en que el material del Universo se colapsa en iones de hidrogeno Los fotones del CMB se esparcen en cargas libres como electrones que no estan ligados a atomos En un Universo ionizado tales electrones han sido liberados de atomos neutros por radiacion ionizante ultravioleta Hoy estas cargas libres son de una densidad suficientemente baja en gran parte del volumen del Universo que no afectan a las mediciones del CMB Sin embargo si el IGM fue ionizado en tiempos muy tempranos cuando el Universo era muy denso entonces habria dos efectos principales en el CMB Las anisotropias a pequena escala son eliminadas justo como cuando se observa un objeto a traves de la niebla los detalles del objeto aparecen difuminados La fisica de como los fotones se esparcen en electrones libres Difusion Thomson induce a la polarizacion de las anisotropias en grandes escalas angulares Esta polarizacion de gran angular esta correlada con la perturbacion de temperatura de gran angular Estos dos efectos han sido observados por el satelite WMAP proporcionando pruebas de que el Universo fue ionizado en tiempos muy primigenios con un corrimiento al rojo de mas de 17 La procedencia detallada de esta temprana radiacion ionizante continua siendo debatida por los cientificos Se puede incluir la luz de las estrellas desde la primera poblacion de estrellas poblacion III las supernovas en las que se convirtieron estas estrellas al final de sus vidas o la radiacion ionizante producida por la adicion de discos de agujeros negros masivos El periodo despues de la emision del fondo de radiacion de microondas y antes de la observacion de las primeras estrellas es conocido de forma casi comica por los cosmologos como las edades oscuras y es un periodo que esta bajo un intenso estudio por los astronomos Ver la radiacion de 21 centimetros Otros efectos que ocurren entre la reionizacion y nuestra observacion del CMB que causan las anisotropias son el efecto Siunyaiev Zeldovich en el que una nube de electrones de alta energia dispersa la radiacion transfiriendo alguna energia a los fotones del CMB y el efecto Sachs Wolfe que cause que los fotones del fondo de radiacion de microondas esten gravitacionalmente desplazados hacia el rojo o hacia el azul debido a campos gravitacionales cambiantes Polarizacion Editar El CMB esta polarizado con un nivel de unos cuantos microkelvins Hay dos tipos de polarizacion llamados modos E y B Esto presenta una analogia con la electrostatica en que el campo electrico campo E tiene un rotacional evanescente mientras que el campo magnetico campo B tiene una divergencia evanescente Los modos E aparecen de forma natural a partir de la difusion Thomson en un plasma heterogeneo Los modos B que no han sido medidos y se piensa que tienen una amplitud de como mucho 0 1 µK no se producen unicamente a partir del plasma Son una senal de la inflacion cosmica y son determinados a partir de la densidad de las ondas gravitacionales primigenias La deteccion de los modos B es extremadamente dificil particularmente dado que el grado de contaminacion de fondo es desconocido y la senal de las lentes gravitacionales mezclan la fuerza relativa del modo E con el modo B 26 Observaciones del fondo de microondas EditarDespues del descubrimiento del CMB se han realizado cientos de experimentos del fondo cosmico de microondas para medir y caracterizar la naturaleza de la radiacion El experimento mas famoso es probablemente el satelite COBE de la NASA que orbito entre 1989 1996 que detecto y cuantifico las anisotropias de gran escala al limite de sus capacidades de deteccion Inspirado por los resultados iniciales del COBE un fondo extremadamente isotropo y homogeneo una serie de experimentos basados en balones y suelo cuantificaron las anisotropias del CMB en pequenas escalas angulares durante la siguiente decada El principal objetivo de estos experimentos era medir a escala angular el primer pico acustico para el que el COBE no tenia suficiente resolucion Estas medidas podrian excluir las cuerdas cosmicas como la principal teoria de la formacion de estructuras cosmicas y sugieren que la inflacion cosmica es la teoria adecuada Durante los anos 1980 el primer pico fue medido con una sensibilidad creciente y en el ano 2000 el experimento BOOMERanG reporto que las fluctuaciones de mayor energia ocurrian a escalas de aproximadamente un grado Junto con otros datos cosmologicos estos resultados implican que la geometria del Universo es plana Varios interferometros proporcionaron medidas de fluctuaciones de gran precision durante los tres anos siguientes incluyendo el Very Small Array Degree Angular Scale Interferometer DASI y el Cosmic Background Imager o CBI La primera deteccion del DASI fue la polarizacion del CMB mientras que el CBI obtuvo el espectro de polarizacion del CMB En junio de 2001 la NASA lanzo una segunda mision espacial para el CMB el WMAP para realizar medidas mucho mas precisas de las anisotropias a gran escala en todo el cielo Los primeros resultados de esta mision revelados en 2003 fueron medidas detalladas del espectro de potencia angular en las escalas mas bajas