El fondo cósmico de microondas ( CMB o CMBR ) es radiación de microondas que llena todo el espacio del universo observable . Se trata de un remanente que proporciona una importante fuente de datos sobre el universo primordial. [1] Con un telescopio óptico estándar , el espacio de fondo entre estrellas y galaxias está casi completamente oscuro. Sin embargo, un radiotelescopio suficientemente sensible detecta un tenue resplandor de fondo que es casi uniforme y no está asociado con ninguna estrella, galaxia u otro objeto . Este brillo es más intenso en la región de las microondas del espectro de radio. El descubrimiento accidental del CMB en 1965 por los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson fue la culminación del trabajo iniciado en la década de 1940. [2] [3]
CMB es una evidencia histórica de la teoría del Big Bang sobre el origen del universo. En los modelos cosmológicos del Big Bang , durante los primeros períodos, el universo estaba lleno de una niebla opaca de plasma denso y caliente de partículas subatómicas . A medida que el universo se expandió, este plasma se enfrió hasta el punto en que los protones y electrones se combinaron para formar átomos neutros, principalmente de hidrógeno. A diferencia del plasma, estos átomos no podían dispersar la radiación térmica mediante la dispersión de Thomson , por lo que el universo se volvió transparente. [4] Conocida como la época de la recombinación , este evento de desacoplamiento liberó fotones para viajar libremente a través del espacio, a veces denominado radiación reliquia . [1] Sin embargo, los fotones se han vuelto menos energéticos debido al corrimiento al rojo cosmológico asociado con la expansión del universo . La superficie de la última dispersión se refiere a una capa a la distancia correcta en el espacio, por lo que ahora se reciben los fotones que se emitieron originalmente en el momento del desacoplamiento. [5]
El CMB no es completamente liso y uniforme, y muestra una anisotropía débil que puede ser mapeada por detectores sensibles. Se han utilizado experimentos terrestres y espaciales como COBE , Planck y WMAP para medir estas heterogeneidades de temperatura. La estructura de anisotropía está determinada por diversas interacciones de materia y fotones hasta el punto de desacoplamiento, lo que da como resultado un patrón grumoso característico que varía con la escala angular. La distribución de la anisotropía en el cielo tiene componentes de frecuencia que pueden representarse mediante un espectro de potencia que muestra una secuencia de picos y valles. Los valores máximos de este espectro contienen información importante sobre las propiedades físicas del universo primitivo: el primer pico determina la curvatura general del universo , mientras que el segundo y el tercer pico detallan la densidad de la materia normal y la llamada materia oscura , respectivamente. Extraer detalles finos de los datos del CMB puede resultar un desafío, ya que la emisión ha sufrido modificaciones debido a características del primer plano, como los cúmulos de galaxias .
Características
Gráfico del espectro de fondo cósmico de microondas alrededor de su pico en el rango de frecuencia de microondas . [6] Medido por el instrumento FIRAS en el COBE . [7] [8] Las barras de error son demasiado pequeñas para verse incluso en una imagen ampliada, por lo que no se pueden distinguir de otro espectro de cuerpo negro de 2,725 K.
La radiación cósmica de fondo de microondas es una emisión de energía térmica uniforme de un cuerpo negro procedente de todas direcciones. La intensidad del CMB se expresa en kelvin (K), la unidad SI de temperatura. El CMB tiene un espectro térmico de cuerpo negro a una temperatura de2,725 48 ± 0,000 57 K . [9] Las variaciones de intensidad se expresan como variaciones de temperatura. La temperatura del cuerpo negro caracteriza de forma única la intensidad de la radiación en todas las longitudes de onda; una temperatura de brillo medida en cualquier longitud de onda se puede convertir en una temperatura de cuerpo negro. [10]
La radiación es notablemente uniforme en todo el cielo, muy diferente a la estructura casi puntual de las estrellas o grupos de estrellas en las galaxias. [11] La radiación es isotrópica en aproximadamente una parte en 100.000: las variaciones cuadráticas medias son solo 18 μK, [12] después de restar una anisotropía dipolar del desplazamiento Doppler de la radiación de fondo. Esto último es causado por la velocidad peculiar del Sol en relación con el sistema de reposo cósmico comovil mientras se mueve a 369,82 ± 0,11 km/s hacia la constelación del Cráter cerca de su límite con la constelación de Leo [13] El dipolo CMB y la aberración en los multipolos superiores han sido medidos, consistentes con el movimiento galáctico. [14]
A pesar del muy pequeño grado de anisotropía en el CMB, muchos aspectos se pueden medir con alta precisión y tales mediciones son críticas para las teorías cosmológicas. [11]
Además de la anisotropía de la temperatura, el CMB debería tener una variación angular en la polarización . La polarización en cada dirección del cielo tiene una orientación descrita en términos de polarización en modo E y modo B. La señal del modo E es un factor 10 menos fuerte que la anisotropía de temperatura; complementa los datos de temperatura a medida que están correlacionados. La señal del modo B es aún más débil pero puede contener datos cosmológicos adicionales. [11]
