Radiació còsmica de fons: diferència entre les revisions

[[Fitxer:Baby Universe.jpg|thumb|right|250px|Mapa de la radiació còsmica de fons de [[microones]] obtinguda amb el satèl·lit [[WMAP]].]]

La '''radiació còsmica de fons''' (també anomenada '''''fons còsmic de microones''''' o '''''CMB''''', de l'[[anglès]] ''Cosmic microwave background'') és una [[radiació]] residual [[isotropia|isòtropa]] procedent del període del [[desacoblament]], quan l'[[Universunivers]] tenia només 400.000 anys. Es correspon amb una radiació de [[cos negre]] amb un pic a una [[temperatura]] de 2,725 [[kelvin|K]] i a una [[freqüència]] de 160,2 [[Gigahertz|GHz]] ([[longitud d'ona]] 1,9 [[mm]]), en el rang de les [[microones]].

La seva existència va ser predita pels [[cosmologia|cosmòlegs]] [[George Gamow]], [[Ralph Alpher]] i [[Robert Hermann]] el [[1948]], com una conseqüència del [[Big Bang|''big bang'']]. Gamow, Alpher i Hermann van calcular que tenia una temperatura d'uns 5 kelvin, però llavors la tecnologia de detecció de microones no estava gaire avançada i no hi va haver gairemassa interès per part dels astrònoms per a intentar detectar-la. No va ser fins al [[1965]] quan [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] van observar una radiació de fons de l'esmentada temperatura, descobriment que els va valer el [[Premi Nobel de Física]] el [[1978]]. Actualment, la majoria de cosmòlegs consideren la radiació còsmica de fons la millor evidència del [[Big Bang|''big bang'']].

A principis dels anys 90, el satèl·lit [[COBE]] de la [[NASA]] va aportar noves dades sobre la radiació còsmica de fons creant un mapa de microones de l'Universunivers primitiu. Actualment, el satèl·lit [[WMAP]], també de la NASA, continua la tasca del seu predecessor amb mesures molt més precises.

La radiació de fons de microones és [[isotropia | isòtropa]] fins a una part entre 10⁵: les variacions del [[valor eficaç]] són només 18 μK.<ref> Això ignora l'anisotropia del [[dipol elèctric]], que es deu a l'[[Efecte Doppler]] de la radiació de fons de microones causa de la nostra [[velocitat peculiar]] relativa a la estructra còsmica immòbil. Aquesta característica és consistent amb la Terra movent-se a uns 380000 [[Metre per segon |m/s]] cap a la constel·lació de [[Virgo (constel·lació) | Virgo]]. </ref> L'[[Espectrofotometria | espectrofotòmetre]] ''FIRAS'' (en {{en}} ''The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer'') en el satèl·lit [[COBE]] de la [[NASA]] ha mesurat acuradament l'espectre de la radiació de fons del microones. El FIRES compararcomparà el CMB amb un [[cos negre]] de referència i no es va poder veure cap diferència en els seus espectres. Qualsevol desviació del cos negre que pogués seguir estant sense detectar en l'espectre del CMB sobre el rang de longituds d'ona des de 0,5 a 5 mm hauria de tenir un valor d'unes 50 parts per milió del pic de brillantor del CMB.<ref > D. J. Fixsen'' i altres'', "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRES data set",''Astrophysical Journal'' 473, 576-587 (1996). </ref> Això va fer l'espectre del CMB: el cos negre mesurat de la manera més precisa en la naturalesanatura.

Aquesta radiació és una predicció del model del [[Big Bang|''big bang'']], ja que segons aquest model, l'Universunivers primigeni era un [[Plasma (estat de la matèria) | plasma]] compost principalment per [[electró | electrons]], [[fotó | fotons]] i [[barió | barions]] (protons i neutrons). Els fotons estaven constantment interaccionant amb el plasma mitjançant la [[dispersió Thomson]]. Els electrons no es podien unir als protons i altres nuclis atòmics per formar àtoms perquè l'energia mitjana del plasma era molt alta, de manera que els electrons interaccionaven constantment amb els fotons mitjançant el procés conegut com a [[Efecte Compton|''dispersió Compton'']]. A mesura que l'Universunivers es va anar [[Expansió de l'Univers | expandint]], el refredament adiabàtic (del qual el [[Desplaçamentdesplaçament cap al roig]] cosmològic és un símptoma actual) causat perquè el plasma es refredi fins que sigui possible que els [[electró | electrons]] es combinin amb [[protó | protons]] i formin àtoms d'[[hidrogen]]. Això va ocórrer quan aquesta va arribar als 30003.000 K, uns 380000380.000 anys després del Big''big Bangbang''. A partir d'aquest moment, els fotons van poder viatjar lliurement a través de l'espai sense col·lidir amb els electrons dispersos. Aquest fenomen és conegut com a Era''era de la recombinació i descomposició'', la radiació de fons de microones és precisament el resultat d'aquest període. En anar expandint-se l'univers, aquesta radiació també va ser disminuintdisminuir la seva temperatura, la qual cosa explica per què avui dia és només d'uns 2,7 K. La radiació de fons és el soroll que fa l'univers. Es diu que és el ressò que prové de l'inici de l'univers, és a dir, el ressò que va quedar de la gran explosió que va donar origen a l'univers.

