La radiación de fondo de microondas

La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre
105: las variaciones del valor eficaz son sólo 18 µK. 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.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 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) causado porque el plasma se
enfrie hasta que sea posible que los electrones se combinen con
protones y formen átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando esta
alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de
ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del
espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es
conocido como Era de la recombinación y descomposición, 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 sólo de unos 2,7
K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que
es el eco que proviene del fin del universo, o sea, el eco que quedó
de la gran explosión que dio origen al universo.
Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han
caído a 2,725 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 13700 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.
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°. 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.
Temperatura
El espectro de potencia de la anisotropía de la temperatura del fondo
de radiación de microondas en función de 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 400.000 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 1,100 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.
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 Surveyor, será lanzada en 2008.
El Planck utulizará 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 experimentp 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 observciones de satélite,
posiblemente incluyento 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.
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
1946. Robert Dicke descubre ".. la radiación de la materia cósmica" a
< 20 K, no se refiere a la radiación de fondo
1948. George Gamow calcula una temperatura de 50 K (asumiendo un
Universo de 3.000 millones de años),[18] 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.
1950. Ralph Alpher y Robert Herman re-estiman la temperatura a 2 K.
1953. George Gamow estima 7 K.
1956. George Gamow estima 6 K.
Años 1960. Robert Dicke reestima una temperatura de la radiación de
fondo de microondas de 40 K
1964. A. G. Doroshkevich y 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.
1992. El COBE DMR revela la temperatura de anisotropía primaria por
primera vez.
2002. El DASI descubre la polarización del CMB.
2004. El CBI obtiene el espectro de polarización del CMB.
Marbelis Moreno
EES
Seccion:02