La anisotropía está relacionada con el origen físico de la polarización. La excitación de un electrón por luz polarizada lineal genera luz polarizada a 90 grados de la dirección incidente. Si la radiación entrante es isotrópica, diferentes direcciones entrantes crean polarizaciones que se cancelan. Si la radiación entrante tiene anisotropía cuadrupolo, se verá polarización residual. [15]
Además de la temperatura y la anisotropía de polarización, se espera que el espectro de frecuencias del CMB presente pequeñas desviaciones de la ley del cuerpo negro conocidas como distorsiones espectrales . Estos también son el foco de un esfuerzo de investigación activo con la esperanza de una primera medición en las próximas décadas, ya que contienen una gran cantidad de información sobre el universo primordial y la formación de estructuras en tiempos tardíos. [dieciséis]
El CMB contiene la gran mayoría de fotones del universo en un factor de 400 a 1. [17] : 5 La densidad de energía del CMB es 0,260 eV/cm 3 (4,17 × 10 −14 J/m 3 ), aproximadamente 411 fotones/cm 3 . [18]
Historia
Primeras especulaciones
En 1931, Georges Lemaître especuló que los restos del universo primitivo podrían ser observables como radiación, pero su candidato eran los rayos cósmicos . [19] : 140 Richard C. Tolman demostró en 1934 que la expansión del universo enfriaría la radiación del cuerpo negro manteniendo al mismo tiempo un espectro térmico. El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman , en una corrección [20] que prepararon para un artículo del asesor de doctorado de Alpher, George Gamow . [21] Alpher y Herman pudieron estimar que la temperatura del fondo cósmico de microondas era de 5 K. [22]
Descubrimiento
La antena Holmdel Horn en la que Penzias y Wilson descubrieron el fondo cósmico de microondas. [23]
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. [24] 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. [25] 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 pretendían utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicaciones por satélite. La antena fue construida en 1959 para apoyar el Proyecto Eco , los satélites de comunicaciones pasivas de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, que utilizaban grandes globos de plástico aluminizados en órbita terrestre como reflectores para rebotar señales de radio de un punto de la Tierra a otro. [23] El 20 de mayo de 1964 hicieron su primera medición mostrando claramente la presencia del fondo de microondas, [26] y su instrumento tenía un exceso de temperatura de antena de 4,2 K que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo: "Muchachos, nos han pillado". [2] [27] [19] : 140 Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía efectivamente al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física en 1978 por su descubrimiento. [28]
origen cósmico
La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido a finales de los años sesenta. Las explicaciones alternativas incluían energía procedente del interior del sistema solar, de galaxias, de plasma intergaláctico y de múltiples fuentes de radio extragalácticas. Dos requisitos demostrarían que la radiación de microondas era verdaderamente "cósmica". Primero, era necesario demostrar que la intensidad frente a la frecuencia o el espectro coincidían con una fuente térmica o de cuerpo negro. Esto se logró en 1968 en una serie de mediciones de la temperatura de la radiación en longitudes de onda superiores e inferiores. En segundo lugar, se debe demostrar que la radiación necesaria es isotrópica, la misma desde todas las direcciones. Esto también se logró en 1970, demostrando que esta radiación era verdaderamente de origen cósmico. [29]
Progreso en teoría
En la década de 1970, numerosos estudios teóricos demostraron que pequeñas desviaciones de la isotropía en el CMB podrían ser el resultado de eventos en el universo temprano. [29] : 8.5.1
Harrison, [30] Peebles y Yu, [31] y Zel'dovich [32] se dieron cuenta de que el universo primitivo requeriría faltas de homogeneidad cuántica que darían como resultado una anisotropía de temperatura al nivel de 10 −4 o 10 −5 . [29] : 8.5.3.2 Rashid Sunyaev calculó la huella observable que estas faltas de homogeneidad tendrían en el fondo cósmico de microondas. [33]
COBE
Después de una pausa en la década de 1970 causada en parte por las muchas dificultades experimentales para medir el CMB con alta precisión, durante la década de 1980
se establecieron límites cada vez más estrictos a la anisotropía del fondo cósmico de microondas mediante experimentos terrestres. RELIKT-1 , un experimento soviético de anisotropía de fondo cósmico de microondas a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983), proporcionó los primeros límites superiores de la anisotropía a gran escala. [29] : 8.5.3.2
El otro acontecimiento clave de la década de 1980 fue la propuesta de Alan Guth de inflación cósmica . Esta teoría de la rápida expansión espacial dio una explicación para la isotropía a gran escala al permitir una conexión causal justo antes de la época de la última dispersión. [29] : 8.5.4 Con esta teoría y otras similares, la predicción detallada fomentó experimentos más grandes y ambiciosos.