Els fotons han continuat refredant-se des de llavors,; actualment, han caigut a 2,725 K i la seva temperatura continuarà caient segons s'expandeixi l'Universunivers. De la mateixa manera, la radiació del cel que mesurem ve d'una superfície esfèrica, anomenada ''superfície de l'última dispersió'', onen què els fotons que es van descompondre en la interacció amb matèria en l'Universunivers primigeni, fa 1370000000013.700.000.000 d'anys, estan observant actualment a la Terra. El Big''big Bangbang'' suggereix que el fons de radiació còsmic omple tot l'espai observable i que gran part de la radiació en l'Universunivers està en el CMB, que té una fracció d'aproximadament 5·10^-5 de la densitat total de l'Universunivers.<ref> La [[Llei de Planck | densitat d'energia d'un espectre de cos negre]] és <math>\pi^{2} k_{B}^{4}T^{4}/15(\hbar c)^{3}</math>, on ''T'' és la Temperatura, <math> k_B </math> és la constant de Boltzmann, <math> \hbar </math> és la constant de Planck i ''c'' és la velocitat de la llum. Això es pot relacionar amb la densitat crítica de l'Univers utilitzant els paràmetres del [[Model Lambda-CDM]]. </ref>

Dos dels grans èxits de la teoria del Big''big Bangbang'' són les seves prediccions d'aquest espectre de [[cos negre]] gairebé perfecte i la seva predicció detallada de les [[anisotropia|anisotropies]] s en el fons còsmic de microones. El recent [[WMAP]] ha mesurat precisament aquestes anisotropies sobre el cel per complet a escales angulars de 0,2 °.<ref>'' Astrophysical Journal Supplement'','''148''',(2003). En particular, G. Hinshaw ''i altres'' "Primer any d'observacions del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): l'espectre de potència angular", 135-159. </ref> Aquestes es poden utilitzar per a estimar els paràmetres del [[Model Lambda-CDM|model lambda-CDM]] estàndard del Big''big Bangbang''. Alguna informació, com la [[forma de l'Univers|forma de l'univers]], es pot obtenir directament del CMB, mentre d'altres, com la [[constant de Hubble]], no estan restringitsrestringides i han de ser inferitsinferides d'altres mesures.<ref> D. N. Spergel'' et al.'', "Primer any d'observacions del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): determinació de paràmetres cosmològics",'' Astrophysical Journal Supplement'''' '148'' ', 175-194 (2003). </ref>

Aquesta radiació va ser predita per [[George Gamow]], [[Ralph Alpher]] i [[Robert Hermann]] ael [[1948]]. És més, Alpher i Herman van poder estimar que la temperatura del fons de radiació de microones era 5 K, encara que dos anys després, la reestimaronreestimaren en 28 K.<ref> G. Gamow, "L'Origen dels Elements i la Separació de les Galàxies,"'' Physical Review'''' '74'' '(1948), 505. G. Gamow, "L'evolució de l'Univers",'' Nature'''' '162'' '(1948), 680. R. A. Alpher i R. Herman, "Sobre les Abundàncies Relatives dels Elements,"'' Physical Review'''' '74'' '(1948), 1577. </ref> TotHi havia diverses estimacions prèvies de la temperatura de l'espai (vegeu cronologia), però aquestes vanhavien patirpatit dos defectes. Primer, van ser mesurades de laen temperatura'' efectiva'' de l'espai i no suggereixen que l'espai va serfos emplenat amb un [[cos negre | espectre de Planck]] tèrmic. Segon, són dependents del nostre lloc especial en l'extrem de la [[Via Làctia]] i no suggereixen que la radiació éssigui isòtropa. A més, produiria prediccions molt diferents si la Terra estigués localitzada en qualsevol lloc de l'Universunivers.<ref> A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, "Història de la Temperatura de 2,7 K abans de Penzias i Wilson," (1995, [http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF PDF] | [http:// www.dfi.uem.br/~macedane/history_of_2.7k.html HTML]) però veure també N. Wright, "Eddington no va predir el CMB", [http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html]. </ref>

Els resultats dedel 1948 de Gamow i Alpher no van ser àmpliament discutits. No obstant això, van ser redescoberts per [[Robert Henry Dicke|Robert Dicke]] i [[Yakov Borisovich Zel'dovich|Yakov Zel'dovich]] a principis dels [[anys 1960]]. La primera apreciació de la radiació del CMB com un fenomen detectable va aparèixer en un breu article dels astrofísics soviètics [[A. G. Doroshkevich]] i [[Igor Dmitriyevich Novikov]], a la primavera dedel [[1964]].<ref> {{Cita web | autor = A. A. Penzias | títol = "The origin of Elements." | Obra = [[Premi Nobel de Física]] | url =http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/penzias-lecture.pdf | consulta = 13 d'Abril de 2007}} </ref> El 1964, [[David Todd Wilkinson]] i Peter Roll, i els col·legues de Dicke aen la [[universitat de Princeton]], van començar a construir un radiòmetre de Dicke per mesurar el fons de radiació de microones.<ref name="R"> R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave Frequencies",'' Rev Sci Instrum.'''' '17'' ', 268 (1946). Aquest disseny bàsic per a un radiòmetre s'ha utilitzat en més experiments posteriors del fons de radiació de microones. </ref> El 1965, [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson]], alsen els [[Laboratorislaboratoris Bell]] de Crawford Hill, prop de Holmdel Township (Nova Jersey), havien construït un radiòmetre Dicke que van intentar utilitzar per a radioastronomia i experiments de comunicacions per satèl·lit. El seu instrumental tenia un excés de [[temperatura de soroll]] de 3,5 K amb el que ellsqual no comptaven. Després de rebre una trucada telefònica de Crawford Hill, Dicke va dir la gràcia: "Nois, hem estat robats".<ref> A. A. Penzias i R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc /s,"'' Astrophysical Journal'''' '142'' '(1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll i D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation,"'' Astrophysical Journal'''' '142'' '(1965), 414. La història s'explica en P. J. E. Peebles,'' Principles of physical Cosmology'' (Princeton Univ Pr, Princeton 1993). </ref> Una trobada entre els grups de Princeton i Crawford Hill va determinar que la temperatura de l'antena va ser induïda a causa del fons de radiació de microones. Penzias i Wilson van rebre el [[premiPremi Nobel de Física]] dedel 1978 pel seu descobriment.

