El fondo cósmico de microondas ( CMB, CMBR ), en la cosmología del Big Bang , es radiación electromagnética que es un remanente de una etapa temprana del universo, también conocida como "radiación reliquia". [1] El CMB es una tenue radiación cósmica de fondo que llena todo el espacio. Es una fuente importante de datos sobre el universo temprano porque es la radiación electromagnética más antigua del universo, que data de la época de la recombinación . Con un telescopio óptico tradicional , el espacio entre las estrellas y las galaxias (el fondo) es completamente oscuro. Sin embargo, un radiotelescopio suficientemente sensiblemuestra un tenue ruido de fondo, o resplandor, casi isotrópico , que no está asociado con ninguna estrella, galaxia u otro objeto. Este resplandor es más fuerte en la región de microondas del espectro de radio. El descubrimiento accidental del CMB en 1965 por los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson [2] [3] fue la culminación del trabajo iniciado en la década de 1940 y le valió a los descubridores el Premio Nobel de Física de 1978 .
CMB es una evidencia histórica del origen del Big Bang del universo. Cuando el universo era joven, antes de la formación de estrellas y planetas, era más denso, mucho más caliente y estaba lleno de una niebla opaca de plasma de hidrógeno . A medida que el universo se expandió, tanto el plasma como la radiación que lo llenaba se enfriaron. Cuando la temperatura bajó lo suficiente, los protones y los electrones se combinaron para formar átomos de hidrógeno neutros. A diferencia del plasma, estos átomos recién concebidos no podían dispersar la radiación térmica mediante la dispersión de Thomson , por lo que el universo se volvió transparente. [4] Los cosmólogos se refieren al período de tiempo cuando los átomos neutrales se formaron por primera vez como época de recombinación , y el evento poco después cuando los fotones comenzaron a viajar libremente a través del espacio se conoce como desacoplamiento de fotones . Los fotones que existían en el momento del desacoplamiento de fotones se han estado propagando desde entonces, aunque cada vez son más débiles y menos energéticos , ya que la expansión del espacio hace que su longitud de onda aumente con el tiempo (y la longitud de onda es inversamente proporcional a la energía según la relación de Planck ). Ésta es la fuente del término alternativo radiación reliquia . La superficie de la última dispersión se refiere al conjunto de puntos en el espacio a la distancia correcta de nosotros, de modo que ahora estamos recibiendo fotones originalmente emitidos desde esos puntos en el momento del desacoplamiento de fotones.
Importancia de la medición precisa
Las mediciones precisas del CMB son críticas para la cosmología, ya que cualquier modelo propuesto del universo debe explicar esta radiación. El CMB tiene un espectro de cuerpo negro térmico a una temperatura de2,725 48 ± 0.000 57 K . [5] La radiancia espectral dE ν / dν alcanza un máximo de 160,23 GHz, en el rango de frecuencias de microondas , correspondiente a una energía de fotón de aproximadamente 6,626 ⋅ 10 −4 eV . Alternativamente, si la radiancia espectral se define como dE λ / dλ, entonces la longitud de onda máxima es 1.063 mm (282 GHz, 1.168 ⋅ 10 −3 eV fotones). El resplandor es casi uniforme en todas las direcciones, pero las pequeñas variaciones residuales muestran un patrón muy específico, el mismo que se espera de un gas caliente distribuido de manera bastante uniforme que se ha expandido al tamaño actual del universo. En particular, la radiación espectral en diferentes ángulos de observación en el cielo contiene pequeñas anisotropías o irregularidades que varían con el tamaño de la región examinada. Se han medido en detalle y coinciden con lo que se esperaría si las pequeñas variaciones térmicas, generadas por las fluctuaciones cuánticas de la materia en un espacio muy pequeño, se hubieran expandido al tamaño del universo observable que vemos hoy. Este es un campo de estudio muy activo, con científicos que buscan tanto mejores datos (por ejemplo, la nave espacial Planck ) como mejores interpretaciones de las condiciones iniciales de expansión. Aunque muchos procesos diferentes pueden producir la forma general de un espectro de cuerpo negro, ningún modelo que no sea el Big Bang ha explicado las fluctuaciones. Como resultado, la mayoría de los cosmólogos consideran que el modelo del universo del Big Bang es la mejor explicación para el CMB.
El alto grado de uniformidad en todo el universo observable y su anisotropía tenue pero medida prestan un fuerte apoyo para el modelo del Big Bang en general y el modelo ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") en particular. Además, las fluctuaciones son coherentes en escalas angulares que son más grandes que el horizonte cosmológico aparente en la recombinación. Cualquiera de tales coherencia se acausally afinado , o la inflación cósmica ocurrió. [6] [7]
Características
La radiación cósmica de fondo de microondas es una emisión de energía térmica uniforme de cuerpo negro que proviene de todas las partes del cielo. La radiación es isotrópica hasta aproximadamente una parte en 100.000: las variaciones cuadráticas medias son sólo 18 µK, [9] después de restar una anisotropía dipolar del desplazamiento Doppler de la radiación de fondo. Este último es causada por la velocidad peculiar del Sol con relación a la comóvil sistema de reposo cósmico medida que se mueve en algún 369,82 ± 0,11 km / s hacia la constelación Leo (longitud galáctico 264.021 ± 0.011, latitud galáctico 48.253 ± 0.005). [10] Se han medido el dipolo CMB y la aberración en los multipolos superiores, de acuerdo con el movimiento galáctico. [11]
En el modelo del Big Bang para la formación del universo , la cosmología inflacionaria predice que después de aproximadamente 10-37 segundos [12], el universo naciente experimentó un crecimiento exponencial que suavizó casi todas las irregularidades. Las demás irregularidades fueron causadas por fluctuaciones cuánticas en el campo inflacionario que causaron el evento inflacionario. [13] Mucho antes de la formación de estrellas y planetas, el universo primitivo era más pequeño, mucho más caliente y, a partir de 10 a 6 segundos después del Big Bang, estaba lleno de un brillo uniforme de su niebla candente de plasma de fotones , electrones en interacción. y bariones .
A medida que el universo se expandía , el enfriamiento adiabático hizo que la densidad de energía del plasma disminuyera hasta que se volvió favorable para que los electrones se combinaran con los protones , formando átomos de hidrógeno . Este evento de recombinación ocurrió cuando la temperatura era de alrededor de 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379,000 años. [14] Como los fotones no interactuaban con estos átomos eléctricamente neutros, los primeros comenzaron a viajar libremente a través del espacio, lo que resultó en el desacoplamiento de la materia y la radiación. [15]
La temperatura de color del conjunto de fotones desacoplados ha seguido disminuyendo desde entonces; ahora hasta2,7260 ± 0,0013 K , [5] seguirá cayendo a medida que el universo se expanda. La intensidad de la radiación corresponde a la radiación de cuerpo negro a 2.726 K porque la radiación de cuerpo negro desplazada al rojo es como la radiación de cuerpo negro a una temperatura más baja. Según el modelo del Big Bang, la radiación del cielo que medimos hoy proviene de una superficie esférica llamada superficie de la última dispersión . Esto representa el conjunto de ubicaciones en el espacio en las que se estima que ocurrió el evento de desacoplamiento [16] y en un momento en el que los fotones de esa distancia acaban de llegar a los observadores. La mayor parte de la energía de radiación en el universo se encuentra en el fondo cósmico de microondas, [17] constituyendo una fracción de aproximadamente6 × 10 −5 de la densidad total del universo. [18]
Dos de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción del espectro del cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El espectro CMB se ha convertido en el espectro de cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza. [8]
La densidad de energía del CMB es 0,260 eV / cm 3 (4,17 × 10 −14 J / m 3 ), lo que produce aproximadamente 411 fotones / cm 3 . [19]
Historia
El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman . [20] [21] [22] [23] Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura del fondo cósmico de microondas en 5 K, aunque dos años más tarde lo volvieron a estimar en 28 K. Esta alta estimación se debió a una desestimación de la constante de Hubble por Alfred Behr, que no pudo ser replicada y luego fue abandonada para la estimación anterior. Aunque hubo varias estimaciones previas de la temperatura del espacio, estas adolecían de dos defectos. Primero, eran mediciones de la temperatura efectiva del espacio y no sugerían que el espacio estuviera lleno de un espectro de Planck térmico . A continuación, dependen de que estemos en un lugar especial en el borde de la Vía Láctea y no sugirieron que la radiación sea isotrópica. Las estimaciones arrojarían predicciones muy diferentes si la Tierra estuviera ubicada en otra parte del universo. [24]
Los resultados de 1948 de Alpher y Herman se discutieron en muchos entornos de física hasta aproximadamente 1955, cuando ambos dejaron el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins . La comunidad astronómica dominante, sin embargo, no estaba intrigada en ese momento por la cosmología. La predicción de Alpher y Herman fue redescubierta por Yakov Zel'dovich a principios de la década de 1960 y, al mismo tiempo , fue predicha independientemente por Robert Dicke . El primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964. [25] En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , comenzó a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. [26] En 1964, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Bell Telephone Laboratories en Crawford Hill en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que tenían la intención de usar para experimentos de radioastronomía y comunicaciones por satélite. El 20 de mayo de 1964 hicieron su primera medición mostrando claramente la presencia del fondo de microondas, [27] con su instrumento con una temperatura de antena de 4,2K en exceso que no pudieron explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo: "Chicos, nos han recogido". [2] [28] [29] Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento. [30]
La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido en la década de 1960 con algunos defensores de la teoría del estado estacionario argumentando que el fondo de microondas era el resultado de la luz estelar dispersa de galaxias distantes. [31] Utilizando este modelo, y basándose en el estudio de las características de la línea de absorción estrecha en los espectros de las estrellas, el astrónomo Andrew McKellar escribió en 1941: "Se puede calcular que la ' temperatura de rotación ' del espacio interestelar es de 2 K." [32] Sin embargo, durante la década de 1970 se estableció el consenso de que el fondo cósmico de microondas es un remanente del Big Bang. Esto se debió en gran parte a que las nuevas mediciones en un rango de frecuencias mostraron que el espectro era un espectro de cuerpo negro térmico , un resultado que el modelo de estado estable no pudo reproducir. [33]
Harrison, Peebles, Yu y Zel'dovich se dieron cuenta de que el universo primitivo tendría que tener inhomogeneidades en el nivel 10 −4 o 10 −5 . [34] [35] [36] Rashid Sunyaev luego calculó la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo cósmico de microondas. [37] Los límites cada vez más estrictos sobre la anisotropía del fondo cósmico de microondas se establecieron mediante experimentos realizados en tierra durante la década de 1980. RELIKT-1 , un experimento de anisotropía de fondo de microondas cósmico soviético a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983) dio límites superiores a la anisotropía a gran escala. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro Diferencial de Microondas, publicando sus hallazgos en 1992. [38] [39] El equipo recibió el Premio Nobel de Física en 2006 por este descubrimiento.