El satélite Cosmic Background Explorer ( COBE ) de la NASA que orbitó la Tierra entre 1989 y 1996 detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro Diferencial de Microondas, publicando sus hallazgos en 1992. [34] [35] El equipo recibió el Premio Nobel de Física de 2006 por este descubrimiento.
Cosmología de precisión
Inspirándose en los resultados del COBE, una serie de experimentos terrestres y con globos midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas sobre el [ cuál? ] dos decadas. La sensibilidad de los nuevos experimentos mejoró drásticamente, con una reducción del ruido interno de tres órdenes de magnitud. [6] El objetivo principal de estos experimentos era 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. [36] El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento MAT/TOCO [37] y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG [38] y MAXIMA . [39] Estas mediciones demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . [40] Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente importante de la formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de estructuras. [41]
Observaciones después del COBE
Comparación de resultados del CMB de COBE , WMAP y Planck (21 de marzo de 2013)
Inspirándose en los resultados iniciales del COBE de un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y en globos cuantificaron las anisotropías del CMB en escalas angulares más pequeñas durante la siguiente década. El objetivo principal de estos experimentos era 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 cada vez mayor y en el año 2000, el experimento BOOMERanG informó que las mayores fluctuaciones de potencia se producen 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 siguientes tres años, incluido el Very Small Array , el interferómetro de escala angular de grados (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI realizó la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con evidencia convincente de que está desfasado con el espectro en modo T.
Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson
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 simétricos, de escaneo rápido y multimodulado, de conmutación rápida en cinco frecuencias para minimizar el ruido de las señales no celestes. [42] Los datos de la misión se publicaron en cinco entregas, siendo la última el resumen de nueve años. Los resultados son modelos Lambda CDM ampliamente consistentes, basados en 6 parámetros libres y que se ajustan a la cosmología del Big Bang con inflación cósmica . [43]
En 2001, el equipo DASI anunció las mediciones más detalladas de la temperatura o espectro de potencia del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos resultados contenían la primera detección del segundo y tercer pico acústico en el CMB, que eran evidencia importante para la teoría de la inflación . Este anuncio se realizó en conjunto con el experimento BOOMERanG y MAXIMA . [44] En 2002, el equipo informó de la primera detección de anisotropías de polarización en el CMB. [45]
Una tercera misión espacial, la Planck Surveyor de la ESA (Agencia Espacial Europea) , se lanzó en mayo de 2009 y realizó una investigación aún más detallada hasta que se cerró en octubre de 2013. Planck empleó radiómetros HEMT y tecnología de bolómetro y midió el CMB a una escala más pequeña que WMAP. Sus detectores se probaron en el telescopio Antártico Viper como experimento ACBAR ( Arc Minute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a pequeñas escalas angulares 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 Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) del fondo cósmico de microondas. [48] [49] El mapa sugiere que el universo es un poco más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, sutiles fluctuaciones de temperatura quedaron impresas 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 nomillonésima (10-30 ) de segundo. Aparentemente, estas ondas dieron origen 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 . [50]
Telescopio del Polo Sur
El Telescopio del Polo Sur (SPT) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott , Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo de diseño particular de medir la emisión tenue y difusa del fondo cósmico de microondas (CMB). [51] Los resultados clave incluyen un estudio amplio y profundo para descubrir cientos de cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , un estudio sensible del espectro de potencia CMB de 5 minutos de arco y la primera detección de CMB polarizado en modo B.
El equipo de despliegue original del Telescopio del Polo Sur frente al telescopio (principios de 2007).
En el modelo del Big Bang para la formación del universo , la cosmología inflacionaria predice que después de unos 10 −37 segundos [54] el universo naciente experimentó un crecimiento exponencial que suavizó casi todas las irregularidades. Las irregularidades restantes fueron causadas por fluctuaciones cuánticas en el campo inflacionario que provocaron el evento inflacionario. [55] Mucho antes de la formación de estrellas y planetas, el universo primitivo era más pequeño, mucho más caliente y, a partir de 10 −6 segundos después del Big Bang, estaba lleno de un brillo uniforme proveniente de su niebla candente de plasma interactuante de fotones y electrones. , y bariones .
