Radiación de fondo cósmico de microondas

En cosmoloxía, a radiación cósmica de fondo de microondas -RCF, ou RCFM- (tamén chamada en acrónimos do inglés: CMB, RCFM, CBR, MBR ) e a radiación térmica remanente (ou fósil) do Big Bang , e enche o universo de xeito case uniforme.

Empregando un telescopio óptico tradicional, o espazo entre as estrelas e galaxias (o fondo ) é totalmente escuro. Pero si empregamos un radiotelescopio suficientemente sensible as imaxes resultantes mostran un brillo tenue de fondo, case exactamente o mesmo en todas as direccións, que non está asociado a ningunha estrela, galaxia ou outro obxecto. Este brillo é máis intenso na rexión do espectro de radiofrecuencia de microondas. O descubrimento fortuíto da RFM (CMB) no ano 1964 polos radioastrónomos americanos Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson foi a culminación dun traballo iniciado en 1940, recibindo o Premio Nobel de Física de 1978.

A radiación cósmica de fondo explicase coma a radiación residual dun estadio inicial do desenvolvemento do universo, o seu descubrimento é considerado unha proba marco do modelo do universo do Big Bang. Cando o universo era novo, antes da formación de estrelas e planetas, era moito maior, máis quente, e cuberto cun brillo uniforme produto dunha néboa branca e quente de plasma de hidróxeno. Como o universo se expandiu, tanto o plasma e da radiación de recheo foron perdendo temperatura, e facéndose máis frías. Cando o Universo arrefriou o suficiente, puideron formar átomos estables. Estes átomos xa non podían absorber a radiación térmica, e o universo fíxose transparente en vez de ser un neboeiro opaco. Os fotóns que existían naquela época puideron propagarse, dende entón, aínda que o seu crecemento foi sendo cada vez máis débil e menos enerxético, xa que os fotóns tiñan que cubrir un universo maior e máis grande. Esta é a razón pola que tamén se usa o termo alternativo radiación reliquia ou fósil.

A medida exacta da radiación cósmica de fondo é un dos parámetros fundamentais para a cosmoloxía, xa que calquera proposta de modelo de universo debe explicar esta radiación e a súa. A RCFM ten un espectro térmico do corpo negro, a unha temperatura de 2,725 Kelvin, así, os picos do espectro de microondas na frecuencia de 160,2 GHz, correspondese a un milímetro de lonxitude de onda 1.9. Isto vale para medir a intensidade por unidade de frecuencia, como na lei de Planck. Se, en vez de medilo por unidade de lonxitude de onda, usamos a lei de Wien, o pico será de 1,06 mm, correspondendo a unha frecuencia de 283 gigahertz.

O brillo é moi uniforme en tódalas direccións pero mostra un estándar moi específico, igual ao esperado para un gas quente uniformemente distribuído coa forma xusta é ampliada ao tamaño actual universo. En particular, o espazo do espectro de enerxía (canta diferenza é observada versus a distancia entre as rexións están no ceo), contén pequenas anisotropías ou irregularidades, que varían co tamaño da zona analizada. Estas anisotropías foron medidas en detalle, e corresponden a pequenas variacións térmicas, xeradas por flutuacións cuánticas da materia nun espazo moi pequeno, que se expandiron ata o tamaño do universo observable que vemos hoxe. Este aínda é un campo moi activo de estudo, onde os científicos buscan mellores datos (por exemplo, a sonda Planck) e mellores interpretacións das condicións iniciais da expansión.

A pesar de que moitos procesos distintos poden producir a forma xeral dun espectro do corpo negro, ningún outro modelo agás o do Big Bang explica as flutuacións. Como resultado, a maioría dos cosmólogos consideran o modelo do universo do Big Bang a mellor explicación para a existencia da RCF.

Características

Cmbr
Espectro do fondo cósmico de microondas medido polo instrumento FIRAS do satélite COBE, é a medida mais precisa do espectro de radiación de corpo negro feita na natureza. Os datos obtidos e o erro estándar do gráfico están solapados pola curva teórica.

A radiación cósmica de fondo -RCF- é isotrópica (ten a mesma forma ou é regular) ata preto dunha parte entre 105: a raíz cadrada da media das variacións (valor eficaz) é de só 18 μK. Despois de eliminar a anisotropía do dipolo, que é debida ao efecto Doppler na radiación de fondo de microondas, producida pola nosa velocidade peculiar (a do planeta Terra) en relación á estrutura cósmica inmóbel (ou referencial de repouso cósmico), que foi pois subtraída para fóra dos datos. Esta característica é consistente coa Terra movéndose a uns 627 quilómetros por segundo na dirección da constelación da virxe (Virgo). O instrumento FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) que formaba parte do satélite espacial da NASA Cosmic Background Explorer (en acrónimo: COBE) mediu coidadosamente o espectro da radiación cósmica de fondo. Os membros do proxecto Firas compararon a RCF cunha referencia interna do espectro de corpo negro e os espectros atopados concordan dentro do nivel de erro experimental, concluíron que calquera desvío da forma do espectro de corpo negro que aínda pode pasar desapercibida no espectro CMB na franxa de lonxitude de onda 0,5–5 mm debe ter unha ponderación rms nun valor non superior a 50 partes por millón (0,005%) do brillo máximo CMB [1]. Isto fixo que o espectro da CMB sexa a medida do espectro de corpo negro máis precisa atopada na natureza.