La interpretació de la radiació de fons de microones va ser un tema controvertit en els [[anys 1960]] entre els defensors de la [[teoria de l'estat estacionari]], argumentant que el fons de microones era el resultat de la llum dispersada dels estels, procedent de les galàxies distants. Utilitzant aquest model i basat en l'estudi de l'absorció reduïda de línies que caracteritza l'espectre de les estrelles, l'astrònom [[Andrew McKellar]] va escriure ael [[1941]]: "Es pot calcular que el [[rotacional de temperatura]] de l'espai interestel·lar és 2 K ".<ref> A. McKellar,'' Publ. Dominion Astrophys. Obs.'''' '7'' ', 251. </ref> No obstant això, durant els [[anys 1970]], el consens va ser que la radiació de fons de microones és un romanent del Big''big Bangbang''. Això va ser en gran part perquè les noves mesures en un rang de freqüències van demostrar que l'espectre era un tèrmic, [[cos negre]], un resultat que el model de l'estat estacionari no podia reproduir.

Harrison, Peebles i Yu, i d'altra banda Zel'dovich, es van adonar que l'Universunivers primigeni hauria de tenir inhomogeneidadesinhomogeneïtats en un nivell de 10 ^-4 o 10 ^-5.<ref> E. R. Harrison, "Fluctuacions en el llindar de la cosmologia clàssica",'' Phys Rev'''' 'D1''' (1970), 2726. P. J. E. Peebles i J. T. Yu, "Les pertorbacions adiabàtiques verges en un Univers en expansió",'' Astrophysical Journal'''' '162'' '(1970), 815. Ja. B. Zel'dovich, "Una hipòtesi, unificant l'estructura i l'entropia de l'Univers,"'' Notícies mensuals de la Reial Societat Astronòmica'''' '160'' '(1972). </ref> [[Rashid Sunyaev]], després, va calcular la petjada observable que aquestes inhomogeneidadesinhomogeneïtats tindrien en el fons de radiació de microones.<ref> R. A. Sunyaev, "Fluctuacions del fons de radiació de microones", en'' Estructures a Gran Escala de l'Univers'' ed. M. S. Longair i J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Mentre que aquest és el primer article que discuteix en detall la petjada observacional de les inhomogeneitats de densitat com anisotropies en el fons de radiació de microones, part del treball de camp va ser presentat a Peebles i Yu, dalt. </ref> incrementalmentIncrementalment, els límits estrictes de l'anisotropia del fons de radiació de microones van ser establerts per experiments basats en la terraTerra, però l'anisotropia es va detectar per primera vegada pel Radiòmetreradiòmetre de Microonesmicroones diferencial en eldel satèl·lit [[COBE]].<ref> [[George F. Smoot]]'' i altres.'' "Estructura al COBE DMR durant el primer any de mapes",'' Astrophysical Journal'''' '396'' 'L1-L5 (1992). C. L. Bennett'' i altres.'' "Quart any d'observacions del fons de radiació de microones al COBE DMR: mapes i resultats bàsics.",'' Astrophysical Journal'''' '464'' 'L1-L4 (1996) . </ref>

Inspirat pels resultats del COBE, una sèrie d'experiments en terrala Terra o basats en globus van mesurar les anisotropies del fons de radiació de microones en petites escales angulars durant la dècada següent. L'objectiu primari d'aquests experiments va ser mesurar l'escala del primer pic acústic, per al qual el COBE no tenia suficient resolució per a resoldre-ho'l. El primer pic en l'anisotropia va ser detectat tentativamentetemptativament per l'experiment Toco i el resultat va ser confirmat pels experiments boomerang''Boomerang'' i MÀXIMA.<ref> A. D. Miller'' i altres.'', "Una mesura de l'espectre de potència angular del fons de radiació de microones des'' l'' = 100 hata 400",'' Astrophysical Journal'''' '524'' ', L1 -L4 (1999). A. E. Lange'' i altres.'', "Paràmetres cosmològics dels primers resultats del Boomerang". P. de Bernardis'' i altres.'', "Un Univers pla a partir dels mapes d'alta-resolució del fons de radiació de microones",'' Nature'''' '404'' ', 955 (2000). S. Hanany'' i altres.'' "MAXIMA-1: Una mesura de l'anisotropia del fons de radiació de microones on en escales angulars de 10'-5 °",'' Astrophysical Journal'''' '545'' 'L5 -L9 (2000). </ref> Aquestes mesures van demostrar que el l'[[Forma de l'Univers | Universunivers era aproximadament pla]] i podia descartar les [[Teoria de cordes| cordes còsmiques]] com un gran component en la formació d'estructures còsmiques i suggereix que la [[inflació còsmica]] era la teoria correcta per a la formació d'estructures.