A medida que el universo se expandió , 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 rondaba los 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379.000 años. [56] 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. [57]
La temperatura de color del conjunto de fotones desacoplados ha seguido disminuyendo desde entonces; ahora hasta2,7260 ± 0,0013 K , [9] seguirá disminuyendo a medida que el universo se expanda. La intensidad de la radiación corresponde a la radiación de un cuerpo negro a 2,726 K, porque la radiación de un cuerpo negro desplazada hacia el rojo es igual que la radiación de un 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 última dispersión . Esto representa el conjunto de ubicaciones en el espacio en las que se estima que ocurrió el evento de desacoplamiento [58] y en un momento tal que los fotones de esa distancia acaban de llegar a los observadores. La mayor parte de la energía de radiación del universo se encuentra en el fondo cósmico de microondas, [59] y constituye una fracción de aproximadamente6 × 10 −5 de la densidad total del universo. [60]
Dos de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción del espectro casi perfecto del cuerpo negro 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. [61]
Predicciones basadas en el modelo del Big Bang
A finales de la década de 1940, Alpher y Herman razonaron que si hubiera habido un Big Bang, la expansión del universo habría extendido la radiación de alta energía del universo primitivo hasta la región de microondas del espectro electromagnético , y hasta una temperatura de aproximadamente 5 K. Se equivocaron un poco en su estimación, pero tenían la idea correcta. Predijeron el CMB. Penzias y Wilson tardaron otros 15 años en descubrir que el fondo de microondas realmente estaba allí. [62]
Según la cosmología estándar, el CMB ofrece una instantánea del caliente universo temprano en el momento en que la temperatura bajó lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formaran átomos de hidrógeno . Este evento hizo que el universo fuera casi transparente a la radiación porque la luz ya no era dispersada por los electrones libres. Cuando esto ocurrió unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 3.000 K. Esto corresponde a una energía ambiental de aproximadamente0,26 eV , que es mucho menor que el13,6 eV energía de ionización del hidrógeno. [63] Esta época se conoce generalmente como el "tiempo de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento . [64]
Desde el desacoplamiento, la temperatura de color de la radiación de fondo ha disminuido en un factor promedio de 1.089 [42] debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones CMB se desplazan al rojo , lo que hace que su energía disminuya. La temperatura de color de esta radiación es 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 de color T r del CMB en función del corrimiento al rojo, z , es proporcional a la temperatura de color del CMB tal como se observa en la actualidad (2,725 K o 0,2348 meV): [65]
El espectro de potencia de la anisotropía de la temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas en términos de escala angular (o momento multipolar ). Los datos mostrados provienen de los instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004). También se muestra un modelo teórico (línea continua).
La anisotropía , o dependencia direccional, del fondo cósmico de microondas se divide en dos tipos: anisotropía primaria, debida a efectos que se producen en la superficie de la última dispersión y antes; y anisotropía secundaria, debido a efectos tales como interacciones de la radiación de fondo con gas caliente intermedio o potenciales gravitacionales, que ocurren entre la última superficie de dispersión y el observador.
La estructura de las anisotropías del fondo cósmico de microondas está determinada principalmente por dos efectos: oscilaciones acústicas y amortiguación por difusión (también llamada amortiguación sin colisiones o amortiguación de seda ). Las oscilaciones acústicas surgen debido a un conflicto entre el plasma fotónico y bariónico en el universo primitivo. La presión de los fotones tiende a borrar las anisotropías, mientras que la atracción gravitacional de los bariones, que se mueven 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 entre los picos impares y los pares) determina la densidad bariónica reducida. [68] El tercer pico se puede utilizar para obtener información sobre la densidad de la materia oscura. [69]
La ubicación de los picos brinda información importante sobre la naturaleza de las perturbaciones de la densidad primordial. Hay dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad llamadas adiabáticas e isocurvaturas . Una perturbación de densidad general es una mezcla de ambas, 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 fraccionaria de cada tipo de partícula (bariones, fotones , etc.) es la misma. Es decir, si en un lugar hay una densidad numérica de bariones un 1% mayor que el promedio, entonces en ese lugar hay una densidad numérica de fotones un 1% mayor (y una densidad numérica de neutrinos un 1% mayor) 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 bariones que el promedio, un 1% más de energía en fotones que el promedio y un 2% menos de energía en neutrinos que el promedio, sería una perturbación de isocurvatura pura. Las cuerdas cósmicas hipotéticas producirían principalmente 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 proporción 1: 3: 5: ..., mientras que las perturbaciones de densidad adiabática producen picos cuyas ubicaciones están en la proporción 1: 2: 3 : ... [70] Las observaciones son consistentes con que las perturbaciones de la densidad primordial son completamente adiabáticas, lo que proporciona un apoyo clave para la inflación y descarta muchos modelos de formación de estructuras que involucran, por ejemplo, cuerdas cósmicas.