Inspirados por los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y basados en globos midieron las anisotropías de fondo de microondas cósmicas en escalas angulares más pequeñas durante la próxima década. El objetivo principal de estos experimentos fue medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía suficiente resolución para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo temprano que son creadas por inestabilidades gravitacionales, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. [40] El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento Toco y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG y MAXIMA . [41] [42] [43] Estas medidas demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . [44] Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de estructuras. [45]
El segundo pico fue detectado tentativamente por varios experimentos antes de ser detectado definitivamente por WMAP , que ha detectado tentativamente el tercer pico. [46] A partir de 2010, se están realizando varios experimentos para mejorar las mediciones de la polarización y el fondo de microondas en escalas angulares pequeñas. Estos incluyen DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD , la nave espacial Planck , el Telescopio de Cosmología de Atacama , el Telescopio del Polo Sur y el telescopio QUIET .
Relación con el Big Bang
Cronología de la naturaleza | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
−13 - - −12 - - −11 - - −10 - - −9 - - −8 - - −7 - - −6 - - −5 - - −4 - - −3 - - −2 - - −1 - - 0 - | Reionización Era dominada por la materia Expansión acelerada Agua Vida unicelular Fotosíntesis Vida multicelular Vertebrados Edad Oscura |
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||
(hace mil millones de años ) |
La radiación cósmica de fondo de microondas y la relación cosmológica de desplazamiento al rojo- distancia se consideran juntas como la mejor evidencia disponible para la teoría del Big Bang . Las mediciones del CMB han convertido la teoría inflacionaria del Big Bang en el Modelo Cosmológico Estándar . [47] El descubrimiento del CMB a mediados de la década de 1960 redujo el interés en alternativas como la teoría del estado estacionario . [48]
A finales de la década de 1940, Alpher y Herman razonaron que si hubiera un big bang, la expansión del universo habría estirado y enfriado la radiación de alta energía del universo temprano en la región de microondas del espectro electromagnético , y hasta una temperatura de aproximadamente 5 K. Estaban un poco fuera de su estimación, pero tenían la idea correcta. Ellos predijeron el CMB. Penzias y Wilson tardaron otros 15 años en descubrir que el fondo de microondas estaba realmente allí. [49]
El CMB ofrece una instantánea del universo cuando, de acuerdo con la cosmología estándar, la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formen átomos de hidrógeno , lo que hace que el universo sea casi transparente a la radiación porque la luz ya no se dispersa de los electrones libres. Cuando se originó unos 380.000 años después del Big Bang, esta época se conoce generalmente como el "tiempo de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento , la temperatura del universo era de unos 3000 K. Esto corresponde a una energía de aproximadamente 0,26. eV , [50] que es mucho menor que la energía de ionización de 13,6 eV del hidrógeno. [51]
Desde el desacoplamiento, la temperatura de la radiación de fondo se ha reducido en un factor medio de 1090 [52] debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones CMB se desplazan al rojo , lo que hace que disminuyan su energía. La temperatura de esta radiación permanece inversamente proporcional a un parámetro que describe la expansión relativa del universo a lo largo del tiempo, conocido como longitud de escala . Se puede demostrar que la temperatura T r del CMB en función del desplazamiento al rojo, z , es proporcional a la temperatura del CMB observada en la actualidad (2,725 K o 0,2348 meV): [53]
- T r = 2.725 ⋅ (1 + z )
Para obtener detalles sobre el razonamiento de que la radiación es evidencia del Big Bang, consulte Radiación cósmica de fondo del Big Bang .
Anisotropía primaria
La anisotropía , o dependencia direccional, del fondo cósmico de microondas se divide en dos tipos: anisotropía primaria, debido a los efectos que ocurren en la superficie de la última dispersión y antes; y anisotropía secundaria, debido a efectos como las interacciones de la radiación de fondo con el gas caliente o los potenciales gravitacionales intermedios, que se producen entre la última superficie de dispersión y el observador.
La estructura de las anisotropías cósmicas de fondo de microondas está determinada principalmente por dos efectos: oscilaciones acústicas y amortiguación de difusión (también llamada amortiguación sin colisiones o amortiguación de seda ). Las oscilaciones acústicas surgen debido a un conflicto en el plasma de fotones y bariones en el universo temprano. La presión de los fotones tiende a borrar las anisotropías, mientras que la atracción gravitacional de los bariones, al moverse a velocidades mucho más lentas que la luz, hace que tiendan a colapsar para formar sobredensidades. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas, que dan al fondo de microondas su estructura de pico característica. Los picos corresponden, aproximadamente, a resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular está en su amplitud máxima.
Los picos contienen firmas físicas interesantes. La escala angular del primer pico determina la curvatura del universo (pero no la topología del universo). El siguiente pico (relación de los picos impares a los picos pares) determina la densidad de bariones reducida. [54] El tercer pico se puede utilizar para obtener información sobre la densidad de la materia oscura. [55]
Las ubicaciones de los picos brindan información importante sobre la naturaleza de las perturbaciones de la densidad primordial. Hay dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad llamadas adiabáticas e isourvatura . Una perturbación de densidad general es una mezcla de ambos, y diferentes teorías que pretenden explicar el espectro de perturbación de densidad primordial predicen diferentes mezclas.
- Perturbaciones de densidad adiabática
- En una perturbación de densidad adiabática, la densidad numérica adicional fraccional de cada tipo de partícula ( bariones , fotones ...) es la misma. Es decir, si en un lugar hay una densidad numérica de bariones un 1% más alta que el promedio, entonces en ese lugar hay una densidad numérica de fotones un 1% más alta (y una densidad numérica de neutrinos un 1% más alta) que el promedio. La inflación cósmica predice que las perturbaciones primordiales son adiabáticas.
- Perturbaciones de densidad de isocurvatura
- En una perturbación de densidad de isocurvatura, la suma (sobre diferentes tipos de partículas) de las densidades adicionales fraccionarias es cero. Es decir, una perturbación en la que en algún lugar hay un 1% más de energía en los bariones que el promedio, un 1% más de energía en los fotones que el promedio y un 2% menos de energía en los neutrinos que el promedio, sería una perturbación de isocurvatura pura. Las cuerdas cósmicas producirían en su mayoría perturbaciones primordiales de isocurvatura.
El espectro CMB puede distinguir entre estos dos porque estos dos tipos de perturbaciones producen diferentes ubicaciones de picos. Las perturbaciones de densidad de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares ( valores ℓ de los picos) están aproximadamente en la relación 1: 3: 5: ..., mientras que las perturbaciones de densidad adiabática producen picos cuyas ubicaciones están en la relación 1: 2: 3 : ... [56] Las observaciones son consistentes con que las perturbaciones de densidad primordial son completamente adiabáticas, proporcionando un soporte clave para la inflación y descartando muchos modelos de formación de estructuras que involucran, por ejemplo, cuerdas cósmicas.
La amortiguación sin colisión es causada por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como líquido comienza a descomponerse:
- el creciente camino libre medio de los fotones a medida que el plasma primordial se vuelve cada vez más enrarecido en un universo en expansión,
- la profundidad finita de la última superficie de dispersión (LSS), que hace que el camino libre medio aumente rápidamente durante el desacoplamiento, incluso cuando todavía se está produciendo algo de dispersión de Compton.
Estos efectos contribuyen casi por igual a la supresión de anisotropías a escalas pequeñas y dan lugar a la característica cola de amortiguamiento exponencial que se observa en las anisotropías de escalas angulares muy pequeñas.
La profundidad del LSS se refiere al hecho de que el desacoplamiento de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del universo hasta esa era. Un método para cuantificar cuánto tiempo tomó este proceso utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de manera que, denotando la PVF por P ( t ), la probabilidad de que un fotón CMB última dispersa entre el tiempo t y t + dt está dada por P ( t ) dt .
El máximo del PVF (el momento en el que es más probable que un fotón CMB dado se haya dispersado por última vez) se conoce con bastante precisión. Los resultados de WMAP del primer año indican el momento en el que P ( t ) tiene un máximo de 372.000 años. [57] Esto a menudo se toma como el "momento" en el que se formó el CMB. Sin embargo, para averiguar cuánto tiempo tardaron los fotones y bariones en desacoplarse, necesitamos una medida del ancho del PVF. El equipo de WMAP encuentra que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho completo a la mitad del máximo", o FWHM) en un intervalo de 115.000 años. Según esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar durante aproximadamente 115.000 años, y cuando se completó, el universo tenía aproximadamente 487.000 años.
Anisotropía tardía
Desde que nació el CMB, aparentemente ha sido modificado por varios procesos físicos posteriores, que se denominan colectivamente anisotropía tardía o anisotropía secundaria. Cuando los fotones del CMB se volvieron libres para viajar sin obstáculos, la materia ordinaria del universo estaba principalmente en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio. Sin embargo, las observaciones de las galaxias hoy parecen indicar que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico (IGM) consiste en material ionizado (ya que hay pocas líneas de absorción debidas a los átomos de hidrógeno). Esto implica un período de reionización durante el cual parte del material del universo se descompuso en iones de hidrógeno.
Los fotones CMB se dispersan mediante cargas libres, como electrones que no están unidos a átomos. En un universo ionizado, estas partículas cargadas se han liberado de los átomos neutros mediante radiación ionizante (ultravioleta). Hoy en día, estas cargas gratuitas tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo como para que no afecten de forma mensurable al CMB. Sin embargo, si el IGM se ionizó en épocas muy tempranas cuando el universo aún era más denso, entonces hay dos efectos principales en el CMB:
- Se borran las anisotropías a pequeña escala. (Al igual que cuando se mira un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen borrosos).
- La física de cómo los fotones se dispersan por electrones libres ( dispersión de Thomson ) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Esta polarización de ángulo amplio está correlacionada con la perturbación de temperatura de ángulo amplio.