El segon pic va ser detectat amb indecisió per diversos experts abans de ser detectat definitivament pel [[WMAP]], que també n'ha detectat vacilantementevacil·lantment el tercer pic. Diversos experiments per a millorar les mesures de la polarització i el fons de microones en petites escales angulars estan en curs. AquestesAquests són el DASI, WMAP, bumerangBumerang i el [[Cosmic Background Imager]]. Els experiments esdevenidors en aquest camp són el satèl·lit Planck, el Telescopitelescopi Cosmològiccosmològic d'Atacama i el Telescopitelescopi del Pol Sud.

[[Fitxer: WMAP.jpg |thumb|300px|Imatge del [[WMAP]] de l'anisotropia de la temperatura del CMB.]]

*'''1940'''. [[Andrew McKellar]]: Lala detecció observacional d'una temperatura bolométricabolomètrica mitjana de 2,3 K basada en l'estudi de les línies d'absorció interestel·lar és informada des de l'Observatoriobservatori Dominion Observatory, Colúmbia Britànicabritànica<ref name=mckellar> McKellar A (1941) Dominion Astrophysics Observatory Journal, Victòria, British Columbia, Vol VII, No 15, 251. McKellar estava intentant mesurar la temperatura mitjana del medi interestel·lar. És improbable que tingués idea de les implicacions cosmològiques de la seva mida, però va ser un èxit considerable i sofisticat. </ref>

*'''1946'''. [[Robert Henry Dicke|Robert Dicke]] descobreix ".. la radiació de la matèria còsmica" a <20 K,; no es refereix a la radiació de fons.<ref name=Kragh> Helge Kragh, Cosmologia i Controvèrsia: El Desenvolupament Històric de les Dues Teories de l'Univers] (1999) ISBN 0-691-00546-X. "El 1946 Robert Dicke i el seu equip al MIT van provar l'equip que podria provar un fons de radiació còsmic d'intensitat corresponent a uns 20K a la regió de les microones. Però, no es referien a aquest fons, sinó només a 'radiació des de la matèria còsmica '. Tampoc aquest treball va ser relacionat amb la cosmologá i només és esmentat perquè suggereix que el 1950 la detecció del fons de radiació de microones havia estat tècnicament possible i també pel paper posterior de Dicke en el descobriment ". Vegeu també, Robert H. Dicke, Robert Beringer, Robert L. Kyhl i A. B. Vane, "[http://prola.aps.org/abstract/PR/v70/i5-6/p340_1 Mesures d'absorció Atmosfèrica amb un Radiòmetre de Microones]" (1946)'' Phys Rev''. 70, 340-348 </ref>

*'''1948'''. [[George Gamow]] calcula una temperatura de 50 K (assumint un Universunivers de 3.000 milions d'anys),<ref> George Gamow, La Creació de l'Univers]'' p.50 (Reimpressió de Dover de l'edició revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6 </ref> comentant: ".. està d'acord raonablement amb la temperatura actual de l'espai interestel·lar", però no esmenta el fons de radiació.

*'''1948'''. [[Ralph Alpher]] i [[Robert Herman]] estimen "la temperatura ade l'Universunivers" en 5 K. Encara que no esmenten específicament el fons de radiació de microones, esse'n pot inferir.<ref> Helge Kragh, Cosmologia i Controvèrsia: El Desenvolupament Històric de les Dues Teories de l'Univers] (1999) ISBN 0-691-00546-X. "Alpher i Herman van calcular per primera vegada la temperatura actual de la descomposició de radiació primigènia el 1948, quan van reportar un valor de 5 K. Encara que no va ser esmentat llavors ni en publicacions posteriors que la radiació estava a la regió de les microones, això es conclou immediatament de la temperatura. Alpher i Herman van aclarir que ells la van anomenar "la temperatura de l'Univers" l'any anterior referint-se al cos negre distribuït en la radiació de fons una mica diferent de la llum solar ". </ref>

*'''1950'''. Ralph Alpher i Robert Herman re-estimenreestimen la temperatura a 2 K.

*'''1953'''. [[George Gamow]]: Ss'estima en 7 K.<ref name=Kragh />

*'''1956'''. [[George Gamow]]: Ss'estima en 6 K.<ref name=Kragh />

*'''[[Anys 1960]]'''. Robert Dicke reestima una temperatura de la radiació de fons de microones de 40 K.<ref name=Kragh />

*'''1964'''. [[A. G. Doroshkevich]] i [[Igor Dmitriyevich Novikov | Igor Novikov]] publiquen un breu article, onen què diuen que el fenomen de la radiació de fons de microones és detectable.

