Radiación reliquia ( lat. relictum - remanente), radiación de fondo cósmico de microondas - llenando uniformemente la radiación térmica del Universo que surgió en la era de la recombinación primaria de hidrógeno . Tiene un alto grado de isotropía y un espectro característico de un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de 2,72548 ± 0,00057 K [1] .
La existencia del CMB fue predicha teóricamente por Georgy Gamow en 1948 como parte de la teoría del Big Bang . Aunque ahora se han revisado muchos aspectos de la teoría original del Big Bang, los fundamentos que hicieron posible predecir la temperatura efectiva del CMB permanecen sin cambios. Su existencia fue confirmada experimentalmente en 1965 . Junto con el corrimiento al rojo cosmológico , el CMB es visto como una de las principales confirmaciones de la teoría del Big Bang.
El término radiación reliquia , que se usa generalmente en la literatura en idioma ruso, fue introducido por el astrofísico soviético I.S. Shklovsky [2] .
Según la teoría del Big Bang, el universo primitivo era un plasma caliente formado por electrones , bariones y fotones constantemente emitidos, absorbidos y reemitidos . Los fotones interactuaban constantemente con el resto de las partículas de plasma, chocando con ellas e intercambiando energía - en los primeros cientos de miles de años después del Big Bang, Thomson (a energías mucho menores que la masa del electrón) [3] y la dispersión de Compton (hacia delante y hacia atrás) hacia atrás, γ + e − ↔ γ + e − ), así como doble dispersión Compton ( γ + e − ↔ γ + γ + e − , eficaz a temperaturas superiores a 1 keV) y bremsstrahlung térmico (transiciones libres-libres de electrones en el campo de protones y otros núcleos, e − + p + ↔ e − + p + + γ , domina a temperaturas de 1 a 90 eV) [4] . Así, la radiación se encontraba en estado de equilibrio térmico con la materia, y su espectro correspondía al espectro de un cuerpo absolutamente negro [5] .
A medida que el Universo se expandió, el corrimiento al rojo cosmológico hizo que el plasma se enfriara y, en cierta etapa, los electrones ralentizados tuvieron la oportunidad de combinarse con protones ralentizados ( núcleos de hidrógeno ) y partículas alfa ( núcleos de helio ), formando átomos (este proceso es llamado recombinación ). Esto sucedió a una temperatura del plasma de unos 3000 K y una edad aproximada del Universo de 380.000 años [6] . Hay más espacio libre entre partículas, hay menos partículas cargadas, los fotones ya no se dispersan con tanta frecuencia y ahora pueden moverse libremente en el espacio, prácticamente sin interactuar con la materia. La radiación reliquia y la componen aquellos fotones que en ese momento eran emitidos por el plasma en la dirección de la futura ubicación de la Tierra. Estos fotones (debido a la recombinación ya en curso) escaparon a la dispersión y todavía llegan a la Tierra a través del espacio del Universo en expansión. La esfera observada correspondiente a un momento dado se denomina última superficie de dispersión [3] . Es el objeto más distante que se puede observar en el espectro electromagnético.
Como resultado de la mayor expansión del Universo, la temperatura efectiva de esta radiación ha disminuido casi hasta el cero absoluto y ahora es de solo 2,725 K.
En 1941, mientras estudiaba la absorción de luz de la estrella ξ Ophiuchus por moléculas CN en el medio interestelar , Andrew McKellar notó [7] [8] que las líneas de absorción se observan no solo para el estado de rotación fundamental de esta molécula, sino también para la excitada, y la relación de las intensidades de línea corresponde a una temperatura de CN ~2.3 K. En ese momento, este fenómeno no se explicaba [9] .
En 1948, Georgy Gamow , Ralph Alpher y Robert Herman predijeron el CMB , basándose en la primera teoría del Big Bang caliente que crearon. Además, Alfer y Herman pudieron establecer que la temperatura del CMB debería ser de 5 K, y Gamow dio una predicción de 3 K [10] . Aunque antes existían algunas estimaciones de la temperatura del espacio, tenían varios inconvenientes. En primer lugar, estas eran medidas de solo la temperatura efectiva del espacio, no se suponía que el espectro de radiación obedezca la ley de Planck . En segundo lugar, dependían de nuestra ubicación especial en el borde de la Vía Láctea y no asumieron que la radiación es isotrópica. Además, darían resultados completamente diferentes si la Tierra estuviera en otro lugar del universo.
En 1955, un radioastrónomo posgraduado Tigran Aramovich Shmaonov en el Observatorio de Pulkovo , bajo la dirección de los conocidos radioastrónomos soviéticos S. E. Khaikin y N. L. Kaidanovsky , midió la emisión de radio desde el espacio a una longitud de onda de 3,2 cm y descubrió experimentalmente la radiación de microondas de ruido. [11] . La conclusión de estas mediciones fue: "Resultó que el valor absoluto de la temperatura efectiva de la emisión de radio de fondo... es igual a 4 ± 3 K". Shmaonov notó la independencia de la intensidad de la radiación de la dirección en el cielo y del tiempo. Después de defender su disertación, publicó un artículo sobre esto en la revista no astronómica Instruments and Experimental Techniques [12] .