Ambos efectos han sido observados por la nave espacial WMAP, lo que proporciona evidencia de que el universo fue ionizado en épocas muy tempranas, con un corrimiento al rojo de más de 17. [ aclaración necesaria ] La procedencia detallada de esta radiación ionizante temprana sigue siendo un tema de debate científico. . Puede haber incluido luz estelar de la primera población de estrellas (estrellas de población III ), supernovas cuando estas primeras estrellas alcanzaron el final de su vida, o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de agujeros negros masivos.
El tiempo que sigue a la emisión del fondo cósmico de microondas, y antes de la observación de las primeras estrellas, es referido de manera semi-humorística por los cosmólogos como la Edad Oscura , y es un período que está siendo estudiado intensamente por los astrónomos (ver radiación de 21 centímetros ). .
Otros dos efectos que ocurrieron entre la reionización y nuestras observaciones del fondo cósmico de microondas, y que parecen causar anisotropías, son el efecto Sunyaev-Zel'dovich , donde una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de su energía a los fotones CMB, y el efecto Sachs-Wolfe , que hace que los fotones del Fondo Cósmico de Microondas se desplacen gravitacionalmente al rojo o al azul debido a los cambios en los campos gravitacionales.
Polarización
El fondo cósmico de microondas está polarizado al nivel de unos pocos microkelvin. Hay dos tipos de polarización, denominados modos E y modos B. Esto es análogo a la electrostática , en la que el campo eléctrico (campo E ) tiene un rizo que se desvanece y el campo magnético (campo B ) tiene una divergencia que se desvanece . Los modos E surgen naturalmente de la dispersión de Thomson en un plasma heterogéneo. Los modos B no son producidos por perturbaciones de tipo escalar estándar. En su lugar, pueden crearse mediante dos mecanismos: el primero es mediante lentes gravitacionales de los modos E, que ha sido medido por el Telescopio del Polo Sur en 2013; [58] el segundo es de ondas gravitacionales que surgen de la inflación cósmica . Detectar los modos B es extremadamente difícil, especialmente porque se desconoce el grado de contaminación del primer plano y la señal de lente gravitacional débil mezcla la señal del modo E relativamente fuerte con la señal del modo B. [59]
Modos E
Los modos E fueron vistos por primera vez en 2002 por el interferómetro de escala angular de grados (DASI).
Modos B
Los cosmólogos predicen dos tipos de modos B, el primero generado durante la inflación cósmica poco después del Big Bang, [60] [61] [62] y el segundo generado por lentes gravitacionales en momentos posteriores. [63]
Ondas gravitacionales primordiales
Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales que podrían observarse en la polarización del fondo cósmico de microondas y que tienen su origen en el universo temprano . Los modelos de inflación cósmica predicen que deberían aparecer tales ondas gravitacionales; por tanto, su detección apoya la teoría de la inflación y su fortaleza puede confirmar y excluir diferentes modelos de inflación. Es el resultado de tres cosas: la expansión inflacionaria del propio espacio, el recalentamiento después del inflado y la mezcla fluida turbulenta de materia y radiación. [64]
El 17 de marzo de 2014 se anunció que el instrumento BICEP2 había detectado el primer tipo de modos B, consistente con la inflación y las ondas gravitacionales en el universo temprano en el nivel de r =0,20+0,07
−0,05, que es la cantidad de energía presente en las ondas gravitacionales en comparación con la cantidad de energía presente en otras perturbaciones de densidad escalar en el universo temprano. Si esto se hubiera confirmado, habría proporcionado una fuerte evidencia de la inflación cósmica y el Big Bang [65] [66] [67] [68] [69] [70] [71] y contra el modelo ekpyrótico de Paul Steinhardt y Neil Turok . [72] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se notificó una considerable disminución de la confianza en la confirmación de los hallazgos [70] [73] [74] y el 19 de septiembre de 2014 se informaron nuevos resultados del experimento de Planck que los resultados de BICEP2 polvo cósmico . [75] [76]
Lente gravitacional
El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel . [77] En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR publicó una medición de la polarización en modo B a 150 GHz . [78] Comparado con BICEP2, POLARBEAR se enfoca en un área más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización en modo B medida de POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debido al polvo) con un nivel de confianza del 97,2%. [79]
Observaciones de fondo de microondas
Después del descubrimiento del CMB, se han realizado cientos de experimentos cósmicos de fondo de microondas para medir y caracterizar las firmas de la radiación. El experimento más famoso es probablemente el satélite Cosmic Background Explorer ( COBE ) de la NASA que orbitó en 1989-1996 y que detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. Inspirados por los resultados iniciales de COBE de un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos basados en tierra y globos cuantificaron las anisotropías de CMB en escalas angulares más pequeñas durante la próxima década. El objetivo principal de estos experimentos fue medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía suficiente resolución. Estas mediciones pudieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de estructuras cósmicas, y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con una sensibilidad creciente y para el año 2000 el experimento BOOMERanG informó que las fluctuaciones de potencia más altas ocurren en escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaron que la geometría del universo es plana . Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los próximos tres años, incluido el Very Small Array , el Interferómetro de escala angular de grados (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI hizo la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con pruebas convincentes de que está desfasado con el espectro del modo T.
En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP , para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. WMAP utilizó radiómetros de conmutación rápida de barrido rápido, simétrico y multimodulado para minimizar el ruido de la señal que no es del cielo. [52] Los primeros resultados de esta misión, revelados en 2003, fueron mediciones detalladas del espectro de potencia angular a una escala de menos de un grado, restringiendo fuertemente varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica , así como con varias otras teorías en competencia, y están disponibles en detalle en el banco de datos de la NASA para Cosmic Microwave Background (CMB) (ver enlaces a continuación). Aunque WMAP proporcionó mediciones muy precisas de las fluctuaciones angulares a gran escala en el CMB (estructuras casi tan anchas en el cielo como la luna), no tenía la resolución angular para medir las fluctuaciones de menor escala que habían sido observadas por antiguos investigadores terrestres. interferómetros .
Una tercera misión espacial, la ESA (Agencia Espacial Europea) Planck Surveyor , se lanzó en mayo de 2009 y realizó una investigación aún más detallada hasta que se cerró en octubre de 2013. Planck empleó tanto radiómetros HEMT como tecnología de bolómetros y midió el CMB a una escala menor que WMAP. Sus detectores fueron probados en el telescopio Antarctic Viper como experimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a escalas angulares pequeñas hasta la fecha, y en el telescopio de globo Archeops .
El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación liderado por Europa detrás de la sonda cosmológica de Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión ( 565x318 jpeg , 3600x1800 jpeg ) del fondo cósmico de microondas. [80] [81] El mapa sugiere que el universo es un poco más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, sutiles fluctuaciones de temperatura se imprimieron en el cielo profundo cuando el cosmos estaba a punto de370 000 años. La huella refleja ondas que surgieron tan temprano, en la existencia del universo, como la primera no millonésima de segundo. Aparentemente, estas ondas dieron lugar a la actual vasta red cósmica de cúmulos de galaxias y materia oscura . Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9% de materia ordinaria , un 26,8% de materia oscura y un 68,3% de energía oscura . El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos, según los cuales la edad del universo es13.799 ± 0.021 mil millones de años y se midió que la constante de Hubble era67,74 ± 0,46 (km / s) / Mpc . [82]
Instrumentos terrestres adicionales como el Telescopio del Polo Sur en la Antártida y el Proyecto Clover propuesto , el Telescopio de Cosmología de Atacama y el telescopio QUIET en Chile proporcionarán datos adicionales que no están disponibles en las observaciones satelitales, posiblemente incluida la polarización en modo B.
Reducción y análisis de datos
Los datos CMBR sin procesar, incluso de vehículos espaciales como WMAP o Planck, contienen efectos de primer plano que oscurecen por completo la estructura de escala fina del fondo cósmico de microondas. La estructura de escala fina se superpone a los datos sin procesar de CMBR, pero es demasiado pequeña para verse en la escala de los datos sin procesar. El más prominente de los efectos de primer plano es la anisotropía dipolar causada por el movimiento del Sol en relación con el fondo CMBR. La anisotropía dipolar y otras debidas al movimiento anual de la Tierra en relación con el Sol y numerosas fuentes de microondas en el plano galáctico y en otros lugares deben restarse para revelar las variaciones extremadamente pequeñas que caracterizan la estructura de escala fina del fondo CMBR.
El análisis detallado de los datos CMBR para producir mapas, un espectro de potencia angular y, en última instancia, los parámetros cosmológicos es un problema complicado y computacionalmente difícil. Aunque calcular un espectro de potencia a partir de un mapa es en principio una simple transformada de Fourier , descomponiendo el mapa del cielo en armónicos esféricos , [83]
donde el término mide la temperatura media y plazo explica la fluctuación, donde el se refiere a un armónico esférico , y ℓ es el número multipolar mientras que m es el número azimutal.
Al aplicar la función de correlación angular, la suma se puede reducir a una expresión que solo involucra ℓ y el término del espectro de potencia Los paréntesis angulares indican el promedio con respecto a todos los observadores del universo; dado que el universo es homogéneo e isótropo, hay una ausencia de dirección de observación preferida. Por tanto, C es independiente de m . Las diferentes elecciones de ℓ corresponden a momentos multipolares de CMB.
En la práctica, es difícil tener en cuenta los efectos del ruido y las fuentes de primer plano. En particular, estos primeros planos están dominados por emisiones galácticas como Bremsstrahlung , sincrotrón y polvo que se emiten en la banda de microondas; en la práctica, la galaxia debe eliminarse, lo que da como resultado un mapa CMB que no es un mapa de cielo completo. Además, las fuentes puntuales como las galaxias y los cúmulos representan otra fuente de primer plano que debe eliminarse para no distorsionar la estructura de escala corta del espectro de potencia del CMB.
Se pueden obtener restricciones sobre muchos parámetros cosmológicos a partir de sus efectos en el espectro de potencia, y los resultados se calculan a menudo utilizando técnicas de muestreo de Monte Carlo en cadena de Markov .