A radiación cósmica de fondo é a principal predición do modelo cosmolóxico do Big Bang. Ademais, a cosmoloxía inflacionista prevé que despois de preto de 10−37 segundos despois do nacemento do universo este sufriu un crecemento exponencial que suavizou case todas as heteroxeneidades. A excepción é a causada pola falta de homoxeneidade nas flutuacións cuánticas no campo inflaton. Isto foi seguido por unha quebra de simetría, un tipo de transición de fase, que deu lugar ao establecemento da forzas fundamentais e as partículas elementais na súa forma actual. Despois de 10−6 segundos, o universo inicial estaba composto dun plasma quente de fotóns, electróns e barións. Os fotóns interactuaban constantemente co plasma a través do Efecto Compton. Como o universo estábase a se expandir, o arrefriamento adiabático provocado polo plasma fresco rematou tornándose favorable para que os electróns se combinasen con protóns formando átomos de hidróxeno. Esa recombinación aconteceu preto dos 3000 K, cando o universo tiña aproximadamente 379.000 anos de idade. Isto é equivalente a un corremento ao vermello (redshift) de z = 1,088. Neste momento, os fotóns non interactúan con átomos electricamente neutros e a luz (os fotóns) comezou a viaxar libremente polo espazo, dando coma resultado a disociación da materia e da radiación.

A temperatura (a cor) dos fotóns continuou a diminuír dende entón, agora ata 2,725 K, a temperatura segue a caer consonte o universo se expande. De acordo co modelo do Big Bang, a radiación do ceo medida mostrase nunha superficie esférica, chamada superficie de pasado estendido. Isto representa a colección de puntos no espazo nos que o evento de disociación está acreditado que ía ocorrer, fai menos de 400.000 anos despois do Big Bang. A idade estimada do Universo é 13.750.000.000 anos. Con todo, dado que o universo segue en expansión dende entón, a distancia da Terra ata a beira do universo observable agora, é polo menos de 46.500 millóns de anos luz.

A teoría do Big Bang suxire que a radiación cósmica de fondo enche todo o espazo observábel, e que a maioría da enerxía da radiación do universo está na radiación cósmica de fondo, que constitúe unha fracción de cerca de 6 × 10 −5 da densidade total do Universo (a densidade de fotóns é 4,7 × 10 −31 kg / m 3 , mentres que a densidade crítica é 7,9 × 10 −27 kg / m 3 ).

Dous dos maiores éxitos da teoría do Big Bang son as súas predicións do seu espectro case perfecto de corpo negro e a súa detallada predición das anisotropías (irregularidades) da radiación cósmica de fondo. A recente Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) mediu con precisión esas anisotropías través de todo o ceo ata escalas angulares de 0,2 graos. Estes datos poden ser usados para estimar os parámetros da norma -modelo Lambda- do Big Bang. Desta información, datos tales como a forma do Universo, poden obterse directamente da radiación cósmica de fondo, mentres que outros, como a constante de Hubble, son limitados e hai que inferilos doutras medidas.

Notas

  1. D. J. Fixsen e outros, "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", Astrophysical Journal 473, 576–587 (1996).
Big Bang

Na cosmoloxía física, o termo Big Bang ('gran explosión' ou 'gran bum') ten tres significados relacionados:

O primeiro fai referencia ós feitos observables que acreditan a evolución do universo, isto é os datos recollidos polos telescopios e demais instrumentos científicos, coma a radiación de fondo de microondas, ou o corremento ao vermello da luz emitida dende as estrelas e Galaxias.

Un segundo fai referencia ao modelo cosmolóxico explicativo da evolución do universo dende hai 13.800 millóns de anos, a partir dun estado enormemente denso e quente e de dimensión mínima ata a súas dimensións actuais e a súa posterior evolución.

E por último, nun senso máis técnico, utilizase para describir a explosión ocorrida uns 10-35 segundos despois do instante cero, tendo en conta que mais aló de 10 -43 segundos despois da singularidade ou momento cero da historia do universo non son aplicábeis as leis físicas coñecidas, sendo este límite temporal o Tempo de Planck (o tempo que tarda un fotón en percorrer a lonxitude de Planck).

A evidencia observacional do Big Bang inclúe a análise do espectro luminoso das galaxias, que revela un desprazamento cara ao vermello proporcional á distancia nunha relación descrita pola lei de Hubble. Combinada coa asunción de que os observadores posicionados en calquera lugar do universo farían observacións similares (principio de Copérnico), isto suxire que o propio espazo estase expandindo (ver espazo métrico). Retrotraéndonos no tempo dedúcese o estado inicial do universo (no tempo 0), o cal é a premisa clave do Big Bang.