acotando varios parametros cosmologicos Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflacion cosmica asi como otras teorias competidoras y estan disponibles detalladamente en el centro de datos de la NASA para el Fondo Cosmico de Microondas Aunque el WMAP proporciono medidas muy exactas de las fluctuaciones a grandes escalas angulares en el CMB estructuras que son tan grandes en el cielo como la luna no tendrian resolucion angular suficiente para medir las fluctuaciones a pequena escala que habian sido observadas utilizando interferometros terrestres como el Cosmic Background Imager Una tercera mision espacial el Planck fue lanzado en 2009 El Planck utilizara dos radiometros HEMT asi como la un bolometro y medira el CMB a escalas menores que el WMAP A diferencia de las dos misiones espaciales previas el Planck es una colaboracion entre la NASA y la Agencia Espacial Europea ESA Sus detectores fueron probados en el Telescopio Viper en el experimento ACBAR que ha producido las medidas mas precisas a pequenas escalas angulares hasta la fecha y en el telescopio de balones Archeops Los instrumentos terrestres adicionales como el Telescopio del Polo Sur en la Antartida el propuesto Proyecto Clover el Telescopio Cosmologico de Atacama y el proyecto Quiet en Chile proporcionara datos adicionales no disponibles en las observaciones de satelite posiblemente incluyendo la polarizacion del modo B Es posible ver la radiacion de fondo de microondas con algo tan comun como un televisor analogico es decir los antiguos no preparados para recibir la Television Digital Terrestre que sintonice un canal en el que no haya ninguna emisora emitiendo parte un 1 de la nieve que puede verse en la pantalla es dicha radiacion de fondo captada por la antena del aparato 27 El futuro del fondo cosmico de microondas EditarArticulo principal El fondo cosmico de microondas en el futuro lejano del Cosmos Dado que al irse expandiendo el Universo el desplazamiento al rojo sufrido por la radiacion cosmica de fondo va aumentando llegara un momento muy lejano asumiendo un Universo abierto en el cual esta sera indetectable por completo acabando por ser tapado por el causado por la luz emitida por las estrellas y este a su vez al seguir expandiendose el Cosmos sufrira el mismo efecto y sera reemplazado por el de otros procesos que se produzcan en el futuro lejano Referencias Editar El Big Bang y el fondo cosmico de microondas Esto ignora la anisotropia del dipolo electrico que se debe al efecto Doppler de la radiacion de fondo de microondas debido a nuestra velocidad peculiar relativa a la estructura cosmica inmovil Esta caracteristica es consistente con la Tierra moviendose a unos 380 000 m s hacia la constelacion de Virgo D J Fixsen y otros The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set Astrophysical Journal 473 576 587 1996 La densidad de energia de un espectro de cuerpo negro es p 2 k B 4 T 4 15 ℏ c 3 displaystyle pi 2 k B 4 T 4 15 hbar c 3 donde T es la Temperatura k B displaystyle k B es la constante de Boltzmann ℏ displaystyle hbar es la constante de Planck y c es la velocidad de la luz Esto se puede relacionar con la densidad critica del universo utilizando los parametros del modelo Lambda CDM Astrophysical Journal Supplement 148 2003 En particular G Hinshaw y otros Primer ano de observaciones del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP el espectro de potencia angular 135 159 D N Spergel et al Primer ano de observaciones del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP determinacion de parametros cosmologicos Astrophysical Journal Supplement 148 175 194 2003 G Gamow El origen de los elementos y la separacion de las galaxias Physical Review 74 1948 505 G Gamow La evolucion del Universo Nature 162 1948 680 R A Alpher y R Herman Sobre las abundancias relativas de los elementos Physical Review 74 1948 1577 A K T Assis M C D Neves Historia de la Temperatura de 2 7 K antes de Penzias y Wilson 1995 PDF HTML pero ver tambien N Wright Eddington no predijo el CMB 1 A A Penzias The origin of elements Premio Nobel de Fisica Consultado el 13 de abril de 2007 R H Dicke The measurement of thermal radiation at microwave frequencies Rev Sci Instrum 17 268 1946 Este diseno basico para un radiometro se ha utilizado en mas experimentos posteriores del fondo de radiacion de microondas A A Penzias y R W Wilson A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc s Astrophysical Journal 142 1965 419 R H Dicke P J E Peebles P G Roll y D T Wilkinson Cosmic Black Body Radiation Astrophysical Journal 142 1965 414 La historia se cuenta en P J E Peebles Principles of physical cosmology Princeton Univ Pr Princeton 1993 A McKellar Publ Dominion Astrophys Obs 7 251 E R Harrison Fluctuaciones en el umbral de la cosmologia clasica Phys Rev D1 1970 2726 P J E Peebles y J T Yu Las perturbaciones adiabaticas virgenes en un Universo en expansion Astrophysical Journal 162 1970 815 Ya B Zel dovich Una hipotesis unificando la estructura y la entropia del Universo Noticias mensuales de la Real Sociedad Astronomica 160 1972 R A Siunyaiev Fluctuaciones del fondo de