La amortiguación sin colisiones es causada por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como fluido comienza a descomponerse:
el camino libre medio cada vez mayor 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), lo que hace que el camino libre medio aumente rápidamente durante el desacoplamiento, incluso cuando todavía se produce algo de dispersión Compton.
Estos efectos contribuyen aproximadamente por igual a la supresión de anisotropías a pequeñas escalas y dan lugar a la característica cola de amortiguación exponencial que se observa en las anisotropías de escala angular muy pequeña.
La profundidad del LSS se refiere a que el desacoplamiento de 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 llevó este proceso utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de modo que, denotando el PVF por P ( t ), la probabilidad de que un fotón CMB se disperse por última vez entre el tiempo t y t + dt esté dada por P ( t ) dt .
El máximo del PVF (el momento en el que es más probable que un fotón CMB determinado se disperse por última vez) se conoce con bastante precisión. Los resultados del WMAP del primer año sitúan el tiempo en el que P ( t ) tiene un máximo en 372.000 años. [71] Esto a menudo se toma como el "momento" en el que se formó el CMB. Sin embargo, para calcular cuánto tiempo tardaron los fotones y los bariones en desacoplarse, necesitamos una medida del ancho del PVF. El equipo de WMAP descubre que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho total a la mitad del máximo", o FWHM) en un intervalo de 115.000 años. Según esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar a lo largo de aproximadamente 115.000 años, y cuando se completó, el universo tenía aproximadamente 487.000 años. [ cita necesaria ]
Anisotropía tardía
Desde que surgió 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 quedaron 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 actuales parecen indicar que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico (IGM) está formado por 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 son dispersados por 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 libres tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo como para que no afecten de manera mensurable al CMB. Sin embargo, si el IGM se ionizó en tiempos muy tempranos, 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 electrones libres dispersan los fotones ( dispersión de Thomson ) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Esta polarización de gran ángulo se correlaciona con la perturbación de temperatura de gran ángulo.
Ambos efectos han sido observados por la nave espacial WMAP, lo que proporciona evidencia de que el universo fue ionizado en tiempos muy tempranos, con un corrimiento al rojo de más de 17. [ se necesita aclaración ] 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 llegaron al final de sus vidas, o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de agujeros negros masivos.
Los cosmólogos se refieren con humor al período posterior a la emisión del fondo cósmico de microondas, y antes de la observación de las primeras estrellas, como la Edad Oscura , y es un período que está siendo objeto de intenso estudio por parte de 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-Zeldovich , donde una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de su energía al CMB. fotones y el efecto Sachs-Wolfe , que hace que los fotones del fondo cósmico de microondas se desplacen gravitacionalmente hacia el rojo o hacia el azul debido a los cambios en los campos gravitacionales.
Teorías alternativas
La cosmología estándar que incluye el Big Bang "goza de considerable popularidad entre los cosmólogos practicantes" [72] : 211
Sin embargo, existen desafíos al marco estándar del Big Bang para explicar los datos del CMB. En particular, la cosmología estándar requiere un ajuste fino de algunos parámetros libres, con diferentes valores respaldados por diferentes datos experimentales. [72] : 245
Como ejemplo de la cuestión del ajuste fino, la cosmología estándar no puede predecir la temperatura actual de la radiación reliquia . [72] : 229 Este valor de es uno de los mejores resultados de la cosmología experimental y el modelo de estado estacionario puede predecirlo. [62]
Sin embargo, los modelos alternativos tienen su propio conjunto de problemas y sólo han dado explicaciones post facto de las observaciones existentes. [72] : 239 Sin embargo, estas alternativas han jugado un papel histórico importante al proporcionar ideas y desafíos a la explicación estándar. [17]
Polarización
Impresión artística del efecto de lentes gravitacionales de estructuras cósmicas masivas.
El fondo cósmico de microondas está polarizado al nivel de unos pocos microkelvin. Hay dos tipos de polarización, llamados modo E (o modo gradiente) y modo B (o modo curl). [73] Esto es una analogía con la electrostática , en la que el campo eléctrico ( campo E ) tiene una curvatura evanescente y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia evanescente .