*'''1964-65'''. [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson]] mesuren la temperatura com aproximadament 3 K. Robert Dicke, [[P. J. E. Peebles]], P. G. Roll i [[David Todd Wilkinson | D. T. Wilkinson]] interpreten la radiació com una signatura del [[Big Bang|''big bang'']].

*'''1992'''. El descobriment de l'anisotropia per la nau espacial RELIKT-1 va ser reportat oficialment al gener dedel 1992 en el seminari d'Astrofísica de Moscou.<ref> [Http://www.postchronicle.com/cgi-bin/artman/exec/view.cgi?arxivi = 2 & num = 50894 Premi Nobel de Física: Les Oportunitats Pèrdues de Rússia]. Per [[RIA Novosti]], 21 nov 2006 </ref>

*'''2004'''. El [[Cosmic Background Imager | CBI]] obté l'espectre de polarització del CMB.<ref> A. Readhead'' i altres'', "Polarization observations with the Cosmic Background Imager",'' Science'''' '306'' ', 836-844 (2004). </ref>

== Relació amb el Big''big Bangbang'' ==

El model estàndard calent del [[Big Bang|''big bang'']] de l'Universunivers requereix que les condicions inicials per a l'Universunivers sónsiguin un camp gaussià gairebé invarienteinvariant o espectre de Harrison-Zel'dovich. Això és, per exemple, una predicció del model d'[[inflació còsmica]]. Això significa que l'estat inicial de l'Universunivers és aleatori, però d'una forma clarament especificada en què l'amplitud de les inhomogeneidadesinhomogeneïtats verges és 10^-5. Per tant, els postulats sobre les inhomogenietatsinhomogeneïtats en l'Universunivers necessiten ser [[estadística|estadístique]]s per naturalesa. Això porta a la [[variància còsmica]], en què les incerteses en la variància de les fluctuacions de les escales majors observades en l'Universunivers tenen dificultats per comparar-se de manera precisa a la teoria.

[[Fitxer: WMAP TT power spectrum.png | thumb | 300px | L'espectre de potència de l'anisotropia de la temperatura del fons de radiació de microones en funció de de l'escala angular (o [[moment multipolar]]). Les dades mostrades són del [[WMAP]] (2006), [[ACBAR]] (2004) [[experiment Boomerang | ''Boomerang'']] (2005), [[Cosmic Background Imager | CBI]] (2004) i [[Very Small Array | VSA]] (2004).]]

La radiació del fons còsmic de microones i el [[Desplaçamentdesplaçament cap al roig]] cosmològic es consideren conjuntament com la millor prova disponible per a la teoria del [[Big Bang|''big bang'']]. El descobriment del CMB a mitjans dels [[anys 1960]] va reduir l'interès en [[cosmologia no convencional | alternatives]] com la [[Teoriateoria de l'estat estacionari]]. El CMB proporciona una imatge de l'Universunivers quan, d'acord amb la cosmologia convencional, la temperatura va baixar prou com per a permetre que els [[electró | electrons]] i [[protó | protons]] forminformessin àtoms d'[[hidrogen]], fent així l'Universunivers transparent a la radiació. Quan es va originar uns 400.000 anys després del Big''big Bangbang'', aquest període és conegut generalment com el "període de l'última dispersió" o el període de la [[recombinació]] o el [[desacoblament]], la temperatura de l'Universunivers era d'uns 30003.000 K. Això es correspon amb una energia d'uns 0,25 [[electronvolt | eV]], que és molt menor que els 13/6 eV de l'energia de ionització de l'hidrogen. Des de llavors, la temperatura de la radiació ha caigut en un factor d'aproximadament 1,100 a causa de l'expansió de l'Universunivers. Segons s'expandeix l'Universunivers, els fotons del fons còsmic de microones es desplacen cap al vermell, fent que la temperatura de radiació sigui [[Proporcionalitat | inversament proporcional]] al [[Factor d'escala (Univers) | factor d'escala]] de l'Universunivers.

La radiació de fons apareix a primera vista ''isòtropa'', és a dir, independent de la direcció elen quequè es mesuri. Aquest fet era de difícil explicació segons el model original del Big''big Bangbang'' i va ser una de les causes que va portar a la formulació del [[Inflació còsmica | model inflacionari]] del Big''big Bangbang''.

Una de les prediccions d'aquest model és l'existència de petites variacions en la temperatura del fons còsmic de microones. Aquestes ''anisotropies'' o inhomogeneitatsinhomogeneïtats van ser detectades finalment en els anys 90 per diversos experiments, especialment, pel satèl·lit de la NASA [[COBE]] (''Cosmic Background Explorer'') entre [[1989]] i [[1996]], que va ser la primera experiència capaç de detectar irregularitats i anisotropies en aquesta radiació. Les irregularitats es consideren variacions de densitat de l'Universunivers primitiu i el seu descobriment llança indicis, la formació de les primeres estructures de gran escala i la distribució de galàxies de l'Universunivers actual. El [[2001]], l'agència espacial americana [[NASA]] va llançar el [[WMAP]] ('' Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''), un nou satèl·lit capaç d'estudiar amb gran detall la radiació còsmica de fons, que aconseguiraconseguí el mapa més complet de les anisotropies en la radiació de fons de microones. Altres instruments han detectat encara amb més detall iai a major resolució angular les anisotropies del CMB, com el [[Cosmic Background Imager]], però en només unes zones del cel. Les dades aportades pel WMAP enel [[2003]] i [[2006]] revelen un Universunivers en expansió format per un 4% de [[matèria bariònica]], un 22% de [[matèria fosca]] i un 74% d'[[energia fosca]]. El [[2009]], la l'[[ESA]] va llançar el [[Planck (satèl·lit) | Planck]], un satèl·lit de capacitats molt majors encara que el [[WMAP]].