Anisotropía monopolo CMBR ( ℓ = 0)
Cuando ℓ = 0, eltérmino reducido a 1, y lo que nos queda aquí es solo la temperatura media del CMB. Esta “media” se denomina monopolo CMB y se observa que tiene una temperatura promedio de aproximadamente T γ = 2.7255 ± 0.0006K [83] con una desviación estándar de confianza. La precisión de esta temperatura media puede verse afectada por las diversas mediciones realizadas por diferentes mediciones cartográficas. Tales medidas exigen dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS en el satélite COBE . El kT γ medido es equivalente a 0,234 meV o 4,6 × 10 −10 m e c 2 . La densidad del número de fotones de un cuerpo negro que tiene tal temperatura es = . Su densidad de energía es, y la relación a la densidad crítica es Ω γ = 5.38 × 10 −5 . [83]
Anisotropía dipolo CMBR ( ℓ = 1)
El dipolo CMB representa la anisotropía más grande, que se encuentra en el primer armónico esférico ( ℓ = 1). Cuando ℓ = 1, eltérmino se reduce a una función de coseno y, por lo tanto, codifica la fluctuación de amplitud. La amplitud del dipolo CMB es de alrededor de 3,3621 ± 0,0010 mK. [83] Dado que se supone que el universo es homogéneo e isotrópico, un observador debería ver el espectro del cuerpo negro con temperatura T en cada punto del cielo. Se ha confirmado que el espectro del dipolo es el diferencial de un espectro de cuerpo negro.
El dipolo CMB depende de la trama. El momento dipolar del CMB también podría interpretarse como el movimiento peculiar de la Tierra hacia el CMB. Su amplitud depende del tiempo debido a la órbita de la Tierra alrededor del baricentro del sistema solar. Esto nos permite agregar un término dependiente del tiempo a la expresión del dipolo. La modulación de este término es de 1 año, [83] [84] que se ajusta a la observación realizada por COBE FIRAS. [84] [85] El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.
A partir de los datos del CMB, se ve que el Sol parece moverse a 368 ± 2 km / s en relación con el marco de referencia del CMB (también llamado marco de reposo del CMB, o el marco de referencia en el que no hay movimiento a través de el CMB). El Grupo Local, el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, parece moverse a 627 ± 22 km / s en la dirección de la longitud galáctica ℓ = 276 ° ± 3 °, b = 30 ° ± 3 °. [83] [11] Este movimiento da como resultado una anisotropía de los datos (el CMB aparece ligeramente más cálido en la dirección del movimiento que en la dirección opuesta). [83] La interpretación estándar de esta variación de temperatura es un simple desplazamiento al rojo de la velocidad y al azul debido al movimiento relativo al CMB, pero los modelos cosmológicos alternativos pueden explicar alguna fracción de la distribución de temperatura del dipolo observada en el CMB.
Multipolo ( ℓ ≥ 2)
La variación de temperatura en los mapas de temperatura del CMB en los multipolos superiores, o ℓ ≥ 2, se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo temprano, antes de la época de la recombinación. Antes de la recombinación, el Universo consistía en un plasma denso y caliente de electrones y bariones. En un ambiente tan denso y caliente, los electrones y protones no podrían formar átomos neutros. Los bariones en un Universo tan temprano permanecieron altamente ionizados y, por lo tanto, estaban estrechamente acoplados con fotones a través del efecto de la dispersión de Thompson. Estos fenómenos provocaron que la presión y los efectos gravitacionales actuaran uno contra el otro y desencadenaron fluctuaciones en el plasma de fotón bariónico. Poco después de la época de la recombinación, la rápida expansión del universo hizo que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones se "congelan" en los mapas de CMB que observamos hoy. Dicho procedimiento ocurrió con un corrimiento al rojo de alrededor de z ⋍ 1100. [83]
Otras anomalías
Con los datos cada vez más precisos proporcionados por WMAP, ha habido una serie de afirmaciones de que el CMB presenta anomalías, como anisotropías a gran escala, alineaciones anómalas y distribuciones no gaussianas. [86] [87] [88] El más antiguo de ellos es la controversia multipolar de ℓ bajo . Incluso en el mapa COBE, se observó que el cuadrupolo ( ℓ = 2, armónico esférico) tiene una amplitud baja en comparación con las predicciones del Big Bang. En particular, los modos cuadripolo y octupolar ( ℓ = 3) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y tanto con el plano de la eclíptica como con los equinoccios , [89] [90] [91] Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de la nueva física a las mayores escalas observables; otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos. [92] [93] [94] En última instancia, debido a los primeros planos y el problema de la varianza cósmica , los modos más grandes nunca se medirán tan bien como los modos de escala angular pequeña. Los análisis se realizaron en dos mapas a los que se les han eliminado los primeros planos en la medida de lo posible: el mapa de "combinación lineal interna" de la colaboración WMAP y un mapa similar preparado por Max Tegmark y otros. [46] [52] [95] Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación de primer plano del sincrotrón , el polvo y la emisión de Bremsstrahlung , y de la incertidumbre experimental en el monopolo y el dipolo. Un análisis bayesiano completo del espectro de potencia WMAP demuestra que la predicción del cuadrupolo de la cosmología Lambda-CDM es consistente con los datos al nivel del 10% y que el octupolo observado no es notable. [96] Tener en cuenta cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa de cielo completo reduce aún más la importancia de la alineación en ~ 5%. [97] [98] [99] [100] Observaciones recientes con el telescopio Planck , que es mucho más sensible que WMAP y tiene una resolución angular más grande, registran la misma anomalía, por lo que aparece un error instrumental (pero no contaminación de primer plano) ser descartado. [101] La coincidencia es una posible explicación, el científico jefe de WMAP , Charles L. Bennett sugirió que la coincidencia y la psicología humana estaban involucradas, "Creo que hay un pequeño efecto psicológico; la gente quiere encontrar cosas inusuales". [102]
Evolución futura
Suponiendo que el universo siga expandiéndose y no sufra un Big Crunch , un Big Rip u otro destino similar, el fondo cósmico de microondas continuará desplazándose hacia el rojo hasta que ya no sea detectable, [103] y será reemplazado primero por el producido. por la luz de las estrellas , y quizás más tarde por los campos de radiación de fondo de procesos que pueden tener lugar en el futuro lejano del universo, como la desintegración de protones , la evaporación de agujeros negros y la desintegración de positronio . [104]
Cronología de predicción, descubrimiento e interpretación
Predicciones de temperatura térmica (sin fondo de microondas)
- 1896 - Charles Edouard Guillaume estima la "radiación de las estrellas" para ser 5-6 K . [105]
- 1926 - Sir Arthur Eddington estima la radiación no térmica de la luz de las estrellas en la galaxia "... por la fórmula E = σT 4 la temperatura efectiva correspondiente a esta densidad es 3,18 ° absoluto ... cuerpo negro" [106]
- Década de 1930: el cosmólogo Erich Regener calcula que el espectro no térmico de los rayos cósmicos en la galaxia tiene una temperatura efectiva de 2,8 K
- 1931 - El término microondas se utilizó por primera vez en forma impresa: "Cuando se dieron a conocer los ensayos con longitudes de onda tan bajas como 18 cm, hubo una clara sorpresa + de que el problema de las microondas se hubiera resuelto tan pronto". Revista Telegráfica y Telefónica XVII. 179/1
- 1934 - Richard Tolman muestra que la radiación de cuerpo negro en un universo en expansión se enfría pero permanece térmica
- 1938 - El ganador del Premio Nobel (1920) Walther Nernst vuelve a estimar la temperatura de los rayos cósmicos en 0,75K
- 1946 - Robert Dicke predice "... radiación de la materia cósmica" a <20 K, pero no se refirió a la radiación de fondo [107]
- 1946 - George Gamow calcula una temperatura de 50 K (asumiendo un universo de 3 mil millones de años), [108] comentando que "... está razonablemente de acuerdo con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo. [109]
- 1953 - Erwin Finlay-Freundlich en apoyo de su teoría de la luz cansada , deriva una temperatura de cuerpo negro para el espacio intergaláctico de 2,3K [110] con un comentario de Max Born sugiriendo la radioastronomía como el árbitro entre cosmologías en expansión e infinitas.
Predicciones y mediciones de la radiación de fondo de microondas
- 1941 - Andrew McKellar detectó el fondo cósmico de microondas como el componente más frío del medio interestelar utilizando la excitación de las líneas de doblete CN medidas por WS Adams en una estrella B, encontrando una "temperatura efectiva del espacio" (la temperatura bolométrica media) de 2,3 K [32] [111]
- 1946 - George Gamow calcula una temperatura de 50 K (asumiendo un universo de 3 mil millones de años), [108] comentando que "... está razonablemente de acuerdo con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo.
- 1948 - Ralph Alpher y Robert Herman estiman "la temperatura en el universo" en 5 K. Aunque no mencionan específicamente la radiación de fondo de microondas, se puede inferir. [112]
- 1949 - Ralph Alpher y Robert Herman vuelven a estimar la temperatura a 28 K.
- 1953 - George Gamow estima 7 K. [107]
- 1956 - George Gamow estima 6 K. [107]
- 1955 - Émile Le Roux del Radio Observatorio de Nançay , en un estudio del cielo a λ = 33 cm, informó una radiación de fondo casi isotrópica de 3 kelvin, más o menos 2. [107]
- 1957 - Tigran Shmaonov informa que "la temperatura efectiva absoluta del fondo de radioemisión ... es 4 ± 3 K". [113] Cabe señalar que "las mediciones mostraron que la intensidad de la radiación era independiente del tiempo o la dirección de observación ... ahora está claro que Shmaonov observó el fondo cósmico de microondas a una longitud de onda de 3,2 cm" [114] [115 ]
- Década de 1960: Robert Dicke reestima una temperatura de radiación de fondo de microondas de 40 K [107] [116]
- 1964 - AG Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publican un breve artículo que sugiere búsquedas de microondas para la radiación de cuerpo negro predicha por Gamow, Alpher y Herman, donde nombran el fenómeno de radiación CMB como detectable. [117]
- 1964–65 - Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden la temperatura en aproximadamente 3 K. Robert Dicke , James Peebles , PG Roll y DT Wilkinson interpretan esta radiación como una señal del Big Bang.
- 1966 - Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe predicen teóricamente las amplitudes de fluctuación de fondo de microondas creadas por variaciones de potencial gravitacional entre observadores y la última superficie de dispersión (ver efecto Sachs-Wolfe )
- 1968 - Martin Rees y Dennis Sciama predicen teóricamente las amplitudes de fluctuación de fondo de microondas creadas por fotones que atraviesan pozos potenciales dependientes del tiempo.