Se espera que los modos B sean un orden de magnitud más débiles que los modos E. Las primeras no son producidas por perturbaciones de tipo escalar estándar, sino que son generadas por ondas gravitacionales durante la inflación cósmica poco después del Big Bang. [76] [77] [78]
Sin embargo, las lentes gravitacionales de los modos E más fuertes también pueden producir polarización en modo B. [79] [80] La detección de la señal del modo B original requiere un análisis de la contaminación causada por la lente de la señal del modo E relativamente fuerte. [81]
Ondas gravitacionales primordiales
Los modelos de inflación cósmica de "rollo lento" durante el universo temprano predicen ondas gravitacionales primordiales que impactarían la polarización del fondo cósmico de microondas, creando un patrón específico de polarización en modo B. La detección de este patrón respaldaría la teoría de la inflación y su fortaleza puede confirmar y excluir diferentes modelos de inflación. [77] [82]
Las afirmaciones de que este patrón característico de polarización en modo B había sido medido por el instrumento BICEP2 [83] se atribuyeron más tarde al polvo cósmico debido a nuevos resultados del experimento Planck . [84] [82] : 253
lentes gravitacionales
El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel . [85] En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR publicó una medición de la polarización del modo B a 150 GHz . [86] En comparación con BICEP2, POLARBEAR se centra en una porción más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización en modo B medida por POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debido al polvo) con un nivel de confianza del 97,2%. [87]
Análisis multipolar
Ejemplo de espectro de potencia multipolar. Los datos WMAP se representan como puntos, las curvas corresponden al modelo LCDM de mejor ajuste [88]
Las anisotropías angulares del CMB generalmente se presentan en términos de potencia por multipolo. [89]
El mapa angular de temperatura en el cielo se escribe como coeficientes de armónicos esféricos ,
El término monopolo, ℓ = 0 , es la temperatura media isotrópica constante del CMB, T γ =2,7255 ± 0,0006 K [89] con una confianza de una desviación estándar. Este término debe medirse con dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS delsatélite COBE . [89] : 499
Anisotropía dipolo CMBR ( ℓ = 1)
El dipolo CMB representa la anisotropía más grande, que se encuentra en el primer armónico esférico ( ℓ = 1 ), una función coseno. La amplitud del dipolo CMB es alrededor3,3621 ± 0,0010 mK . [89] El momento dipolar del CMB se interpreta como el movimiento peculiar de la Tierra en relación con 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 dipolar. La modulación de este plazo es de 1 año, [89] [90] lo que se ajusta a la observación realizada por COBE FIRAS. [90] [91] El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.
A partir de los datos del CMB, se ve que el Sol parece moverse a369,82 ± 0,11 km/s con respecto al sistema de referencia del CMB (también llamado sistema de reposo del CMB, o sistema de referencia en el que no hay movimiento a través del CMB). El Grupo Local , el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, parece moverse a una velocidad620 ± 15 km/s en la dirección de la longitud galáctica ℓ =271,9° ± 2° , segundo =30° ± 3° . [89] El dipolo se utiliza ahora para calibrar estudios cartográficos.
Multipolar ( ℓ ≥ 2)
La variación de temperatura en los mapas de temperatura del CMB en multipolos superiores, o ℓ ≥ 2 , se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo temprano, antes de la época de recombinación con un corrimiento al rojo de alrededor de z ⋍ 1100 . Antes de la recombinación, el Universo estaba formado por un plasma denso y caliente de electrones y bariones. En un ambiente tan cálido y denso, 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 a los fotones mediante el efecto de la dispersión de Thompson. Estos fenómenos provocaron que la presión y los efectos gravitacionales actuaran uno contra el otro y provocaron fluctuaciones en el plasma de fotones-bariones. Poco después de la época de recombinación, la rápida expansión del universo hizo que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones se "congelan" en los mapas CMB que observamos hoy. [89]
Desafíos del 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 a escala fina del fondo cósmico de microondas. La estructura de escala fina se superpone a los datos CMBR sin procesar, pero es demasiado pequeña para verse en la escala de los datos sin procesar. El más destacado 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, parámetros cosmológicos es un problema complicado y computacionalmente difícil.
En la práctica es difícil tener en cuenta los efectos del ruido y las fuentes del primer plano. En particular, estos primeros planos están dominados por emisiones galácticas como Bremsstrahlung , sincrotrón y polvo que 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 galaxias y cúmulos representan otra fuente de primer plano que debe eliminarse para no distorsionar la estructura de corta escala del espectro de energía del CMB.