L'[[anisotropia]] del fons de radiació de microones està dividida en dos tipus: anisotropia primària - deguda a efectes que ocorren en l'última superfície de dispersió i en l'anterior - i l'anisotropia secundària - que és deguda a efectes, com les interaccions amb gasos calents o potencials gravitacionals, entre l'última superfície de dispersió i l'observador.

L'estructura de les anisotropies del fons de radiació de microones és determinada principalment per dos efectes: oscil·lacions acústiques i difusió humida (també anomenada ''humitat sense col·lisions'' o ''seda humida''). Les oscil·lacions acústiques sorgeixen a partir de la competència en el plasma [[fotó]] - [[barió]] aen l'Universunivers primigeni. La pressió dels fotons tendeixen a eliminar les anisotropies, mentre que l'atracció gravitacional dels barions - que es mouen a velocitats molt menors que la velocitat de la llum - els fa tendir a col·lapsar per formar densos halos. Aquests dos efectes competeixen per crear oscil·lacions acústiques que donen al fons de radiació de microones la seva característica estructura de bec. Els pics es corresponen, aproximadament, amb ressonàncies en les quals els fotons es desacoblen quan una manera particular es troba en el seu bec d'amplitud.

Els pics contenen interessants signatures físiques. L'escala angular del primer pic determina la curvatura de l'Universunivers (però no la [[topologia]] de l'Universunivers). El segon pic - realment la proporció dels becs imparells amb els pics parells - determina la reduïda densitat bariónicabariònica. El tercer pic es pot utilitzar per a extreure informació sobre la densitat de matèria fosca.

Les localitzacions dels pics també donen important informació sobre la naturalesa de la densitat de pertorbacions primigènia. Hi ha dos tipus fonamentals de densitat de pertorbacions - anomenades "''adiabàtica"'' i "''isocurvatura"''. Una densitat de pertorbació general n'és una barreja d'aquests dos tipus i existeixen diferents teories que aparentenintenten explicar l'espectre de densitat de pertorbació primigeni que prediu diferents barreges.

* Per densitats de pertorbació '''adiabàtiques''', la sobredensidadsobredensitat fraccional en cada component de matèria (barions, fotons ...) és la mateixa. És a dir, si hi ha un 1% més d'energia en barions que la mitjana en un punt, llavors amb una densitat de pertorbació adiabàtica pura hi ha també un 1% més d'energia en els fotons i un 1% més d'energia en neutrinosneutrins, que la mitjana. La [[inflació còsmica]] prediu que les pertorbacions primigènies són adiabàtiques.

* Amb la densitat de pertorbacions de la '''isocurvatura''', la suma de les sobredensitats fraccionals és zero. És a dir, una pertorbació onen què en algun punt hi ha un 1% més d'energia en barions que la mitjana, un 1% més d'energia en fotons que la mitjana i un 2%'' menys'' energia en neutrins que la mitjana, seria una pertorbació de d'isocurvatura pura. Les [[Teoria de cordes| cordes còsmiques]] es produirien principalment per pertorbacions de d'isocurvatura primigènies.

En l'espectre del CMB, es poden distingir aquests dos tipus de pertorbacions perquè els becs es produeixen en diferents locacalizacioneslocalitzacions. La densitat de pertorbacions de d'isocurvatura produeixen una sèrie de pics en les escales angulars ('' l''-valors dels pics): estan aproximadament aen les relacions 1: 3: 5 ..., mentre que la densitat de pertorbacions adiabàtiques produeixen pics les ubicacions de les quals són aen les relacions 1: 2: 3.<ref name="hu_white_1996"> Wayne Hu i Martin White, "Signatures Acústiques en el Fons de Radiació de Microones." Astrophysical Journal,'' 471'', 30. </ref> Les observacions són consistents conqueamb el fet que la densitat de pertorbacions primigènia és completament adiabàtica, proporcionanti proporcionen la clau per al suport de la inflació i descartardescarten molts models de formació d'estructures incloent-hi, per exemple, la teoria de cordes.

La humitat sense col·lisions és causada per dos efectes, quan el tractament del plasma primigeni com un fluid comença a trencar-se:

* L'increment del camí lliure mitjà dels fotons en el plasma primordial arriba a estar incrementalment enrarit en un Universunivers en expansió.

* El gruix de l'última superfície de dispersió, que causa l'increment del camí lliure mitjà durant el desacoblament, fins i tot mentre la dispersió Compton segueixhi continua passant.

La primesa de l'última superfície de dispersió es refereix al fet que el desacoblament dels fotons i barions no ocorre instantàniament, sinó que requereix una fracció apreciable de l'edat de l'Universunivers per sobre d'aquesta època. Un mètode per a quantificar exactament ''quant'' de temps va durar aquest procés utilitza la ''Funciófunció de visibilitat de fotons''. Aquesta funció es defineix talde manera que, definint-la com a P(t), la probabilitat que un fotó de l'última dispersió del CMB entre ti t + dt està donada per P(t)dt.

