Radiació còsmica de fons: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m neteja i estandardització de codi |
Correcció error |
||
Línia 1:
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'[[univers]] tenia només 400.000 anys. Es correspon a una radiació de [[cos negre]] amb un pic a una [[temperatura]] de 2,725 [[kelvin|K]] i a una [[freqüència]] de
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 massa 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'']].
Línia 22:
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 el [[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 bang''. 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 Zeldóvitx, es van adonar que l'univers primigeni hauria de tenir inhomogeneïtats en un nivell de 10
Inspirat pels resultats del COBE, una sèrie d'experiments en la 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'l. El primer pic en l'anisotropia va ser detectat temptativament per l'experiment Toco i el resultat va ser confirmat pels experiments ''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 l'[[Forma de l'Univers |univers 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.
Línia 60:
La radiació de fons apareix a primera vista ''isòtropa'', és a dir, independent de la direcció en què es mesuri. Aquest fet era de difícil explicació segons el model original del ''big bang'' i va ser una de les causes que va portar a la formulació del [[Inflació còsmica |model inflacionari]] del ''big bang''.
Una de les prediccions d'aquest model és l'existència de petites variacions en la temperatura del fons còsmic de microones. Aquestes ''anisotropies'' o inhomogeneïtats 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'univers primitiu i el seu descobriment llança indicis, la formació de les primeres estructures de gran escala i la distribució de galàxies de l'univers 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 aconseguí el mapa més complet de les anisotropies en la radiació de fons de microones. Altres instruments han detectat encara amb més detall i 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 el [[2003]] i [[2006]] revelen un univers en expansió format per un 4% de [[matèria bariònica]], un 22 % de [[matèria fosca]] i un 74 % d'[[energia fosca]]. El 2009, 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.
Línia 72:
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 intenten explicar l'espectre de densitat de pertorbació primigeni que prediu diferents barreges.
* Per densitats de pertorbació '''adiabàtiques''', la sobredensitat 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 neutrins, 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 en 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 d'isocurvatura pura. Les [[Teoria de cordes|cordes còsmiques]] es produirien principalment per pertorbacions d'isocurvatura primigènies.
En l'espectre del CMB, es poden distingir aquests dos tipus de pertorbacions perquè els becs es produeixen en diferents localitzacions. La densitat de pertorbacions d'isocurvatura produeixen una sèrie de pics en les escales angulars (''l''-valors dels pics): estan aproximadament en les relacions 1: 3: 5 ..., mentre que la densitat de pertorbacions adiabàtiques produeixen pics les ubicacions de les quals són en 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 amb el fet que la densitat de pertorbacions primigènia és completament adiabàtica, i proporcionen la clau per al suport de la inflació i descarten molts models de formació d'estructures incloent-hi, per exemple, la teoria de cordes.
| |||