Se pueden obtener restricciones sobre muchos parámetros cosmológicos a partir de sus efectos en el espectro de potencia, y los resultados a menudo se calculan utilizando técnicas de muestreo Monte Carlo de cadena de Markov .
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 muy gran escala, alineamientos anómalos y distribuciones no gaussianas. [92] [93] [94] La más antigua de ellas es la controversia multipolar del bajo ℓ . 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 cuadrupolo y octupolo ( ℓ = 3 ) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y tanto con el plano de la eclíptica como con los equinoccios . [95] [96] [97] Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de una nueva física en las mayores escalas observables; otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos. [98] [99] [100]
En última instancia, debido a los primeros planos y al 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. [101] [42] [102] Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación de primer plano por sincrotrón , polvo y emisión de Bremsstrahlung , y por 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. [103] Tener en cuenta cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa del cielo completo reduce aún más la importancia de la alineación en ~5%. [104] [105] [106] [107]
Observaciones recientes con el telescopio Planck , que es mucho más sensible que WMAP y tiene una resolución angular mayor, registran la misma anomalía, por lo que aparece un error instrumental (pero no una contaminación de primer plano). para ser descartado. [108] 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". [109]
Las mediciones de la densidad de los cuásares basadas en datos del Wide-field Infrarrojo Survey Explorer encuentran un dipolo significativamente diferente del extraído de la anisotropía CMB. [110] Esta diferencia está en conflicto con el principio cosmológico . [111]
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 al rojo hasta que ya no sea detectable, [112] 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 los agujeros negros y la desintegración del positronio . [113]
Cronología de predicción, descubrimiento e interpretación.
Predicciones de temperatura térmica (sin fondo de microondas)
1896: Charles Édouard Guillaume estima que la "radiación de las estrellas" es de 5 a 6 K. [62] [114]
1926 – Sir Arthur Eddington estima la radiación no térmica de la luz estelar en la galaxia "... mediante la fórmula E = σT 4 la temperatura efectiva correspondiente a esta densidad es 3,18° absolutos... cuerpo negro". [62] [115]
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. [62]
1931 – El término microondas se utiliza por primera vez en forma impresa: "Cuando se dieron a conocer pruebas con longitudes de onda tan bajas como 18 cm, hubo una sorpresa manifiesta+ de que el problema de las microondas se hubiera resuelto tan pronto". Revista de telégrafos y teléfonos XVII. 179/1
1934 – Richard Tolman demuestra que la radiación del cuerpo negro en un universo en expansión se enfría pero permanece térmica.
1946 – Robert Dicke predice "... radiación de la materia cósmica" a <20 K, pero no se refiere a la radiación de fondo. [116]
1946 – George Gamow calcula una temperatura de 50 K (suponiendo un universo de 3 mil millones de años), [117] comentando que "... está razonablemente de acuerdo con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo. [118]
1953 – Erwin Finlay-Freundlich, en apoyo de su teoría de la luz cansada , calcula una temperatura del cuerpo negro para el espacio intergaláctico de 2,3 K y, al año siguiente, valores de 1,9 K y 6,0 K. [119]
Predicciones y mediciones de la radiación de fondo de microondas.
1941 – Andrew McKellar detectó una temperatura "rotacional" de 2,3 K para el medio interestelar comparando la población de líneas dobletes CN medidas por WS Adams en una estrella B. [120] [121]
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 inferirla. [122]
1953 – George Gamow estima 7 K basándose en un modelo que no se basa en un parámetro libre [116] [123] : 2181
1955 – Émile Le Roux del Radio Observatorio de Nançay , en un estudio del cielo a λ = 33 cm, informó inicialmente una radiación de fondo casi isotrópica de 3 kelvin, más o menos 2; no reconoció el significado cosmológico [116] : 343 [29] : 8.3.1 y luego revisó las barras de error a 20K. [124] [10]
1957 – Tigran Shmaonov informa que "la temperatura efectiva absoluta del fondo de radioemisión... es 4±3 K". [125] con la intensidad de la radiación fue independiente del tiempo o la dirección de observación. Aunque Shamonov no lo reconoció en ese momento, ahora está claro que Shmaonov observó el fondo cósmico de microondas a una longitud de onda de 3,2 cm [126].
1964 – AG Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publican un breve artículo que sugiere búsquedas con microondas de la radiación de cuerpo negro predicha por Gamow, Alpher y Herman, donde califican el fenómeno de radiación CMB como detectable. [127]
1968 – Martin Rees y Dennis Sciama predicen teóricamente las amplitudes de fluctuación del fondo de microondas creadas por fotones que atraviesan pozos de potencial dependientes del tiempo.