O apoio teórico do Big Bang vén de modelos matemáticos, chamados modelos de Friedman, que amosan que un Big Bang é consistente coa relatividade xeral e co principio cosmolóxico, que di que as propiedades do universo deberían ser independentes da súa posición ou orientación.

A teoría da nucleosíntese do Big Bang predí o paso no que varios elementos de luz son creados en modelos do universo antigamente e dá resultados que son xeralmente consistentes coas observacións. O modelo do Big Bang, ademais, predí a radiación de fondo cósmico de microondas, un fondo de feble radiación de microondas que enche o universo. O descubrimento da radiación do fondo cósmico de microondas en 1964 levou a que os físicos aceptasen, polo xeral, que o Big Bang é o mellor modelo para explicar a orixe e a evolución do universo.

Cosmic Background Explorer

Cosmic Background Explorer (COBE) foi un observatorio espacial da NASA pertencente ó programa Explorer lanzado 18 de novembro de 1989 mediante un foguete Delta 5920 desde a Base Vandenberg da Forza Aérea.

Experimento BOOMERanG

O experimento BOOMERanG (acrónimo en inglés de Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics, "Observacións en globo da radiación milimétrica extragaláctica e xeofísicas") consistiu en elevar en globo aerostático un telescopio (cunha micromalla de 18 bolómetros) por riba das capas máis baixas da atmosfera terrestre para poder captar o fondo cósmico de microondas. O globo permaneceu suspendido a 37 quilómetros de altura, durante os dez días e medio que durou o experimento (a finais de 1998) aproveitando as correntes adiabáticas da Antártida.

Mediuse o fondo cósmico de microondas correspondente a uns 300.000 anos despois do Big Bang. Os resultados fixéronse públicos na revista Nature, que publicou un artigo titulado: "Un Universo plano consonte os mapas de alta resolución da radiación do fondo cósmico de microondas".

George Smoot

George Fitzgerald Smoot III, nado en Yukon, Florida o 24 de febreiro de 1945, é un físico e astrónomo estadounidense. É doutor en Física polo Instituto de Tecnoloxía de Massachusetts (MIT) e Profesor de Física na Universidade de Berkeley en California.

Lente gravitacional

En astronomía, astrofísica e cosmoloxía física, unha lente gravitacional, ou lente gravitatoria, formase cando a luz procedente de obxectos distantes e brillantes coma os quásares dobrase arredor dun obxecto masivo (como una galaxia masiva) situado entremedias do obxecto emisor e o observador da imaxe.

As lentes gravitacionais foron previstas pola teoría da relatividade xeral de Einstein. No ano 1919 púidose probar a exactitude da predición. Perante unha eclipse solar o astrónomo Arthur Eddington observou como se dobraba a traxectoria da luz proveniente de estrelas distantes ao pasar preto da masa solar, producindo un desprazamento aparente da posición da estrela no ceo. Os eventos ou fenómenos de lentes gravitacionais pódense utilizar para detectar a presenza de obxectos masivos invisíbeis, como buratos negros e tamén de planetas extrasolares.

Os eventos de de lente gravitacional clasifícanse en tres grupos:

Lente gravitacional forte: distorsións facilmente visibles: aneis e cruces de Einstein, arcos e múltiples imaxes.

Lente gravitacional débil: distorsión débil dos obxectos de fondo, pódese detectar unicamente analizando un gran número de imaxes dos obxectos de fondo.

Microlente gravitacional: sen distorsión aparente na forma do obxecto de fondo pero con variacións débiles na intensidade da luz emitida polos obxectos de fondo.Unha lente gravitacional actúa en todo tipo de radiación electromagnética e non só en luz visible. De feito, este tipo de lentes carecen de aberración cromática, polo que o seu efecto non depende da lonxitude de onda da luz sobre da que actúan, senón que é igual para tódolos rangos do espectro electromagnético, sexa este óptico, infravermello, ultravioleta ou calquera outro. Isto permite poder analizar os obxectos amplificados pola lente mediante as técnicas habituais de fotometría ou espectroscopía astronómicas. Eventos de lentes gravitacionais téñense proposto no ámbito da radiación de fondo cósmico de microondas, de radio e raios x.

Materia escura

En cosmoloxía, a chamada materia escura é unha hipotética materia de natureza descoñecida e que non emitiría radiación electromagnética detectábel, e cuxa única interacción observábel coa materia "normal" sería de natureza gravitatoria, de xeito que a súa presenza daría conta de movementos de rotación nas galaxias que non encaixan nos modelos gravitacionais aceptados, e outras observacións astronómicas que carecen actualmente de explicación satisfactoria, como algunhas lentes gravitatorias, a distribución de gas quente nalgunhas galaxias e cúmulos de galaxias ou a distribución anisotrópica na radiación de fondo cósmico de microondas. Todas estas observación esixen, ou ben un cambio de modelo cósmico, ou ben un aumento da masa tal que nada menos que un 63% da masa material do universo debería corresponder a esta materia descoñecida.

Outras linguas

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.