radiacion de microondas en Estructuras a Gran Escala del Universo ed M S Longair y J Einasto 393 Dordrecht Reidel 1978 Mientras que este es el primer articulo que discute en detalle la huella observacional de las inhomogeneidades de densidad como anisotropias en el fondo de radiacion de microondas parte del trabajo de campo fue presentado en Peebles y Yu arriba George F Smoot y otros Estructura en el COBE DMR durante el primer ano de mapas Astrophysical Journal 396 L1 L5 1992 C L Bennett y otros Cuarto ano de observaciones del fondo de radiacion de microondas en el COBE DMR mapas y resultados basicos Astrophysical Journal 464 L1 L4 1996 A D Miller y otros Una medida del espectro de potencia angular del fondo de radiacion de microondas desde l 100 hata 400 Astrophysical Journal 524 L1 L4 1999 A E Lange y otros Parametros cosmologicos de los primeros resultados del Boomerang P de Bernardis y otros Un Universo plano a partir de los mapas de alta resolucion del fondo de radiacion de microondas Nature 404 955 2000 S Hanany y otros MAXIMA 1 Una medida de la anisotropia del fondo de radiacion de microondas on en escalas angulares de 10 5 Astrophysical Journal 545 L5 L9 2000 McKellar A 1941 Dominion Astrophysics Observatory Journal Victoria British Columbia Vol VII No 15 251 McKellar estaba intentando medir la temperatura media del medio interestelar Es improbable que tuviera idea de las implicaciones cosmologicas de su medida pero fue un logro considerable y sofisticado a b c d Helge Kragh Cosmologia y Controversia El Desarrollo Historico de las Dos Teorias del Universo 1999 ISBN 0 691 00546 X En 1946 Robert Dicke y su equipo en el MIT probaron el equipo que podria probar un fondo de radiacion cosmico de intensidad correspondiente a unos 20K en la region de las microondas Sin embargo no se referian a tal fondo sino solo a radiacion desde la materia cosmica Tampoco este trabajo fue relacionado con la cosmologa y solo es mencionado porque sugiere que en 1950 la deteccion del fondo de radiacion de microondas habia sido tecnicamente posible y tambien por el papel posterior de Dicke en el descubrimiento Vease tambien Robert H Dicke Robert Beringer Robert L Kyhl y A B Vane Medidas de Absorcion Atmosferica con un Radiometro de Microondas 1946 Phys Rev 70 340 348 George Gamow La Creacion Del Universo p 50 Reimpresion de Dover de la edicion revisada de 1961 ISBN 0 486 43868 6 Helge Kragh Cosmologia y Controversia El Desarrollo Historico de Las Dos Teorias del Universo 1999 ISBN 0 691 00546 X Alpher y Herman calcularon por primera vez la temperatura actual de la descomposicion de radiacion primigenia en 1948 cuando reportaron un valor de 5 K Aunque no fue mencionado entonces ni en publicaciones posteriores que la radiacion estaba en la region de las microondas esto se concluye inmediatamente de la temperatura Alpher y Herman aclararon que ellos la llamaron la temperatura del universo el ano anterior refiriendose al cuerpo negro distribuido en la radiacion de fondo un poco distinto de la luz solar Premio Nobel de Fisica Las Oportunidades Perdidas de Rusia Archivado el 27 de octubre de 2015 en Wayback Machine Por RIA Novosti Nov 21 2006 J Kovac y otros Deteccion de la polarizacion en el fondo de radiacion de microondas utilizando el DASI Nature 420 772 787 2002 A Readhead y otros Polarization observations with the Cosmic Background Imager Science 306 836 844 2004 Wayne Hu y Martin White Firmas acusticas en el fondo de radiacion de microondas Astrophysical Journal 471 30 WMAP Collaboration Primer ano de observaciones del WMAP Determinacion de parametros cosmologicos Astrophys J Suppl 148 175 2003 arXiv astro ph 0302209 A Lewis y A Challinor 2006 Weak gravitational lensing of the CMB Phys Rep 429 1 65 arXiv astro ph 0601594 El Big Bang en tu televisionBibliografia EditarSeife Charles 2003 El gran paso adelante del ano Iluminando el Universo oscuro Science 302 2038 2039 Partridge Robert Bruce 1995 3000 El Fonfo de Radiacion de Microondas New York Cambridge University Press Archivo Legado de la NASA para el analisis de Datos del fondo de microondas LAMBDA Wayne Hu s La Fisica de las anisotropias del Fondo de Microondas Una extensa coleccion de tutoriales del fondo de microondas animaciones y revisiones describiendo la fisica detras del fondo de microondas El rango de materiales en detalle desde las introducciones populares hasta las discusiones tecnicas Lopez Cayetano 1999 UNIVERSO SIN FIN Madrid Ediciones Taurus A DYING UNIVERSE The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects The Return of a Static Universe and the End of CosmologyEnlaces externos EditarPagina de la sonda WMAP Una coleccion de archivos sonoros del CMB y archivos de peliculas por la Universidad de Virginia Datos Q15605 Multimedia Cosmic microwave backgroundObtenido de https es wikipedia org w index php title Radiacion de fondo de microondas amp oldid 135499733, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

español

, española, descargar, gratis, descargar gratis, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, imagen, música, canción, película, libro, juego, juegos