Los resultados de Gamow no fueron ampliamente discutidos. Sin embargo, fueron obtenidos nuevamente por Robert Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de la década de 1960.
En 1964, esto impulsó a David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , a desarrollar el radiómetro Dicke para mediciones de CMB.
En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson de Bell Telephone Laboratories en Holmdale ( Nueva Jersey ) construyeron un instrumento similar al radiómetro de Dicke, que pretendían utilizar no para búsquedas CMB, sino para experimentos en radioastronomía y comunicaciones por satélite. . Al calibrar la configuración, resultó que la antena tenía un exceso de temperatura de ruido de 3,5 K, que no pudieron explicar. Al recibir una llamada de Holmdale, Dicke comentó con humor: "¡Chicos, nos han asaltado!" ("¡Muchachos, nos han pillado!"). Después de una discusión conjunta, los grupos de Princeton y Holmdale concluyeron que esta temperatura de la antena fue causada por el CMB. En 1978, Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento .
En 1983, se llevó a cabo el primer experimento, RELIKT-1 , para medir la radiación cósmica de fondo de microondas de una nave espacial. En enero de 1992, basándose en el análisis de los datos del experimento RELICT-1, los científicos rusos anunciaron el descubrimiento de la anisotropía de la radiación relicta [13] . Un poco más tarde, los científicos estadounidenses también anunciaron el descubrimiento de las fluctuaciones basándose en los datos del experimento COBE [14] . En 2006, el Premio Nobel de Física fue otorgado a los líderes del grupo COBE, George Smoot y John Mather , por este descubrimiento , aunque los investigadores rusos publicaron sus resultados antes que los estadounidenses [15] [16] [17] [18] .
El espectrofotómetro de infrarrojo lejano FIRAS del satélite COBE de la NASA ha realizado la medición más precisa del espectro CMB hasta la fecha. Confirmaron su correspondencia con el espectro de radiación de un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de 2.725 K.
El mapa más detallado del fondo cósmico de microondas se construyó como resultado del trabajo de la nave espacial estadounidense WMAP .
El 14 de mayo de 2009 se lanzó el satélite Planck de la Agencia Espacial Europea [19] [20] . Se asumió que las observaciones continuarían por 15 meses con una posible extensión del vuelo por 1 año, y que el procesamiento de los resultados de este experimento nos permitiría verificar y refinar los datos obtenidos por WMAP.
El espectro de la radiación reliquia que llena el Universo corresponde al espectro de radiación de un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de 2.725 kelvin . Su máximo se produce a una frecuencia de 160,4 GHz ( radiación de microondas ), que corresponde a una longitud de onda de 1,9 mm (ver espectros de emisión en la figura de la derecha). Es isotrópico dentro del 0,01 %; la desviación estándar de la temperatura es de aproximadamente 18 µK. Este valor no tiene en cuenta la anisotropía del dipolo (la diferencia entre la región más fría y la más caliente es de 6,706 mK [21] ) causada por el desplazamiento Doppler de la frecuencia de radiación debido a nuestra propia velocidad en relación con el marco de referencia asociado con el CMB. El desplazamiento hacia el rojo del fondo cósmico de microondas supera ligeramente los 1000 [22] .
La densidad de energía de la radiación reliquia es de 0,25 eV/cm 3 [23] (4⋅10 −14 J/m 3 ) o 400-500 fotones/cm 3 [24] .
Ya en 1969, se descubrió que en la radiación de fondo cósmico de microondas se distinguía notablemente una componente dipolar: en la dirección de la constelación de Leo, la temperatura de esta radiación es un 0,1 % superior a la media, y en la dirección opuesta, en la dirección de la constelación de Leo. misma cantidad menor [25] . Este hecho se interpreta como consecuencia del efecto Doppler , que se produce cuando el Sol se desplaza con respecto al fondo de fondo a una velocidad de unos 370 km/s hacia la constelación de Leo. Dado que el Sol gira alrededor del centro de la Galaxia a una velocidad de ~220-230 km/s hacia la constelación Cygnus, y también se mueve en relación con el centro del Grupo Local de galaxias (un grupo de galaxias que incluye la Vía Láctea ) [26] , esto significa que el Grupo Local en su conjunto se está moviendo en relación con el CMB a una velocidad de aproximadamente (según datos modernos) km/s en la dirección del punto con coordenadas galácticas , [27] [28] ( este punto se encuentra en la constelación de Hidra [29] ).
Existen teorías alternativas que también pueden explicar el aislamiento del componente dipolar del CMB [30] .
La radiación reliquia está polarizada a un nivel de unos pocos µK . El modo E (componente de gradiente ) y el modo B ( componente rotatorio ) [31] se distinguen por analogía con la polarización de la radiación electromagnética . El modo E puede aparecer cuando la radiación pasa a través de un plasma no homogéneo debido a la dispersión de Thompson . El modo B, cuya amplitud máxima alcanza solo 0,1 μK , no puede surgir debido a la interacción con el plasma.