El màxim de la funció de visibilitat (el temps en què és més probable que un fotó determinat de l'última dispersió del CMB) és conegut de manera molt precisa. Els resultats del primer any de WMAP diuen que el temps en què P (t) és màxim entre 372.000 anys (± 1400014.000).<ref Name="WMAP_1_cosmo_params"> WMAP Collaboration, "Primer any d'observacions del WMAP: Determinació de paràmetres cosmològics. " Astrophys. J. Suppl. '' 148'' 175 (2003). arXiv astro-ph/0302209 </ref> Sovint es considera el "temps" en què es va formar el fons de radiació de microones. No obstant això, per a comprendre quant de temps es va necessitar per al desacoblament de fotons i barions, es necessitacal una mesura de l'amplada de la funció de visibilitat. L'equip del WMAP troba que P(t) és major que la meitat del seu valor màxim (la l'"amplària sencera a meitat del màxim) en l'interval 115.000 anys (± 5000). Segons aquesta mesura, el desacoblament va durar uns 115.000 anys i quan es va completar, l'Universunivers tenia uns 487.000 anys.

Després de la creació del CMB, aquest és modificat per diversos processos físics col·lectivament coneguts com a ''anisotropia tardana'' o ''anisotropia secundària''. Després de l'emissió del CMB, la matèria ordinària en l'Universunivers estava formada principalment d'hidrogen neutre i àtoms d'heli, però de les observacions de les galàxies sembla que gran part del volum del [[Espai intergalàctic|medi mitjà intergalácticintergalàctic]] (IGM) actualment consisteix en material ionitzat (ja que hi ha algunes línies d'absorció a causa d'àtoms d'hidrogen). Això implica un període de [[reionización|reionització]] en què el material de l'Universunivers es col·lapsa en ions d'hidrogen.

Els fotons del CMB s'escampen en càrregues lliures com electrons que no estan lligats a àtoms. En un Universunivers ionitzat, tals electrons han estat alliberats d'àtoms neutres per radiació ionitzant (ultraviolada). Avui, aquestes càrregues lliures són d'una densitat prou baixa en gran part del volum de l'Universunivers que no afecten alsels mesuraments del CMB. No obstant això, si l'IGM va ser ionitzat en temps molt primerencs quan l'Universunivers era molt dens, llavors hi hauria dos efectes principals en el CMB:

# Les anisotropies a petita escala són eliminades (just com quan s'observa un objecte a través de la boira, els detalls de l'objecte apareixen difuninadoscdifuminats).

# La física de com els fotons s'escampen en electrons lliures ([[Difusiódifusió Thomson]]) indueix a la polarització de les anisotropies en grans escales angulars. Aquesta polarització de gran angular està correlada amb la pertorbació de temperatura de gran angular.

Aquests dos efectes han estat observats pel satèl·lit WMAP, proporcionant proves que l'Universunivers va ser ionitzat en temps molt primigenis, amb un [[Desplaçamentdesplaçament cap al roig]] de més de 17. La procedència detallada d'aquesta primerenca radiació ionitzant continua sent debatuda pels científics. Es pot incloure la llum dels estels des de la primera població d'estrelles (població III), les supernoves en les quals es van convertir aquestes estrelles al final de les seves vides o la radiació ionitzant produïda per l'addició de discos de forats negres massius.

El període després de l'emissió del fons de radiació de microones i abans de l'observació de les primeres estrelles és conegut de forma gairebé còmica pels cosmòlegs com les [[edats fosques|''edats fosques'']] i és un període que està sota un intens estudi pels astrònoms (Vegeuvegeu la [[radiació de 21 centímetres]]).

Altres efectes que ocorren entre la reionizaciónreionització i la nostra observació del CMB que causen les anisotropies són l'[[efecte Sunyaev-Zel'dovich]], en el qual un núvol d'electrons d'alta energia dispersa la radiació, transferint angunaalguna energia als fotons del CMB i l'[[efecte Sachs-Wolfe]], que causicausa que els [[fotó | fotons]] del fons de radiació de microones estiguin gravitacionalmentegravitacionalment desplaçats cap al vermell o cap al blau deguts a causa de camps gravitacionals canviants.

El departament té com a [[Polarització electromagnètica | polaritzat]] amb un nivell d'uns quants microkelvins. Hi ha dos tipus de polarització, anomenats ''modes'' ''E'' i ''B''. Això presenta una analogia amb l'[[electrostàtica]], en què el camp elèctric (camp'' E'') té un [[rotacional]] evanescent, mentre que el camp magnètic (camp ''B'') té una [[divergència]] evanescent. LesEls maneresmodes ''E'' apareixen de manera natural des de la [[difusió Thomson]] en un plasma heterogeni. LesEls maneresmodes ''B'', que no han estat mesurats i es pensa que tenen una amplitud de com a màxim 0,1 μK, no es produeixen únicament a partir del plasma. Són un senyal de la [[inflació còsmica]] i són determinats a partir de la densitat de les [[Ona gravitatòria|ones gravitatòrie]]s primigènies. La detecció dedels les maneresmodes ''B'' és extremadament difícil, particularment atès queperquè el grau de contaminació de fons és desconegut i el senyal de les [[Lent gravitatòria|lents gravitacionals]] barregen la força relativa dedel la maneramode ''E'' amb lael maneramode ''B''.<ref> {{cita publicació | autor = A. Lewis i A. Challinor | títol = Weak gravitational lensing of the CMB | revista = Phys Rep | volum = 429 | any = 2006 | pàgines = 1-65}} {{arXiv | arxivi = astre-ph | id = 0601594}} </ref>