- 1969 - RA Sunyaev y Yakov Zel'dovich estudian la dispersión Compton inversa de fotones de fondo de microondas por electrones calientes (ver efecto Sunyaev-Zel'dovich )
- 1983 - Investigadores del Cambridge Radio Astronomy Group y del Owens Valley Radio Observatory detectan por primera vez el efecto Sunyaev-Zel'dovich de los cúmulos de galaxias.
- 1983 - Se lanzó el experimento de anisotropía CMB soviético RELIKT-1 .
- 1990 - FIRAS en el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mide la forma del cuerpo negro del espectro CMB con una precisión exquisita y muestra que el fondo de microondas tiene un espectro de cuerpo negro casi perfecto y, por lo tanto, restringe fuertemente la densidad del medio intergaláctico .
- Enero de 1992 - Los científicos que analizaron los datos del RELIKT-1 informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas en el seminario astrofísico de Moscú. [118]
- 1992 - Los científicos que analizaron datos de COBE DMR informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas. [119]
- 1995 - El telescopio de anisotropía cósmica realiza las primeras observaciones de alta resolución del fondo cósmico de microondas.
- 1999 - Primeras mediciones de oscilaciones acústicas en el espectro de potencia angular de anisotropía CMB de los Experimentos TOCO, BOOMERANG y Maxima. El experimento BOOMERanG crea mapas de mayor calidad a una resolución intermedia y confirma que el universo es "plano".
- 2002 - Polarización descubierta por DASI . [120]
- 2003 - Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI. [121] El CBI y Very Small Array producen mapas de mayor calidad a alta resolución (que cubren áreas pequeñas del cielo).
- 2003 - La nave espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe produce un mapa de mayor calidad con una resolución baja e intermedia de todo el cielo (WMAP no proporciona datos de alta resolución, pero mejora los mapas de resolución intermedia de BOOMERanG ).
- 2004 - Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI . [122]
- 2004 - El receptor de matriz de bolómetros Arcminute Cosmology produce un mapa de mayor calidad de la estructura de alta resolución no mapeada por WMAP.
- 2005 - Arcminute Microkelvin Imager y Sunyaev – Zel'dovich Array comienzan los primeros estudios de cúmulos de galaxias con un corrimiento al rojo muy alto utilizando el efecto Sunyaev – Zel'dovich .
- 2005 - Ralph A. Alpher recibe la Medalla Nacional de la Ciencia por su trabajo pionero en nucleosíntesis y predicción de que la expansión del universo deja radiación de fondo, proporcionando así un modelo para la teoría del Big Bang.
- 2006 - Se publican los resultados de WMAP de tres años tan esperados , que confirman el análisis anterior, corrigen varios puntos e incluyen datos de polarización .
- 2006 - Dos de los investigadores principales de COBE, George Smoot y John Mather , recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo en la medición de precisión del CMBR.
- 2006–2011 - Las mediciones mejoradas de WMAP , los nuevos estudios de supernovas ESSENCE y SNLS, y las oscilaciones acústicas bariónicas de SDSS y WiggleZ , continúan siendo consistentes con el modelo estándar Lambda-CDM .
- 2010 - Se lanza el primer mapa de todo el cielo del telescopio Planck .
- 2013 - Se lanza un mapa mejorado de todo el cielo del telescopio Planck , mejorando las mediciones de WMAP y extendiéndolas a escalas mucho más pequeñas.
- 2014 - El 17 de marzo de 2014, los astrofísicos de la colaboración BICEP2 anunciaron la detección de ondas gravitacionales inflacionarias en el espectro de potencia del modo B , que de confirmarse, proporcionaría una clara evidencia experimental para la teoría de la inflación . [65] [66] [67] [68] [70] [123] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una disminución de la confianza en la confirmación de los resultados de la inflación cósmica . [70] [73] [74]
- 2015 - El 30 de enero de 2015, el mismo equipo de astrónomos de BICEP2 retiró el reclamo realizado el año anterior. Basándose en los datos combinados de BICEP2 y Planck, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal se puede atribuir por completo al polvo de la Vía Láctea. [124]
- 2018 - Se publican los datos y mapas finales del telescopio Planck , con mediciones mejoradas de la polarización a gran escala. [125]
- 2019: los análisis del telescopio Planck de sus datos finales de 2018 continúan publicándose. [126]
En la cultura popular
- En la serie de televisión Stargate Universe (2009-2011), se construyó una nave espacial antigua , Destiny , para estudiar patrones en el CMBR que indican que el universo tal como lo conocemos podría haber sido creado por alguna forma de inteligencia sensible.
- En Wheelers , una novela (2000) de Ian Stewart y Jack Cohen , CMBR se explica como las transmisiones encriptadas de una civilización antigua. Esto permite que los "dirigibles" jovianos tengan una sociedad más antigua que la edad del universo que se observa actualmente.
- En El problema de los tres cuerpos , una novela de 2008 de Liu Cixin , una investigación de una civilización alienígena compromete instrumentos que monitorean el CMBR para engañar a un personaje haciéndole creer que la civilización tiene el poder de manipular el CMBR en sí.
- La edición de 2017 del billete de 20 francos suizos enumera varios objetos astronómicos con sus distancias: el CMB se menciona con 430 · 10 15 segundos luz .
- En la serie WandaVision de Marvel de 2021 , se descubre una misteriosa transmisión de televisión dentro del Fondo de microondas cósmico.
Ver también
- Paquetes computacionales para cosmólogos
- Fondo de neutrino cósmico
- Teoría de la perturbación cosmológica
- Eje del mal (cosmología) : nombre dado a una anomalía en las observaciones astronómicas del fondo cósmico de microondas
- Fondo de onda gravitacional
- Muerte térmica del universo - Posible destino del universo
- Modelo Lambda-CDM - Modelo de cosmología del Big-Bang
- Cosmología observacional
- Historia de la observación de las galaxias - Estructura astronómica ligada gravitacionalmente
- Cosmología física - Rama de la astronomía
- Cronología de las teorías cosmológicas - Cronología de las teorías sobre cosmología física
Referencias
- ^ Sunyaev, RA (1974). Longair, MS (ed.). La historia térmica del universo y el espectro de radiación de reliquias . Confrontación de teorías cosmológicas con datos observacionales . IAUS. 63 . Dordrecht: Springer. págs. 167-173. Código bibliográfico : 1974IAUS ... 63..167S . doi : 10.1007 / 978-94-010-2220-0_14 .
- ^ a b Penzias, AA; Wilson, RW (1965). "Una medición del exceso de temperatura de la antena a 4080 Mc / s". El diario astrofísico . 142 (1): 419–421. Código Bibliográfico : 1965ApJ ... 142..419P . doi : 10.1086 / 148307 .
- ^ Smoot Group (28 de marzo de 1996). "La radiación de fondo de microondas cósmica" . Laboratorio Lawrence Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .
- ^ Kaku, M. (2014). "Primer segundo del Big Bang". Cómo funciona el universo . Ciencia del descubrimiento .
- ^ a b Fixsen, DJ (2009). "La temperatura del fondo cósmico de microondas". El diario astrofísico . 707 (2): 916–920. arXiv : 0911.1955 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 707..916F . doi : 10.1088 / 0004-637X / 707/2/916 . S2CID 119217397 .
- ^ Dodelson, S. (2003). "Argumento de fase coherente para la inflación". Actas de la conferencia AIP . 689 : 184-196. arXiv : hep-ph / 0309057 . Código bibliográfico : 2003AIPC..689..184D . CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi : 10.1063 / 1.1627736 . S2CID 18570203 .
- ^ Baumann, D. (2011). "La física de la inflación" (PDF) . Universidad de Cambridge . Archivado desde el original (PDF) el 21 de septiembre de 2018 . Consultado el 9 de mayo de 2015 .
- ^ a b White, M. (1999). "Anisotropías en el CMB". Actas de la reunión de Los Ángeles, DPF 99 . UCLA . arXiv : astro-ph / 9903232 . Bibcode : 1999dpf..conf ..... W .
- ^ Wright, EL (2004). "Reseña teórica de la anisotropía cósmica de fondo de microondas". En WL Freedman (ed.). Midiendo y Modelando el Universo . Serie de Astrofísica de los Observatorios Carnegie. Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 291. arXiv : astro-ph / 0305591 . Código Bibliográfico : 2004mmu..symp..291W . ISBN 978-0-521-75576-4.
- ^ The Planck Collaboration (2020), "Resultados de Planck 2018. I. Descripción general y el legado cosmológico de Planck", Astronomy and Astrophysics , 641 : A1, arXiv : 1807.06205 , Bibcode : 2020A & A ... 641A ... 1P , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833880 , S2CID 119185252
- ^ a b The Planck Collaboration (2014), "Resultados de Planck 2013. XXVII. Impulso Doppler del CMB: Eppur si muove", Astronomy , 571 (27): A27, arXiv : 1303.5087 , Bibcode : 2014A & A ... 571A..27P , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321556 , S2CID 5398329
- ^ Guth, AH (1998). El universo inflacionario: la búsqueda de una nueva teoría de los orígenes cósmicos . Libros básicos . pag. 186 . ISBN 978-0201328400. OCLC 35701222 .
- ^ Cirigliano, D .; de Vega, HJ; Sánchez, NG (2005). "Aclarar los modelos de inflación: el potencial inflacionario preciso de la teoría de campo efectivo y los datos de WMAP" . Revisión física D (manuscrito enviado). 71 (10): 77-115. arXiv : astro-ph / 0412634 . Código Bibliográfico : 2005PhRvD..71j3518C . doi : 10.1103 / PhysRevD.71.103518 . S2CID 36572996 .
- ^ Abbott, B. (2007). "Estudio de todo el cielo de microondas (WMAP)" . Planetario Hayden . Archivado desde el original el 13 de febrero de 2013 . Consultado el 13 de enero de 2008 .
- ^ Gawiser, E .; Silk, J. (2000). "La radiación cósmica de fondo de microondas". Informes de física . 333–334 (2000): 245–267. arXiv : astro-ph / 0002044 . Código bibliográfico : 2000PhR ... 333..245G . CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016 / S0370-1573 (00) 00025-9 . S2CID 15398837 .