El modo B es un sello distintivo de la inflación del universo y está determinado por la densidad de las ondas gravitacionales primordiales . La observación del modo B es un desafío debido al nivel de ruido desconocido para este componente del CMB, y también debido al hecho de que el modo B está mezclado por lentes gravitacionales débiles con el modo E más fuerte [32] .
A partir de 2015, no hay confirmaciones observacionales del descubrimiento del modo B. El 17 de marzo de 2014, los científicos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciaron el descubrimiento de un modo B en r = 0,2 [33] [34] [35] [36] [37] . Sin embargo, un análisis posterior (publicado el 19 de septiembre de 2014), realizado por otro grupo de investigadores utilizando datos del observatorio Planck , mostró que el resultado puede atribuirse completamente al polvo galáctico [38] .
La anisotropía secundaria de la radiación cósmica de fondo de microondas surge durante la propagación de los fotones en su camino desde la superficie de la última dispersión hasta el observador, por ejemplo, la dispersión por un gas caliente o el paso a través del potencial gravitacional [39] .
Cuando los fotones CMB comenzaron a propagarse sin obstáculos, la materia ordinaria del universo se encontraba principalmente en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio. Sin embargo, las observaciones de las galaxias ahora muestran que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico está formado por material ionizado (ya que hay varias líneas de absorción asociadas con los átomos de hidrógeno). Esto significa que hubo un período de reionización , durante el cual una cierta cantidad de materia en el Universo se descompuso nuevamente en iones y electrones [40] .
Los fotones de la radiación de microondas se dispersan en cargas libres, como los electrones, que no están unidos en los átomos. En un universo ionizado, tales partículas cargadas fueron eliminadas de los átomos neutros por la radiación ultravioleta ionizante. Hoy en día, estas cargas libres tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo, como para que no afecten significativamente al CMB. Sin embargo, si el medio intergaláctico se ionizó en las primeras etapas de la expansión, cuando el universo era mucho más denso de lo que es ahora, esto debería tener dos consecuencias principales para el CMB:
Ambos efectos fueron observados por el telescopio espacial WMAP, lo que indica que el Universo se ionizó en etapas muy tempranas (con un corrimiento al rojo de más de 17). El origen de esta radiación ionizante temprana sigue siendo un tema de debate científico. Esta radiación posiblemente incluye la luz de las primeras estrellas, las supernovas , que resultaron de la evolución de estas estrellas, y la radiación ionizante de los discos de acreción de los agujeros negros masivos .
Otros dos efectos que surgieron en el período entre la reionización y nuestras observaciones de la radiación del fondo cósmico de microondas y que son la causa de las fluctuaciones: el efecto Sunyaev-Zeldovich , que consiste en que una nube de electrones de alta energía dispersa fotones del fondo cósmico de microondas y les transfiere parte de su energía, y el efecto Sachs-Wolff , que provoca un cambio en el espectro de fotones del fondo cósmico de microondas a la región roja o violeta del espectro debido a un cambio en el campo gravitatorio. Estos dos efectos están relacionados con la influencia de estructuras en el Universo tardío (el corrimiento al rojo es menor o del orden de 1). Por un lado, provocan el desenfoque del espectro CMB, ya que se superponen a la anisotropía primaria; por otro lado, permiten obtener información sobre la prevalencia de estructuras en el Universo tardío, así como seguir su desarrollo [39] .
Radiotelescopios en la Antártida :
El análisis de la radiación de fondo de microondas cósmica para obtener sus mapas, el espectro de potencia angular y, en última instancia, los parámetros cosmológicos, es una tarea compleja y computacionalmente difícil. Aunque el cálculo del espectro de potencia del mapa es fundamentalmente una simple transformada de Fourier que representa la descomposición del fondo en armónicos esféricos , en la práctica es difícil tener en cuenta los efectos del ruido .
Para el análisis de datos, se utilizan paquetes especializados:
Cada paquete utiliza su propio formato de almacenamiento de mapas CMB y sus propios métodos de procesamiento.
Durante la inflación cosmológica , en el primer seg. después del Big Bang, las fluctuaciones cuánticas causan falta de homogeneidad en la densidad de la materia en el Universo, que luego comienza a oscilar en forma de ondas acústicas estacionarias (debido a la rápida expansión del espacio) con la misma fase inicial. Durante la emisión de la radiación reliquia, las faltas de homogeneidad de la materia serán destacadas y suprimidas dependiendo de la fase actual de la onda. En la figura, el máximo de la radiación reliquia se formó debido a ondas acústicas que tenían una fase en el momento de la recombinación . Los máximos restantes surgieron como resultado de ondas con fases , , ... [43]
En la serie de ciencia ficción inacabada Stargate: Universe , la investigación del CMB es la misión principal de Destiny, una nave no tripulada de la raza de los Antiguos . Según la mitología de la serie, los Antiguos establecen que el fondo cósmico de microondas contiene una señal de estructura compleja y, posiblemente, es artificial. Sin embargo, habiendo comenzado el experimento hace millones de años, los Antiguos nunca lo completaron debido a su ascensión. Cuando comienza la serie, Destiny continúa su viaje automático a millones de años luz desde la Tierra hasta la supuesta fuente de la señal, esperando el regreso de sus creadores.
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