1983 – Se lanzó el experimento soviético de anisotropía del CMB RELIKT-1 .
1990 – FIRAS en el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mide la forma del cuerpo negro del espectro CMB con exquisita precisión y muestra que el fondo de microondas tiene un espectro de cuerpo negro casi perfecto con T = 2,73 K y, por lo tanto, limita fuertemente la densidad. del medio intergaláctico .
Enero de 1992 – Los científicos que analizaron los datos del RELIKT-1 informan del descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas en el seminario astrofísico de Moscú. [128]
1992 – Los científicos que analizaron datos de COBE DMR informan del descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas. [129]
1999 – Primeras mediciones de oscilaciones acústicas en el espectro de potencia angular de anisotropía CMB de los experimentos MAT/TOCO , BOOMERANG y Maxima. El experimento BOOMERanG crea mapas de mayor calidad con resolución intermedia y confirma que el universo es "plano".
2002 – Polarización descubierta por DASI . [130]
2003 – Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI. [131] El CBI y el Very Small Array producen mapas de calidad aún mayor y alta resolución (que cubren pequeñas áreas del cielo).
2003 – La sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe produce un mapa de calidad aún mayor con 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 . [132]
2005 – Ralph A. Alpher recibe la Medalla Nacional de Ciencias por su trabajo innovador 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 tan esperados resultados de tres años del WMAP , que confirman análisis anteriores, corrigen varios puntos e incluyen datos de polarización .
2006 – Dos de los investigadores principales del COBE, George Smoot y John Mather , recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo sobre 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 publica el primer mapa de todo el cielo elaborado por el telescopio Planck .
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, proporcionarían evidencia experimental clara para la teoría de la inflación . [133] [134] [135] [136] [137] [138] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de la inflación cósmica . [137] [139] [140]
2015 – El 30 de enero de 2015, el mismo equipo de astrónomos de BICEP2 retiró la afirmación realizada el año anterior. Basándose en los datos combinados de BICEP2 y Planck, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse exclusivamente al polvo de la Vía Láctea. [141]
En Wheelers , una novela (2000) de Ian Stewart y Jack Cohen , CMBR se explica como las transmisiones cifradas de una civilización antigua. Esto permite que los "dirigibles" jovianos tengan una sociedad más antigua que la edad del universo observada actualmente. [ cita necesaria ]
En El problema de los tres cuerpos , una novela de 2008 de Liu Cixin , una sonda de una civilización extraterrestre compromete los instrumentos que monitorean el CMBR para engañar a un personaje haciéndole creer que la civilización tiene el poder de manipular el propio CMBR. [145]
En la edición de 2017 del billete de 20 francos suizos se enumeran varios objetos astronómicos con sus distancias: el CMB se menciona con 430 · 10 15 segundos luz . [146]
En la serie WandaVision de Marvel de 2021 , se descubre una misteriosa transmisión de televisión dentro del Fondo Cósmico de Microondas. [147]
Ver también
Eje del mal (cosmología) – Una anomalía en las observaciones astronómicas del Fondo Cósmico de Microondas
Teoría de la perturbación cosmológica : teoría mediante la cual se entiende la evolución de la estructura en el modelo del big bang.Pages displaying wikidata descriptions as a fallback
^ El Telescopio de laboratorio receptor (RLT), un instrumento de 80 cm (31 pulgadas), tiene una altura de 5.525 m (18.125 pies), pero no es permanente ya que está fijado al techo de un contenedor de envío móvil. [47] El Observatorio de Atacama de la Universidad de Tokio de 2009 es significativamente más alto que ambos.
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Otras lecturas
Balbi, Amedeo (2008). La música del big bang: el fondo cósmico de microondas y la nueva cosmología . Berlín: Springer. ISBN 978-3-540-78726-6.
Durrer, Ruth (2008). El fondo cósmico de microondas . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-84704-9.
Evans, Rhodri (2015). El fondo cósmico de microondas: cómo cambió nuestra comprensión del universo . Saltador. ISBN 978-3-319-09927-9.
enlaces externos
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Introducción al CMB para estudiantes Una introducción pedagógica paso a paso al análisis del espectro de potencia del fondo cósmico de microondas adecuada para aquellos con experiencia universitaria en física. Más en profundidad que los típicos sitios en línea. Menos densos que los textos de cosmología.
Tema CMBR en arxiv.org
Audio: Fraser Cain y Dra. Pamela Gay – Elenco de Astronomía. El Big Bang y el fondo cósmico de microondas - Octubre de 2006
Visualización de los datos del CMB de la misión Planck.