- ^ Smoot, GF (2006). "Anisotropías de radiación de fondo cósmico de microondas: su descubrimiento y utilización" . Conferencia Nobel . Fundación Nobel . Consultado el 22 de diciembre de 2008 .
- ^ Hobson, diputado; Efstathiou, G .; Lasenby, AN (2006). Relatividad general: una introducción para físicos . Prensa de la Universidad de Cambridge . págs. 388 . ISBN 978-0-521-82951-9.
- ^ Unsöld, A .; Bodo, B. (2002). El nuevo cosmos, una introducción a la astronomía y la astrofísica (5ª ed.). Springer-Verlag . pag. 485. bibcode : 2001ncia.book ..... T . ISBN 978-3-540-67877-9.
- ^ 29. Antecedentes de microondas cósmico: Grupo de datos de partículas PA Zyla (LBL, Berkeley) et al.
- ^ Gamow, G. (1948). "El origen de los elementos y la separación de galaxias". Revisión física . 74 (4): 505–506. Código bibliográfico : 1948PhRv ... 74..505G . doi : 10.1103 / PhysRev.74.505.2 .
- ^ Gamow, G. (1948). "La evolución del universo". Naturaleza . 162 (4122): 680–682. Código Bibliográfico : 1948Natur.162..680G . doi : 10.1038 / 162680a0 . PMID 18893719 . S2CID 4793163 .
- ^ Alpher, RA; Herman, RC (1948). "Sobre la abundancia relativa de los elementos". Revisión física . 74 (12): 1737-1742. Código Bibliográfico : 1948PhRv ... 74.1737A . doi : 10.1103 / PhysRev.74.1737 .
- ^ Alpher, RA; Herman, RC (1948). "Evolución del Universo". Naturaleza . 162 (4124): 774–775. Código Bib : 1948Natur.162..774A . doi : 10.1038 / 162774b0 . S2CID 4113488 .
- ^ Assis, AKT; Neves, MCD (1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) (3): 79-87. Cite journal requiere
|journal=
( ayuda ) pero mira también Wright, EL (2006). "Temperatura del espacio de Eddington" . UCLA . Consultado el 11 de diciembre de 2008 . - ^ Penzias, AA (2006). "El origen de los elementos" (PDF) . Ciencia . Fundación Nobel . 205 (4406): 549–54. doi : 10.1126 / science.205.4406.549 . PMID 17729659 . Consultado el 4 de octubre de 2006 .
- ^ Dicke, RH (1946). "La medición de la radiación térmica a frecuencias de microondas". Revisión de instrumentos científicos . 17 (7): 268-275. Código bibliográfico : 1946RScI ... 17..268D . doi : 10.1063 / 1.1770483 . PMID 20991753 . Este diseño básico para un radiómetro se ha utilizado en la mayoría de los experimentos de fondo de microondas cósmicos posteriores.
- ^ La radiación de fondo de microondas cósmica (Conferencia Nobel) por Robert Wilson 8 de diciembre de 1978, p. 474
- ^ Dicke, RH; et al. (1965). "Radiación cósmica de cuerpo negro". Revista astrofísica . 142 : 414–419. Código bibliográfico : 1965ApJ ... 142..414D . doi : 10.1086 / 148306 .
- ^ La historia se da en Peebles, PJ E (1993). Principios de cosmología física . Prensa de la Universidad de Princeton . págs. 139-148 . ISBN 978-0-691-01933-8.
- ^ "El Premio Nobel de Física 1978" . Fundación Nobel . 1978 . Consultado el 8 de enero de 2009 .
- ^ Narlikar, JV; Wickramasinghe, Carolina del Norte (1967). "Fondo de microondas en un universo de estado estable" (PDF) . Naturaleza . 216 (5110): 43–44. Código bibliográfico : 1967Natur.216 ... 43N . doi : 10.1038 / 216043a0 . hdl : 11007/945 . S2CID 4199874 .
- ^ a b McKellar, A. (1941). "Líneas moleculares de los estados más bajos de moléculas diatómicas compuestas de átomos probablemente presentes en el espacio interestelar". Publicaciones del Observatorio Astrofísico Dominion . Vancouver, BC, Canadá. 7 (6): 251-272. Código bibliográfico : 1941PDAO .... 7..251M .
- ^ Peebles, PJE; et al. (1991). "El caso de la cosmología relativista del big bang caliente". Naturaleza . 352 (6338): 769–776. Código Bib : 1991Natur.352..769P . doi : 10.1038 / 352769a0 . S2CID 4337502 .
- ^ Harrison, ER (1970). "Fluctuaciones en el umbral de la cosmología clásica". Physical Review D . 1 (10): 2726–2730. Código Bibliográfico : 1970PhRvD ... 1.2726H . doi : 10.1103 / PhysRevD.1.2726 .
- ^ Peebles, PJE; Yu, JT (1970). "Perturbación adiabática primigenia en un universo en expansión". Revista astrofísica . 162 : 815–836. Código bibliográfico : 1970ApJ ... 162..815P . doi : 10.1086 / 150713 .
- ^ Zeldovich, YB (1972). "Una hipótesis, unificando la estructura y la entropía del Universo". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 160 (7-8): 1P – 4P. Código bibliográfico : 1972MNRAS.160P ... 1Z . doi : 10.1016 / S0026-0576 (07) 80178-4 .
- ^ Doroshkevich, AG; Zel'Dovich, YB; Syunyaev, RA (1978) [12 a 16 de septiembre de 1977]. "Fluctuaciones de la radiación de fondo de microondas en las teorías adiabáticas y entrópicas de formación de galaxias". En Longair, MS; Einasto, J. (eds.). La estructura a gran escala del universo; Actas del Simposio . Tallin, RSS de Estonia: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. págs. 393–404. Código Bibliográfico : 1978IAUS ... 79..393S . Si bien este es el primer artículo que analiza la huella observacional detallada de las inhomogeneidades de densidad como anisotropías en el fondo cósmico de microondas, algunas de las bases se establecieron en Peebles y Yu, más arriba.
- ^ Smoot, GF; et al. (1992). "Estructura en los mapas de primer año del radiómetro diferencial de microondas del COBE". Cartas de revistas astrofísicas . 396 (1): L1 – L5. Código Bibliográfico : 1992ApJ ... 396L ... 1S . doi : 10.1086 / 186504 .
- ^ Bennett, CL; et al. (1996). "Observaciones de fondo de microondas cósmico COBE DMR de cuatro años: mapas y resultados básicos". Cartas de revistas astrofísicas . 464 : L1 – L4. arXiv : astro-ph / 9601067 . Código Bibliográfico : 1996ApJ ... 464L ... 1B . doi : 10.1086 / 310075 . S2CID 18144842 .
- ^ Grupen, C .; et al. (2005). Física de astropartículas . Springer . págs. 240–241. ISBN 978-3-540-25312-9.
- ^ Miller, AD; et al. (1999). "Una medición del espectro de potencia angular del fondo de microondas de los altos Andes chilenos". Revista astrofísica . 521 (2): L79 – L82. arXiv : astro-ph / 9905100 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 521L..79T . doi : 10.1086 / 312197 . S2CID 16534514 .
- ^ Melchiorri, A .; et al. (2000). "Una medida de Ω del vuelo de prueba norteamericano de Boomerang". Las cartas de la revista astrofísica . 536 (2): L63 – L66. arXiv : astro-ph / 9911445 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 536L..63M . doi : 10.1086 / 312744 . PMID 10859119 . S2CID 27518923 .
- ^ Hanany, S .; et al. (2000). "MAXIMA-1: una medida de la anisotropía cósmica de fondo de microondas en escalas angulares de 10'-5 °". Revista astrofísica . 545 (1): L5 – L9. arXiv : astro-ph / 0005123 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 545L ... 5H . doi : 10.1086 / 317322 . S2CID 119495132 .
- ^ de Bernardis, P .; et al. (2000). "Un Universo plano de mapas de alta resolución de la radiación de fondo de microondas cósmica". Naturaleza . 404 (6781): 955–959. arXiv : astro-ph / 0004404 . Código Bibliográfico : 2000Natur.404..955D . doi : 10.1038 / 35010035 . hdl : 10044/1/60851 . PMID 10801117 . S2CID 4412370 .
- ^ Pogosian, L .; et al. (2003). "Restricciones de observación en la producción de cuerdas cósmicas durante la inflación de la brana". Physical Review D . 68 (2): 023506. arXiv : hep-th / 0304188 . Código Bibliográfico : 2003PhRvD..68b3506P . doi : 10.1103 / PhysRevD.68.023506 .
- ^ a b Hinshaw, G .; (Colaboración WMAP); Bennett, CL; Bean, R .; Doré, O .; Greason, MR; Halpern, M .; Hill, RS; Jarosik, N .; Kogut, A .; Komatsu, E .; Limon, M .; Odegard, N .; Meyer, SS; Page, L .; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L .; Weiland, JL; Wollack, E .; Wright, EL; et al. (2007). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de tres años (WMAP): análisis de temperatura". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 170 (2): 288–334. arXiv : astro-ph / 0603451 . Código Bibliográfico : 2007ApJS..170..288H . CiteSeerX 10.1.1.471.7186 . doi : 10.1086 / 513698 . S2CID 15554608 .
- ^ Scott, D. (2005). "El modelo cosmológico estándar". Revista canadiense de física . 84 (6–7): 419–435. arXiv : astro-ph / 0510731 . Código bibliográfico : 2006CaJPh..84..419S . CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi : 10.1139 / P06-066 . S2CID 15606491 .
- ^ Durham, Frank; Purrington, Robert D. (1983). Marco del universo: una historia de la cosmología física . Prensa de la Universidad de Columbia. págs. 193-209 . ISBN 978-0-231-05393-8.
- ^ Assis, AKT; Paulo, São; Neves, MCD (julio de 1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) . Apeiron . 2 (3): 79–87.
- ^ "Número convertido: conversión de K a eV" .
- ^ Fixsen, DJ (1995). "Formación de estructura en el universo". arXiv : astro-ph / 9508159 .
- ^ a b c Bennett, CL; (Colaboración WMAP); Hinshaw, G .; Jarosik, N .; Kogut, A .; Limon, M .; Meyer, SS; Page, L .; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E .; Wright, EL; Barnes, C .; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E .; Nolta, MR; Odegard, N .; Peiris, HV; Verde, L .; Weiland, JL; et al. (2003). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de primer año (WMAP): mapas preliminares y resultados básicos". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 148 (1): 1–27. arXiv : astro-ph / 0302207 . Código bibliográfico : 2003ApJS..148 .... 1B . doi : 10.1086 / 377253 . S2CID 115601 . Este artículo advierte que "las estadísticas de este mapa de combinación lineal interno son complejas e inapropiadas para la mayoría de los análisis de CMB".