Després del descobriment del CMB, s'han realitzat centenars d'experiments del fons còsmic de microones per mesurar i caracteritzar la naturalesa de la radiació. L'experiment més famós és probablement el satèl·lit [[COBE]] de la [[NASA]], que orbitóorbità entre [[1989]] - [[1996]], que va detectar i quantificar les anisotropies de gran escala al límit de les seves capacitats de detecció. Inspirat pels resultats inicials del COBE, un fons extremadament isòtrop i homogeni, una sèrie d'experiments basats en pilotes i sòl van quantificar les anisotropies del CMB en petites escales angulars durant la següent dècada següent. El principal objectiu d'aquests experiments era mesurar a escala angular el primer pic acústic, per al qual el COBE no tenia suficient resolució. Aquestes mesures podrien excloure les [[cordes còsmiques]] com la principal teoria de la formació d'estructures còsmiques i suggereixen que la [[inflació còsmica]] és la teoria adequada. Durant els [[anys 1980]], el primer pic va ser mesurat amb una sensibilitat creixent i l'any [[2000]], l'[[experiment Boomerang]] reportarreportà que les fluctuacions de major energia ocorrien a escales d'aproximadament un grau. Juntament amb altres dades cosmològicscosmològiques, aquests resultats impliquen que la geometria de l'Universunivers és plana. Diversos [[Interferometria | interferòmetres]] van proporcionar mesures de fluctuacions de gran precisió durant els tres anys següents, incloent-hi el [[Very Small Array]], [[Degree Angular Scale Interferometer]] (DASI) i el [[Cosmic Background Imager]] (o CBI). La primera detecció del DASI va ser la polarització del CMB mentre que el CBI va obtenir l'espectre de polarització del CMB.

En [[Junyjuny]] dedel [[2001]], la [[NASA]] va llançar una segona missió espacial per al CMB, el [[WMAP]], per realitzar mesures molt més precises de les anisotropies a gran escala ade tot el cel. Els primers resultats d'aquesta missió, revelats enel [[2003]], van ser mesures detallades de l'espectre de potència angular en les escales més baixes, acotant diversos paràmetres cosmològics. Els resultats són àmpliament consistents amb els esperats de la [[inflació còsmica]], així com altres teories competidores i estan disponibles detalladament en el centre de dades de la NASA per al Fons Còsmic de Microones. Encara que el WMAP va proporcionar mesures molt exactes de les fluctuacions a grans escales angulars en el CMB (estructures que són tan grans en el cel com la llunaLluna), no tindrien resolució angular suficient per a mesurar les fluctuacions a petita escala que havien estat observades utilitzant [[interferometria | interferòmetres]] terrestres, com el [[Cosmic Background Imager]].

Una tercera missió espacial, el [[Planck (satèl·lit) | Planck]], va ser llançatllançada enel [[2009]]. El Planck utilitzaràutilitzà dos radiòmetres [[HEMT]] així com la un [[Bolòmetrebolòmetre]] i mesuraràmesurà el CMB a escales menors que el WMAP. A diferència de les dues missions espacials prèvies, el Planck és una col·laboració entre la NASA i l'[[Agència Espacial Europea]] ('' ESA''). Els seus detectors van ser provats en el [[Telescopitelescopi Viper]] alen experimentpl'experiment ACBAR, que ha produït les mesures més precises a petites escales angulars fins a la data -, i en el telescopi de pilotes [[Archeops]].

Els instruments terrestres addicionals com el [[Telescopitelescopi del Pol Sud]] a l'Antàrtida, el proposat Projecte Clover, el [[Telescopi Cosmològic d'Atacama|telescopi cosmològic d'Atacama]] i el projecte Quiet a [[Xile]] proporcionarà dades addicionals no disponibles aen les observcionesobservacions de satèl·lit, possiblement incluyentoincloent-hi la polarització de ladel maneramode B.

És possible "veure" la radiació de fons de microones amb una cosa tan comúcomuna com un [[televisor]] [[Electrònica analògica | analògic]] -és a dir, els antics no preparats per rebre la [[Televisió Digital Terrestre|televisió digital terrestre]] - que sintonitzi un canal en què no hi hagi cap emissora emetent; part (un 1%) de la "neu" que es pot veure a la pantalla és aquesta radiació de fons captada per l'antena de l'aparell.<ref> [http://www.dipler.org/2009/05/el-big-bang-en-tu-television/ El "Big Bang" al televisió] </ref>

* [http://map.gsfc.nasa.gov/ Pàgina de la sonda WMAP] {{en}}.

* [http://astsun.astro.virginia.edu/~dmw8f/sounds/cdromfiles/index.php Una col·lecció d'arxius sonors del CMB i arxius de pel·lícules per la Universitat de Virgínia] {{en}}.

* [http://www.esa.int/SPECIALS/Planck/ web Satèl·lit Planck de la ESA].