- ^ Noterdaeme, P .; Petitjean, P .; Srianand, R .; Ledoux, C .; López, S. (febrero de 2011). "La evolución de la temperatura de fondo de microondas cósmica. Medidas de T CMB a alto corrimiento al rojo de la excitación del monóxido de carbono". Astronomía y Astrofísica . 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode : 2011A & A ... 526L ... 7N . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201016140 . S2CID 118485014 .
- ^ Wayne Hu. "Bariones e inercia" .
- ^ Wayne Hu. "Fuerza impulsora de la radiación" .
- ^ Hu, W .; White, M. (1996). "Firmas acústicas en el fondo cósmico de microondas". Revista astrofísica . 471 : 30–51. arXiv : astro-ph / 9602019 . Código bibliográfico : 1996ApJ ... 471 ... 30H . doi : 10.1086 / 177951 . S2CID 8791666 .
- ^ Colaboración WMAP; Verde, L .; Peiris, HV; Komatsu, E .; Nolta, MR; Bennett, CL; Halpern, M .; Hinshaw, G .; et al. (2003). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de primer año (WMAP): determinación de parámetros cosmológicos". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 148 (1): 175-194. arXiv : astro-ph / 0302209 . Código Bibliográfico : 2003ApJS..148..175S . doi : 10.1086 / 377226 . S2CID 10794058 .
- ^ Hanson, D .; et al. (2013). "Detección de polarización en modo B en el fondo de microondas cósmico con datos del telescopio del Polo Sur" . Cartas de revisión física . 111 (14): 141301. arXiv : 1307.5830 . Código Bibliográfico : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103 / PhysRevLett.111.141301 . PMID 24138230 . S2CID 9437637 .
- ^ Lewis, A .; Challinor, A. (2006). "Lente gravitacional débil del CMB". Informes de física . 429 (1): 1–65. arXiv : astro-ph / 0601594 . Código bibliográfico : 2006PhR ... 429 .... 1L . doi : 10.1016 / j.physrep.2006.03.002 . S2CID 1731891 .
- ^ Seljak, U. (junio de 1997). "Medición de la polarización en el fondo cósmico de microondas". Revista astrofísica . 482 (1): 6–16. arXiv : astro-ph / 9608131 . Código Bibliográfico : 1997ApJ ... 482 .... 6S . doi : 10.1086 / 304123 . S2CID 16825580 .
- ^ Seljak, U .; Zaldarriaga M. (17 de marzo de 1997). "Firma de ondas de gravedad en la polarización del fondo de microondas". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054-2057. arXiv : astro-ph / 9609169 . Código Bibliográfico : 1997PhRvL..78.2054S . doi : 10.1103 / PhysRevLett.78.2054 . S2CID 30795875 .
- ^ Kamionkowski, M .; Kosowsky A. y Stebbins A. (1997). "Una sonda de ondas de gravedad primordiales y vorticidad". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058-2061. arXiv : astro-ph / 9609132 . Código bibliográfico : 1997PhRvL..78.2058K . doi : 10.1103 / PhysRevLett.78.2058 . S2CID 17330375 .
- ^ Zaldarriaga, M .; Seljak U. (15 de julio de 1998). "Efecto de lente gravitacional sobre polarización de fondo de microondas cósmico". Physical Review D . 2. 58 (2): 023003. arXiv : astro-ph / 9803150 . Código Bibliográfico : 1998PhRvD..58b3003Z . doi : 10.1103 / PhysRevD.58.023003 . S2CID 119512504 .
- ^ "Los científicos informan evidencia de ondas gravitacionales en el universo temprano" . 2014-03-17 . Consultado el 20 de junio de 2007 .
- ^ a b Staff (17 de marzo de 2014). "Publicación de resultados BICEP2 2014" . Fundación Nacional de Ciencias . Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ a b Clavin, Whitney (17 de marzo de 2014). "La tecnología de la NASA ve el nacimiento del universo" . NASA . Consultado el 17 de marzo de 2014 .
- ^ a b Overbye, Dennis (17 de marzo de 2014). "Las ondas espaciales revelan la pistola humeante del Big Bang" . The New York Times . Consultado el 17 de marzo de 2014 .
- ^ a b Overbye, Dennis (24 de marzo de 2014). "Ondas del Big Bang" . The New York Times . Consultado el 24 de marzo de 2014 .
- ^ "Ondas gravitacionales: ¿los científicos estadounidenses han escuchado ecos del Big Bang?" . The Guardian . 2014-03-14 . Consultado el 14 de marzo de 2014 .
- ^ a b c d Ade, PAR (Colaboración BICEP2) (2014). "Detección de polarización en modo B en escalas angulares de grado por BICEP2". Cartas de revisión física . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Código bibliográfico : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103 / PhysRevLett.112.241101 . PMID 24996078 . S2CID 22780831 .
- ^ Overbye, Dennis (17 de marzo de 2014). "Las ondas espaciales revelan la pistola humeante del Big Bang" . The New York Times .
- ^ Steinhardt, Paul J. (2007). Universo sin fin: más allá del Big Bang . Weidenfeld y Nicolson. ISBN 978-0-297-84554-6. OCLC 271843490 .
- ^ a b Overbye, Dennis (19 de junio de 2014). "Los astrónomos se protegen sobre la afirmación de detección de Big Bang" . The New York Times . Consultado el 20 de junio de 2014 .
- ^ a b Amos, Jonathan (19 de junio de 2014). "Inflación cósmica: la confianza bajó para la señal del Big Bang" . BBC News . Consultado el 20 de junio de 2014 .
- ^ Equipo de colaboración de Planck (9 de febrero de 2016). "Resultados intermedios de Planck. XXX. El espectro de potencia angular de la emisión de polvo polarizado en latitudes galácticas intermedias y altas". Astronomía y Astrofísica . 586 (133): A133. arXiv : 1409,5738 . Código Bibliográfico : 2016A y A ... 586A.133P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425034 . S2CID 9857299 .
- ^ Overbye, Dennis (22 de septiembre de 2014). "Estudio confirma las críticas al hallazgo de Big Bang" . The New York Times . Consultado el 22 de septiembre de 2014 .
- ^ Samuel Reich, Eugenie (2013). "Polarización detectada en el eco del Big Bang" . Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2013.13441 . S2CID 211730550 .
- ^ La colaboración Polarbear (2014). "Una medición del espectro de potencia de polarización de modo B de fondo de microondas cósmico en escalas de subgrado con POLARBEAR". El diario astrofísico . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 794..171P . doi : 10.1088 / 0004-637X / 794/2/171 . S2CID 118598825 .
- ^ "El proyecto POLARBEAR ofrece pistas sobre el origen del brote de crecimiento cósmico del universo" . Monitor de la Ciencia Cristiana . 21 de octubre de 2014.
- ^ Clavin, Whitney; Harrington, JD (21 de marzo de 2013). "La misión de Planck trae el universo en un enfoque nítido" . NASA . Consultado el 21 de marzo de 2013 .
- ^ Staff (21 de marzo de 2013). "Mapeo del universo temprano" . The New York Times . Consultado el 23 de marzo de 2013 .
- ^ Colaboración Planck (2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos (Ver Tabla 4 en la página 31 de la dfp)". Astronomía y Astrofísica . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A ... 594A..13P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830 . S2CID 119262962 .
- ^ a b c d e f g h PA Zyla y col. (Grupo de datos de partículas) (2020). "Revisión de la física de partículas" (PDF) . Progreso de la Física Teórica y Experimental . 2020 (8): 083C01. doi : 10.1093 / ptep / ptaa104 . Reseña de Cosmic Microwave Background por Scott y Smoot.
- ^ a b Bennett, C. "Radiómetros de microondas diferenciales COBE: técnicas de calibración" .
- ^ Shosh, S. (2016). "Modulación dipolo de polarización y temperatura de fondo de microondas cósmico". Revista de cosmología y física de astropartículas . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Código Bib : 2016JCAP ... 01..046G . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2016/01/046 . S2CID 118553819 .
- ^ Rossmanith, G .; Räth, C .; Banday, AJ; Morfill, G. (2009). "Firmas no gaussianas en los datos WMAP de cinco años identificados con índices de escala isotrópicos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 399 (4): 1921-1933. arXiv : 0905.2854 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.399.1921R . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID 11586058 .
- ^ Bernui, A .; Mota, B .; Rebouças, MJ; Tavakol, R. (2007). "Mapeo de la anisotropía a gran escala en los datos WMAP". Astronomía y Astrofísica . 464 (2): 479–485. arXiv : astro-ph / 0511666 . Bibcode : 2007A y A ... 464..479B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20065585 . S2CID 16138962 .
- ^ Jaffe, TR; Banday, AJ; Eriksen, HK; Górski, KM; Hansen, FK (2005). "Evidencia de vorticidad y cizallamiento a grandes escalas angulares en los datos de WMAP: ¿una violación de la isotropía cosmológica?". El diario astrofísico . 629 (1): L1 – L4. arXiv : astro-ph / 0503213 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 629L ... 1J . doi : 10.1086 / 444454 . S2CID 15521559 .
- ^ de Oliveira-Costa, A .; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matías; Hamilton, Andrew (2004). "La importancia de las fluctuaciones de CMB de mayor escala en WMAP" . Revisión física D (manuscrito enviado). 69 (6): 063516. arXiv : astro-ph / 0307282 . Código Bibliográfico : 2004PhRvD..69f3516D . doi : 10.1103 / PhysRevD.69.063516 . S2CID 119463060 .
- ^ Schwarz, DJ; Starkman, Glenn D .; et al. (2004). "¿Es cósmico el fondo de microondas de ℓ baja ?" . Cartas de revisión física (manuscrito enviado). 93 (22): 221301. arXiv : astro-ph / 0403353 . Código Bibliográfico : 2004PhRvL..93v1301S . doi : 10.1103 / PhysRevLett.93.221301 . PMID 15601079 . S2CID 12554281 .
- ^ Bielewicz, P .; Gorski, KM; Banday, AJ (2004). "Mapas multipolares de bajo orden de anisotropía CMB derivados de WMAP". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 355 (4): 1283–1302. arXiv : astro-ph / 0405007 . Código Bibliográfico : 2004MNRAS.355.1283B . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID 5564564 .
- ^ Liu, Hao; Li, Ti-Pei (2009). "Mapa CMB mejorado a partir de datos WMAP". arXiv : 0907.2731v3 [ astro-ph ].
- ^ Sawangwit, Utane; Shanks, Tom (2010). "Lambda-CDM y la sensibilidad del perfil de haz de espectro de potencia WMAP". arXiv : 1006.1270v1 [ astro-ph ].
- ^ Liu, Hao; et al. (2010). "Diagnóstico de errores de sincronización en datos WMAP". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 413 (1): L96 – L100. arXiv : 1009.2701v1 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.413L..96L . doi : 10.1111 / j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID 118739762 .
- ^ Tegmark, M .; de Oliveira-Costa, A .; Hamilton, A. (2003). "Un mapa CMB limpiado en primer plano de alta resolución de WMAP". Physical Review D . 68 (12): 123523. arXiv : astro-ph / 0302496 . Código Bibliográfico : 2003PhRvD..68l3523T . doi : 10.1103 / PhysRevD.68.123523 . S2CID 17981329 . Este artículo afirma: "No es sorprendente que los dos multipolares más contaminados sean [el cuadrupolo y el octupolo], que trazan más de cerca la morfología del plano galáctico".
- ^ O'Dwyer, I .; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S .; Lilje, PB (2004). "Análisis del espectro de energía bayesiana de los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de primer año". Cartas de revistas astrofísicas . 617 (2): L99 – L102. arXiv : astro-ph / 0407027 . Código bibliográfico : 2004ApJ ... 617L..99O . doi : 10.1086 / 427386 .
- ^ Slosar, A .; Seljak, U. (2004). "Evaluación de los efectos de los primeros planos y la eliminación del cielo en WMAP" . Revisión física D (manuscrito enviado). 70 (8): 083002. arXiv : astro-ph / 0404567 . Código Bibliográfico : 2004PhRvD..70h3002S . doi : 10.1103 / PhysRevD.70.083002 . S2CID 119443655 .
- ^ Bielewicz, P .; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). "Anomalías de vectores multipolares en los datos de WMAP del primer año: un análisis de cielo cortado". Revista astrofísica . 635 (2): 750–60. arXiv : astro-ph / 0507186 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 635..750B . doi : 10.1086 / 497263 . S2CID 1103733 .
- ^ Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). "Sobre las anomalías de gran ángulo del cielo de microondas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 367 (1): 79–102. arXiv : astro-ph / 0508047 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.367 ... 79C . CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID 6184966 .
- ^ de Oliveira-Costa, A .; Tegmark, M. (2006). "Medidas multipolares CMB en presencia de primeros planos" . Revisión física D (manuscrito enviado). 74 (2): 023005. arXiv : astro-ph / 0603369 . Código Bibliográfico : 2006PhRvD..74b3005D . doi : 10.1103 / PhysRevD.74.023005 . S2CID 5238226 .
- ^ Planck muestra un cosmos casi perfecto, más el eje del mal
- ^ Encontrado: iniciales de Hawking escritas en el universo
- ^ Krauss, Lawrence M .; Scherrer, Robert J. (2007). "El regreso de un universo estático y el fin de la cosmología". Relatividad general y gravitación . 39 (10): 1545-1550. arXiv : 0704.0221 . Código Bibliográfico : 2007GReGr..39.1545K . doi : 10.1007 / s10714-007-0472-9 . S2CID 123442313 .
- ^ Adams, Fred C .; Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reseñas de Física Moderna . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph / 9701131 . Código Bibliográfico : 1997RvMP ... 69..337A . doi : 10.1103 / RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .
- ^ Guillaume, C.-É., 1896, La Nature 24, serie 2, p. 234, citado en "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF)
- ^ Eddington, A., La constitución interna de las estrellas , citada en "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF)
- ^ a b c d e Kragh, H. (1999). Cosmología y controversia: el desarrollo histórico de dos teorías del universo . Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 135 . ISBN 978-0-691-00546-1."En 1946, Robert Dicke y sus compañeros de trabajo en el MIT probaron equipos que podían probar un fondo de microondas cósmico de intensidad correspondiente a aproximadamente 20K en la región de microondas. Sin embargo, no se refirieron a dicho fondo, sino solo a 'radiación de materia cósmica' Además, este trabajo no estaba relacionado con la cosmología y solo se menciona porque sugiere que para 1950, la detección de la radiación de fondo podría haber sido técnicamente posible, y también debido al papel posterior de Dicke en el descubrimiento ". Ver también Dicke, RH; et al. (1946). "Medidas de absorción atmosférica con un radiómetro de microondas". Revisión física . 70 (5–6): 340–348. Código Bibliográfico : 1946PhRv ... 70..340D . doi : 10.1103 / PhysRev.70.340 .
- ↑ a b George Gamow, The Creation Of The Universe p.50 (reimpresión de Dover de la edición revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6
- ^ Gamow, G. (2004) [1961]. Cosmología y controversia: el desarrollo histórico de dos teorías del universo . Publicaciones de Courier Dover . pag. 40. ISBN 978-0-486-43868-9.
- ^ Erwin Finlay-Freundlich, " Ueber die Rotverschiebung der Spektrallinien " (1953) Contribuciones del Observatorio, Universidad de St. Andrews ; No. 4, pág. 96-102. Finlay-Freundlich dio dos valores extremos de 1.9K y 6.0K en Finlay-Freundlich, E .: 1954, "Desplazamientos al rojo en los espectros de los cuerpos celestes", Phil. Mag., Vol. 45, págs. 303–319.
- ^ Weinberg, S. (1972). Enciclopedia de Astronomía de Oxford . John Wiley e hijos . págs. 514 . ISBN 978-0-471-92567-5.
- ^ Helge Kragh , Cosmología y controversia: el desarrollo histórico de dos teorías del universo (1999) ISBN 0-691-00546-X . "Alpher y Herman calcularon por primera vez la temperatura actual de la radiación primordial desacoplada en 1948, cuando informaron un valor de 5 K. Aunque no se mencionó ni entonces ni en publicaciones posteriores que la radiación está en la región de microondas, esto se sigue inmediatamente de la temperatura ... Alpher y Herman dejaron en claro que lo que habían llamado "la temperatura en el universo" el año anterior se refería a una radiación de fondo distribuida por un cuerpo negro bastante diferente a la luz de las estrellas ".
- ^ Shmaonov, TA (1957). "Comentario". Pribory I Tekhnika Experimenta (en ruso). 1 : 83. doi : 10.1016 / S0890-5096 (06) 60772-3 .
- ^ Se observa que las "mediciones mostraron que la intensidad de la radiación era independiente del tiempo o la dirección de observación ... ahora está claro que Shmaonov observó el fondo cósmico de microondas a una longitud de onda de 3,2 cm".
- ^ Naselsky, PD; Novikov, DI; Novikov, ID (2006). La física del fondo cósmico de microondas . ISBN 978-0-521-85550-1.
- ^ Helge Kragh (1999). Cosmología y controversia: el desarrollo histórico de dos teorías del universo . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-00546-1.
- ^ Doroshkevich, AG; Novikov, ID (1964). "Densidad media de radiación en la metagalaxia y ciertos problemas en cosmología relativista". Física soviética Doklady . 9 (23): 4292–4298. Código Bibliográfico : 1999EnST ... 33.4292W . doi : 10.1021 / es990537g . S2CID 96773397 .
- ^ Premio Nobel de Física: Oportunidades perdidas de Rusia , RIA Novosti , 21 de noviembre de 2006
- ^ Sanders, R .; Kahn, J. (13 de octubre de 2006). "UC Berkeley, cosmólogo de LBNL George F. Smoot recibió el Premio Nobel de Física 2006" . Noticias de UC Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .
- ^ Kovac, JM; et al. (2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas mediante DASI" . Nature (manuscrito enviado). 420 (6917): 772–787. arXiv : astro-ph / 0209478 . Código Bib : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038 / nature01269 . PMID 12490941 . S2CID 4359884 .
- ^ Cabeza lectora, ACS; et al. (2004). "Observaciones de polarización con el generador de imágenes de fondo cósmico". Ciencia . 306 (5697): 836–844. arXiv : astro-ph / 0409569 . Código Bibliográfico : 2004Sci ... 306..836R . doi : 10.1126 / science.1105598 . PMID 15472038 . S2CID 9234000 .
- ^ A. Readhead et al., "Observaciones de polarización con Cosmic Background Imager", Science 306, 836–844 (2004).
- ^ "Noticias BICEP2 | Ni siquiera incorrecto" .
- ^ Cowen, Ron (30 de enero de 2015). "Descubrimiento de ondas gravitacionales ahora oficialmente muerto". Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2015.16830 . S2CID 124938210 .
- ^ Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. I. Resumen y el legado cosmológico de Planck". Astronomía y Astrofísica . 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . Bibcode : 2020A & A ... 641A ... 1P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833880 . S2CID 119185252 .
- ^ Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. Espectros y probabilidades de potencia de V. CMB". Astronomía y Astrofísica . 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . Código Bibliográfico : 2020A & A ... 641A ... 5P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201936386 . S2CID 198985935 .
Otras lecturas
- Balbi, Amedeo (2008). La música del Big Bang: el fondo cósmico de microondas y la nueva cosmología . Berlín: Springer. ISBN 978-3540787266.
- Evans, Rhodri (2015). El trasfondo cósmico de microondas: cómo cambió nuestra comprensión del universo . Saltador. ISBN 9783319099279.
enlaces externos
- Introducción para estudiantes al CMB Una introducción pedagógica, paso a paso, al análisis del espectro de potencia de fondo de microondas cósmico adecuado para aquellos con una formación universitaria en física. Más profundo que los sitios en línea típicos Menos densos que los textos de cosmología.
- Tema CMBR en arxiv.org
- Audio: Fraser Cain y Dr. Pamela Gay - Elenco de Astronomía. El Big Bang y los antecedentes cósmicos de microondas - Octubre de 2006
- Visualización de los datos de CMB de la misión Planck
- Copeland, Ed. "CMBR: radiación de fondo de microondas cósmica" . Sesenta símbolos . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .