Astronomía

Mapa de fondo de microondas cósmico

Mapa de fondo de microondas cósmico


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Cuando un satélite toma medidas de la radiación de diferentes partes del cielo para construir un mapa de la radiación térmica del universo en la superficie de una esfera, también contendría radiación de la Vía Láctea, por ejemplo. Una gran parte del mapa tendrá ruido debido a los objetos de la Vía Láctea o de otras fuentes.

¿Cómo se sabe dónde y cuánto ruido eliminar mientras se construye el mapa?


Arriba he trazado algunas contribuciones de radiación de Planck: el violeta se debe a CMBR, el verde se debe a la galaxia de la Vía Láctea y el azul se debe a la contribución de ambos.

Una forma de resolver CMBR es modelando la vía láctea a partir de una frecuencia más alta del gráfico, ya que la contribución de CMBR es insignificante a una frecuencia más alta. En una dirección particular, se puede asociar la temperatura debida a la Vía Láctea estableciendo una frecuencia de paso alto. Luego, se puede restar esta contribución de temperatura a frecuencias más bajas donde la contribución de CMBR es significativa. Este es el camino probablemente no el mejor, pero factible.

Nota 1: El gráfico no es de datos reales. Es solo para explicar cómo hacerlo.

Nota 2: Lo que debería ser una frecuencia de paso alto será una buena pregunta. Con buenos argumentos se puede decidir cuál debería ser la frecuencia de paso alto. Y siempre hay forma de hacerlo.


Imagen de astronomía del día

¡Descubre el cosmos! Cada día se presenta una imagen o fotografía diferente de nuestro fascinante universo, junto con una breve explicación escrita por un astrónomo profesional.

2013 marzo 25
Planck mapea el fondo de microondas
Credito de imagen: Agencia Espacial Europea, Colaboración Planck

Explicación: ¿De qué está hecho nuestro universo? Para ayudar a averiguarlo, la ESA lanzó el satélite Planck para mapear, con un detalle sin precedentes, ligeras diferencias de temperatura en la superficie más antigua conocida: el cielo de fondo desapareció hace miles de millones de años cuando nuestro universo se volvió transparente a la luz por primera vez. Visible en todas las direcciones, este fondo cósmico de microondas es un tapiz complejo que solo podría mostrar los patrones de frío y calor observados si el universo estuviera compuesto de tipos específicos de energía que evolucionaron de maneras específicas. Los resultados, informados la semana pasada, confirman de nuevo que la mayor parte de nuestro universo está compuesto principalmente de energía oscura misteriosa y desconocida, y que incluso la mayor parte de la energía de la materia restante es extrañamente oscura. Además, los datos de Planck establecen de manera impresionante la edad del universo en aproximadamente 13.810 millones de años, un poco más antiguo que el estimado por otros medios, incluido el satélite WMAP de la NASA, y la tasa de expansión en 67.3 (+/- 1.2) km / seg / Mpc, ligeramente menor que las estimaciones anteriores. Algunas características del mapa del cielo anterior siguen siendo desconocidas, como por ejemplo por qué las fluctuaciones de temperatura parecen ser ligeramente mayores en una mitad del cielo que en la otra.


FONDO DE MICROONDAS CÓSMICO

Sin embargo, ¿por qué vemos un Fondo Cósmico de MICROONDAS? En la era de la recombinación (el momento en que se formaron los átomos neutros y el universo se volvió transparente), la temperatura era T = 3000 Kelvin (aproximadamente la temperatura de la superficie de una estrella M, como Betelgeuse). La longitud de onda de máxima emisión era entonces de 970 nanómetros, en el infrarrojo. Cuando el universo se volvió transparente por primera vez, por lo tanto, los observadores habrían visto un Fondo Cósmico INFRARROJO. Sin embargo, desde la era de la recombinación, el universo se ha expandido en un factor de 1100, estirando lambdamax de 970 nanómetros a 1 milímetro (es decir, 1.000.000 nanómetros). Esto equivale a enfriar la temperatura del Fondo Cósmico de 3000 Kelvin a 2.725 Kelvin.

  • El cielo nocturno es oscuro: Esto nos dice que el universo no es infinitamente grande e infinitamente viejo.
  • Las galaxias tienen una velocidad radial proporcional a su distancia: esto nos dice que el universo se está expandiendo uniformemente.
  • El universo está lleno de un fondo de microondas cósmico: esto nos dice que el universo una vez fue lo suficientemente caliente y denso como para ser opaco desde entonces, se ha expandido por un factor de más de mil.

(2) Los puntos calientes en el fondo de microondas cósmico son el resultado de las fluctuaciones de densidad en el universo temprano.

Al observar el fondo de microondas cósmico, estamos mirando la superficie de la `` niebla '' ionizada opaca que llenó el universo primitivo. El fondo cósmico de microondas contiene información interesante sobre cómo era el universo a la tierna edad de 300.000 años (sólo 1 / 50.000 su edad actual).

Para ver bien el fondo cósmico de microondas, es necesario colocar un satélite sobre la atmósfera húmeda de la Tierra. (El agua absorbe las microondas, esto es conveniente si desea calentar alimentos en un horno microondas, pero es una gran molestia si desea detectar microondas desde el espacio). En este momento (marzo de 2003), la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson está en la Punto L2, mucho más allá de la Luna, mapeando el cielo en microondas. La primera publicación de datos (que cubre el mapeo de un año) ocurrió en febrero de 2003.

Una buena mirada a todo el cielo revela algunas irregularidades interesantes en el Fondo Cósmico de Microondas. Por ejemplo, la temperatura del Fondo Cósmico de Microondas es ligeramente más alta en una mitad del cielo (hacia la constelación de Leo) que en la otra mitad (hacia Acuario). Este es el resultado de un desplazamiento Doppler. La sonda de anisotropía de microondas se está moviendo alrededor del Sol el Sol está orbitando el centro de nuestra galaxia nuestra galaxia está cayendo hacia la Galaxia de Andrómeda el Grupo Local (que contiene tanto nuestra galaxia como la Galaxia de Andrómeda) está siendo atraído hacia el Cúmulo de Virgo el Supercúmulo Local ( que contiene tanto el Grupo Local como el Cúmulo Virgo) está siendo arrastrado hacia el Supercúmulo Hydra-Centaurus. Como resultado neto de todos estos movimientos, la sonda de anisotropía de microondas se mueve en la dirección de Leo a unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Las microondas que vienen de la dirección de Leo están ligeramente desplazadas al azul a temperaturas más altas, las microondas que vienen de la dirección opuesta están ligeramente desplazadas al rojo a temperaturas más bajas.

Después de restar el desplazamiento Doppler debido al movimiento del satélite a través del espacio, el Fondo Cósmico de Microondas todavía muestra puntos calientes y fríos, alrededor de un grado de ancho (el doble del ancho de la Luna llena). Estas fluctuaciones de temperatura observadas son el resultado de densidad fluctuaciones en el universo temprano, en la era de la recombinación cuando el universo se volvió transparente. Las regiones que estaban ligeramente comprimidas en ese momento tenían mayor densidad y más alto temperatura. (Recuerde, el gas se calienta más a medida que se comprime. Esto se aplica tanto a un gas compuesto de fotones como a un gas compuesto de átomos).

Si el universo tuviera GRANDES fluctuaciones de densidad hace un millón de años, entonces el fondo cósmico de microondas mostraría GRANDES fluctuaciones de temperatura hoy. Sin embargo, las observaciones de la sonda de anisotropía de microondas revelan que los puntos calientes son solo 0,0001 Kelvin más calientes que los puntos fríos (es decir, solo unas pocas partes por 100,000). Esto indica que las fluctuaciones de densidad eran pequeñas en amplitud cuando el universo se volvió transparente. Los puntos calientes, que representan regiones ligeramente más densas que sus alrededores, han crecido con el tiempo para convertirse en supercúmulos enormes y densos, como los que vemos hoy a nuestro alrededor. Recuerde la ley universal: los ricos se hacen más ricos. Regiones que eran solo levemente más densos que el promedio en ese entonces han crecido bajo la influencia de la gravedad hasta que son mucho más denso que el promedio ahora.


29.4 El trasfondo cósmico de microondas

La descripción de los primeros minutos del universo se basa en cálculos teóricos. Sin embargo, es fundamental que una teoría científica sea comprobable. ¿Qué predicciones hace? ¿Y las observaciones muestran que esas predicciones son precisas? Un éxito de la teoría de los primeros minutos del universo es la predicción correcta de la cantidad de helio en el universo.

Otra predicción es que un hito significativo en la historia del universo ocurrió unos 380.000 años después del Big Bang. Los científicos han observado directamente cómo era el universo en esta etapa temprana, y estas observaciones ofrecen algunos de los más sólidos apoyos para la teoría del Big Bang. Para averiguar cuál fue este hito, veamos qué nos dice la teoría sobre lo que sucedió durante los primeros cientos de miles de años después del Big Bang.

La fusión de helio y litio se completó cuando el universo tenía unos 4 minutos. Luego, el universo continuó pareciéndose al interior de una estrella de alguna manera durante unos cientos de miles de años más. Permaneció caliente y opaco, y la radiación se dispersó de una partícula a otra. Todavía hacía demasiado calor para que los electrones se "asentaran" y se asociaran con un núcleo en particular, por lo que los electrones libres son especialmente efectivos para dispersar fotones, lo que garantiza que ninguna radiación llegue muy lejos en el universo temprano sin cambiar su camino. En cierto modo, el universo era como una multitud enorme justo después de un concierto popular si te separas de un amigo, incluso si lleva un botón parpadeante, es imposible ver a través de la densa multitud para detectarlo. Solo después de que la multitud se despeja, hay un camino para que la luz de su botón te alcance.

El universo se vuelve transparente

No fue sino hasta unos cientos de miles de años después del Big Bang, cuando la temperatura había descendido a unos 3000 K y la densidad de los núcleos atómicos a unos 1000 por centímetro cúbico, que los electrones y los núcleos lograron combinarse para formar átomos estables de hidrógeno y helio. ([Enlace]). Sin electrones libres para dispersar fotones, el universo se volvió transparente por primera vez en la historia cósmica. A partir de este momento, la materia y la radiación interactuaron con mucha menos frecuencia, decimos que desacoplado unos de otros y evolucionaron por separado. De repente, la radiación electromagnética realmente pudo viajar y ha estado viajando por el universo desde entonces.

Descubrimiento de la radiación de fondo cósmica

Si el modelo del universo descrito en la sección anterior es correcto, entonces, mientras miramos hacia afuera en el universo y, por lo tanto, muy atrás en el tiempo, el primer "resplandor" del universo temprano y caliente debería ser aún detectable. Sus observaciones serían una prueba muy sólida de que nuestros cálculos teóricos sobre cómo evolucionó el universo son correctos. Como veremos, efectivamente hemos detectado la radiación emitida en este fotón tiempo de desacoplamiento, cuando la radiación comenzó a fluir libremente a través del universo sin interactuar con la materia (Figura 1).

Comparación de nubes y fondo de microondas cósmico.

Figura 1. (a) Al principio del universo, los fotones (energía electromagnética) se dispersaban de las partículas cargadas, calientes y apiñadas y no podían llegar muy lejos sin chocar con otra partícula. Pero después de que los electrones y fotones se asentaron en átomos neutros, hubo mucha menos dispersión y los fotones pudieron viajar a grandes distancias. El universo se volvió transparente. Cuando miramos hacia el espacio y hacia atrás en el tiempo, no podemos ver más allá de este tiempo. (b) Esto es similar a lo que sucede cuando vemos nubes en la atmósfera de la Tierra. Las gotas de agua en una nube dispersan la luz de manera muy eficiente, pero el aire limpio permite que la luz viaje a largas distancias. Entonces, cuando miramos hacia la atmósfera, nuestra visión está bloqueada por las capas de nubes y no podemos ver más allá de ellas. (crédito: modificación del trabajo de la NASA)

La detección de este resplandor fue inicialmente un accidente. A finales de la dcada de 1940, Ralph Alpher y Robert Germán , trabajando con George Gamow , se dio cuenta de que justo antes de que el universo se volviera transparente, debía estar irradiando como un cuerpo negro a una temperatura de unos 3000 K, la temperatura a la que los átomos de hidrógeno podían comenzar a formarse. Si hubiéramos podido ver esa radiación justo después de que se formaran los átomos neutros, se habría parecido a la radiación de una estrella rojiza. Era como si una bola de fuego gigante llenara todo el universo.

Pero eso fue hace casi 14 mil millones de años y, mientras tanto, la escala del universo se ha multiplicado por mil. Esta expansión ha aumentado la longitud de onda de la radiación en un factor de 1000 (ver imagen Expansión y desplazamiento al rojo [enlace]). Según la ley de Wien, que relaciona la longitud de onda y la temperatura, la expansión ha reducido en consecuencia la temperatura en un factor de 1000 (consulte el capítulo sobre radiación y espectros). El fondo cósmico se comporta como un cuerpo negro y, por lo tanto, debe tener un espectro que obedezca a la ley de Wien.

Alpher y Herman predijeron que el resplandor de la bola de fuego debería estar ahora en longitudes de onda de radio y debería parecerse a la radiación de un cuerpo negro a una temperatura sólo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Dado que la bola de fuego estaba en todas partes del universo, la radiación que quedaba también debería estar en todas partes. Si nuestros ojos fueran sensibles a las longitudes de onda de radio, todo el cielo parecería brillar muy débilmente. Sin embargo, nuestros ojos no pueden ver en estas longitudes de onda, y en el momento en que Alpher y Herman hicieron su predicción, no había instrumentos que pudieran detectar el brillo. A lo largo de los años, su predicción fue olvidada.

A mediados de la década de 1960, en Holmdel, Nueva Jersey, Arno Penzias y Robert Wilson de los Laboratorios Bell de AT&AmpT habían construido una delicada antena de microondas (Figura 2) para medir fuentes astronómicas, incluidos los restos de supernovas como Cassiopeia A (ver el capítulo sobre La muerte de Estrellas). Estaban plagados de un ruido de fondo inesperado, como una débil estática en una radio, del que no podían deshacerse. Lo desconcertante de esta radiación era que parecía provenir de todas las direcciones a la vez. Esto es muy inusual en astronomía: después de todo, la mayor parte de la radiación tiene una dirección específica donde es más fuerte: la dirección del Sol, o un remanente de supernova, o el disco de la Vía Láctea, por ejemplo.

Robert Wilson (izquierda) y Arno Penzias (derecha).

Figura 2. Estos dos científicos están parados frente a la antena en forma de cuerno con la que descubrieron la radiación cósmica de fondo. La foto fue tomada en 1978, justo después de recibir el Premio Nobel de Física.

Al principio, Penzias y Wilson pensaron que cualquier radiación que pareciera provenir de todas las direcciones debía originarse desde el interior de su telescopio, por lo que desarmaron todo para buscar la fuente del ruido. Incluso encontraron que algunas palomas se habían posado dentro de la gran antena en forma de cuerno y habían dejado (como lo expresó con delicadeza Penzias) “una capa de sustancia dieléctrica blanca y pegajosa que recubre el interior de la antena”. Sin embargo, nada de lo que hicieron los científicos pudo reducir la radiación de fondo a cero, y aceptaron de mala gana que debía ser real y que debía provenir del espacio.

Penzias y Wilson no eran cosmólogos, pero cuando comenzaron a discutir su desconcertante descubrimiento con otros científicos, rápidamente se pusieron en contacto con un grupo de astrónomos y físicos de la Universidad de Princeton (a poca distancia en automóvil). Estos astrónomos, como sucedió, habían estado rehaciendo los cálculos de Alpher y Herman de la década de 1940 y también se dieron cuenta de que la radiación del tiempo de desacoplamiento debería ser detectable como un débil resplandor de ondas de radio. Los diferentes cálculos de cuál sería la temperatura observada para este fondo cósmico de microondas (CMB) 1 eran inciertos, pero todos predijeron menos de 40 K.

Penzias y Wilson encontraron que la distribución de intensidad en diferentes longitudes de onda de radio corresponde a una temperatura de 3.5 K. Esto es muy frío, más cercano al cero absoluto que la mayoría de las otras mediciones astronómicas, y un testimonio de cuánto espacio (y las ondas dentro de él) se ha estirado. Sus medidas se han repetido con mejores instrumentos, lo que nos da una lectura de 2,73 K. Entonces Penzias y Wilson se acercaron mucho. Redondeando este valor, los científicos a menudo se refieren al "fondo de microondas de 3 grados".

Muchos otros experimentos en la Tierra y en el espacio pronto confirmaron el descubrimiento de Penzias y Wilson: la radiación provenía de todas las direcciones (era isotrópica) y coincidía con las predicciones de la teoría del Big Bang con notable precisión. Penzias y Wilson habían observado inadvertidamente el resplandor de la bola de fuego primigenia. Recibieron el Premio Nobel por su trabajo en 1978. Y justo antes de su muerte en 1966, Lemaître se enteró de que su “brillantez desaparecida” había sido descubierta y confirmada.

Propiedades del fondo cósmico de microondas

Un tema que preocupaba a los astrónomos es que Penzias y Wilson estaban midiendo la radiación de fondo que llenaba el espacio a través de la atmósfera de la Tierra. ¿Qué pasa si esa atmósfera es una fuente de ondas de radio o de alguna manera afecta sus mediciones? Sería mejor medir algo tan importante desde el espacio.

Las primeras mediciones precisas del CMB se realizaron con un satélite en órbita alrededor de la Tierra. Nombrado Explorador de Fondo Cósmico (COBE), fue lanzado por la NASA en noviembre de 1989. Los datos que recibió mostraron rápidamente que el CMB se asemeja mucho a lo esperado de un cuerpo negro con una temperatura de 2,73 K (Figura 3). Este es exactamente el resultado esperado si el CMB fuera de hecho radiación desplazada al rojo emitida por un gas caliente que llenó todo el espacio poco después del comienzo del universo.

Radiación cósmica de fondo.

Figura 3. La línea continua muestra cómo debería cambiar la intensidad de la radiación con la longitud de onda para un cuerpo negro con una temperatura de 2,73 K. Los recuadros muestran la intensidad de la radiación de fondo cósmica medida en varias longitudes de onda por los instrumentos de COBE. El calce es perfecto. Cuando este gráfico se mostró por primera vez en una reunión de astrónomos, le dieron una gran ovación.

La primera conclusión importante de las mediciones del CMB, por lo tanto, es que el universo que tenemos hoy ha evolucionado de un estado caliente y uniforme. Esta observación también proporciona un apoyo directo a la idea general de que vivimos en un universo en evolución, ya que el universo es más frío hoy que al principio.

Pequeñas diferencias en el CMB

Se sabía incluso antes del lanzamiento de COBE que el CMB es extremadamente isotrópico. De hecho, su uniformidad en todas las direcciones es una de las mejores confirmaciones del principio cosmológico: que el universo es homogéneo e isótropo.

De acuerdo con nuestras teorías, sin embargo, la temperatura no pudo haber sido perfectamente uniforme cuando se emitió el CMB. Después de todo, el CMB es radiación que se dispersó de las partículas en el universo en el momento del desacoplamiento. Si la radiación fuera completamente suave, entonces todas esas partículas deben haberse distribuido por el espacio de manera absolutamente uniforme. Sin embargo, son esas partículas que se han convertido en todas las galaxias y estrellas (y estudiantes de astronomía) que ahora habitan el cosmos. Si las partículas se hubieran distribuido de manera completamente uniforme, no podrían haber formado todas las estructuras a gran escala que están ahora presentes en el universo: los cúmulos y supercúmulos de galaxias discutidos en los últimos capítulos.

El universo primitivo debe haber tenido pequeñas fluctuaciones de densidad a partir de las cuales tales estructuras pudieron evolucionar. Las regiones de densidad superior a la media habrían atraído materia adicional y, finalmente, habrían crecido hasta convertirse en las galaxias y los cúmulos que vemos hoy. Resultó que estas regiones más densas nos parecerían puntos más fríos, es decir, tendrían temperaturas inferiores a la media.

La razón por la que la temperatura y la densidad están relacionadas se puede explicar de esta manera. En el momento del desacoplamiento, los fotones en una porción del espacio ligeramente más densa tuvieron que gastar parte de su energía para escapar de la fuerza gravitacional ejercida por el gas circundante. Al perder energía, los fotones se volvieron un poco más fríos que la temperatura promedio general en el momento del desacoplamiento. Viceversa, los fotones que estaban ubicados en una porción del espacio un poco menos densa perdieron menos energía al dejarla que otros fotones, por lo que parecían un poco más calientes que el promedio. Por lo tanto, si las semillas de las galaxias actuales existían en el momento en que se emitió el CMB, deberíamos ver algunas ligeras variaciones en la temperatura del CMB cuando miramos en diferentes direcciones en el cielo.

Los científicos que trabajaron con los datos del satélite COBE detectaron diferencias de temperatura muy sutiles, aproximadamente 1 parte en 100.000, en el CMB. Las regiones de temperatura más baja que la media vienen en una variedad de tamaños, pero incluso la más pequeña de las áreas más frías detectadas por COBE es demasiado grande para ser la precursora de una galaxia individual, o incluso un supercúmulo de galaxias. Esto se debe a que el instrumento COBE tenía una “visión borrosa” (mala resolución) y solo podía medir grandes áreas del cielo. Necesitábamos instrumentos con una "visión más nítida".

Las mediciones más detalladas del CMB se han obtenido mediante dos satélites lanzados más recientemente que el COBE. Los resultados del primero de estos satélites, la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) naves espaciales, se publicaron en 2003. En 2015, las mediciones del satélite Planck ampliaron las mediciones de WMAP a una resolución espacial aún mayor y un ruido más bajo (Figura 4).

Observaciones CMB.

Figura 4. Esta comparación muestra cuánto detalle se puede ver en las observaciones de tres satélites utilizados para medir el CMB. El CMB es una instantánea de la luz más antigua de nuestro universo, impresa en el cielo cuando el universo tenía aproximadamente 380.000 años. La primera nave espacial, lanzada en 1989, es Cosmic Background Explorer de la NASA, o COBE. WMAP se lanzó en 2001 y Planck en 2009. Los tres paneles muestran parches de 10 grados cuadrados de mapas de todo el cielo. Esta imagen de radiación de fondo cósmico (abajo) es un mapa de todo el cielo del CMB observado por la misión Planck. Los colores en el mapa representan diferentes temperaturas: rojo para más cálido y azul para más frío. Estas pequeñas fluctuaciones de temperatura corresponden a regiones de densidades ligeramente diferentes, que representan las semillas de todas las estructuras futuras: las estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias de hoy. (crédito arriba: modificación del trabajo por NASA / JPL-Caltech / ESA crédito abajo: modificación del trabajo por ESA y Planck Collaboration)

Los cálculos teóricos muestran que los tamaños de los puntos calientes y fríos en el CMB dependen de la geometría del universo y, por tanto, de su densidad total. (No es del todo obvio que deba hacerlo, y se necesitan algunos cálculos bastante sofisticados, mucho más allá del nivel de nuestro texto, para hacer la conexión, pero tener tal dependencia es muy útil). La densidad total que estamos discutiendo aquí incluye tanto la cantidad de masa en el universo como el equivalente en masa de la energía oscura. Es decir, debemos sumar masa y energía: materia ordinaria, materia oscura y la energía oscura que está acelerando la expansión.

Para ver por qué funciona esto, recuerde (del capítulo sobre Agujeros negros y espacio-tiempo curvo) que con su teoría de la relatividad general , Einstein demostró que la materia puede curvar el espacio y que la cantidad de curvatura depende de la cantidad de materia presente. Por lo tanto, la cantidad total de materia en el universo (incluida la materia oscura y la contribución de materia equivalente por la energía oscura) determina la geometría general del espacio. Al igual que la geometría del espacio alrededor de un agujero negro tiene una curvatura, el universo entero puede tener una curvatura. Echemos un vistazo a las posibilidades (Figura 5).

Si la densidad de la materia es mayor que la densidad crítica, el universo eventualmente colapsará. En un universo tan cerrado, dos rayos de luz inicialmente paralelos eventualmente se encontrarán. Este tipo de geometría se conoce como geometría esférica. Si la densidad de la materia es menos que crítica, el universo se expandirá para siempre. Dos rayos de luz inicialmente paralelos divergirán, y esto se conoce como geometría hiperbólica. En un universo de densidad crítica, dos rayos de luz paralelos nunca se encuentran, y la expansión se detiene solo en algún momento infinitamente lejano en el futuro. Nos referimos a esto como universo planoy el tipo de geometría euclidiana que aprendiste en la escuela secundaria se aplica a este tipo de universo.

Representando la curvatura espacial de todo el universo.

Figura 5. La densidad de materia y energía determina la geometría general del espacio. Si la densidad del universo es mayor que la densidad crítica, entonces el universo finalmente colapsará y se dice que el espacio es cerrado como la superficie de una esfera. Si la densidad es exactamente igual a la densidad crítica, entonces el espacio es Departamento como una hoja de papel, el universo se expandirá para siempre, y la tasa de expansión se detendrá infinitamente en el futuro. Si la densidad es menos que crítica, entonces la expansión continuará para siempre y se dice que el espacio es abierto y curvado negativamente como la superficie de una silla de montar (donde se abre más espacio del esperado a medida que se aleja). Tenga en cuenta que las líneas rojas en cada diagrama muestran lo que sucede en cada tipo de espacio: inicialmente son paralelas pero siguen diferentes caminos dependiendo de la curvatura del espacio. Recuerde que estos dibujos están tratando de mostrar cómo el espacio de todo el universo está "deformado"; esto no se puede ver localmente en la pequeña cantidad de espacio que ocupamos los humanos.

Si la densidad del universo es igual a la densidad crítica, entonces los puntos calientes y fríos en el CMB deberían tener un tamaño de aproximadamente un grado. Si la densidad es mayor que la crítica, entonces los tamaños típicos serán mayores de un grado. Si el universo tiene una densidad menos que crítica, entonces las estructuras parecerán más pequeñas. En la Figura 6, puede ver las diferencias fácilmente. Las observaciones de WMAP y Planck del CMB confirmaron experimentos anteriores de que, de hecho, vivimos en un universo plano de densidad crítica.

Comparación de observaciones de CMB con posibles modelos del universo.

Figura 6. Las simulaciones cosmológicas predicen que si nuestro universo tiene una densidad crítica, las imágenes de CMB estarán dominadas por puntos fríos y calientes de alrededor de un grado de tamaño (centro inferior). Si, por otro lado, la densidad es más alta que la crítica (y el universo finalmente colapsará), entonces los puntos calientes y fríos de las imágenes aparecerán mayores de un grado (abajo a la izquierda). Si la densidad del universo es menos que crítica (y la expansión continuará para siempre), entonces las estructuras parecerán más pequeñas (abajo a la derecha). Como muestran las mediciones, el universo tiene una densidad crítica. Las mediciones que se muestran fueron realizadas por un instrumento a bordo de un globo llamado BOOMERanG (Observaciones en Globo de Radiación Milimétrica Extragaláctica y Geofísica), que fue volado en la Antártida. Las observaciones satelitales posteriores realizadas por WMAP y Planck confirman el resultado de BOOMERanG. (crédito: modificación del trabajo de la NASA)

Los números clave de un análisis de los datos de Planck nos dan los mejores valores disponibles actualmente para algunas de las propiedades básicas del universo:

  • Edad del universo: 13.799 ± 0.038 mil millones de años (Nota: Eso significa que conocemos la edad del universo dentro de los 38 millones de años. ¡Increíble!)
  • Constante de Hubble: 67,31 ± 0,96 kilómetros / segundo / millón de parsecs
  • Fracción del contenido del universo que es "energía oscura": 68,5% ± 1,3%
  • Fracción del contenido del universo que es materia: 31,5% ± 1,3%

Tenga en cuenta que este valor para el Constante de Hubble es ligeramente menor que el valor de 70 kilómetros / segundo / millón de parsecs que hemos adoptado en este libro. De hecho, el valor derivado de las mediciones de corrimientos al rojo es de 73 kilómetros / segundo / millón de parsecs. La cosmología moderna es tan precisa en estos días que los científicos están trabajando duro para resolver esta discrepancia. El hecho de que la diferencia entre estas dos medidas independientes sea tan pequeña es en realidad un logro notable. Hace solo unas décadas, los astrónomos discutían sobre si la constante de Hubble era de alrededor de 50 kilómetros / segundo / millón de pársecs o 100 kilómetros / segundo / millón de pársecs.

El análisis de los datos de Planck también muestra que la materia ordinaria (principalmente protones y neutrones) constituye el 4,9% de la densidad total. La materia oscura más la materia normal suman el 31,5% de la densidad total. La energía oscura aporta el 68,5% restante. La edad del universo en el desacoplamiento, es decir, cuando se emitió el CMB, era de 380.000 años.

Quizás el resultado más sorprendente de las mediciones de alta precisión de WMAP y las mediciones de precisión aún mayor de Planck es que no hubo sorpresas. El modelo de cosmología con materia ordinaria en aproximadamente un 5%, materia oscura en aproximadamente un 25% y energía oscura en aproximadamente un 70% ha sobrevivido desde finales de la década de 1990, cuando los cosmólogos se vieron obligados en esa dirección por los datos de las supernovas. En otras palabras, el universo muy extraño que hemos estado describiendo, con solo alrededor del 5% de su contenido compuesto por los tipos de materia con los que estamos familiarizados aquí en la Tierra, realmente parece ser el universo en el que vivimos.

Después de que se emitió el CMB, el universo continuó expandiéndose y enfriándose. Entre 400 y 500 millones de años después del Big Bang, ya se habían formado las primeras estrellas y galaxias. En lo profundo del interior de las estrellas, se recalentó la materia, se encendieron reacciones nucleares y comenzó la síntesis más gradual de los elementos más pesados ​​que hemos discutido a lo largo de este libro.

Concluimos este recorrido rápido por nuestro modelo del universo temprano con un recordatorio. No debes pensar en el Big Bang como un localizado explosión en el espacio, como una superestrella explosiva. No había límites y no había un solo sitio donde ocurrió la explosión. Fue una explosión del espacio (y tiempo, materia y energía) que sucedió en todas partes del universo. Toda la materia y la energía que existen hoy, incluidas las partículas de las que estás hecho, provienen del Big Bang. Estábamos, y todavía estamos, en medio de un Big Bang que nos rodea.

Conceptos clave y resumen

Cuando el universo se enfrió lo suficiente como para formar átomos de hidrógeno neutros, el universo se volvió transparente a la radiación. Los científicos han detectado la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) de esta época durante el cálido universo temprano. Las mediciones con el satélite COBE muestran que el CMB actúa como un cuerpo negro con una temperatura de 2,73 K. Diminutas fluctuaciones en el CMB nos muestran las semillas de estructuras a gran escala en el universo. Las mediciones detalladas de estas fluctuaciones muestran que vivimos en un universo de densidad crítica y que la densidad crítica está compuesta por un 31% de materia, incluida la materia oscura, y un 69% de energía oscura. La materia ordinaria, los tipos de partículas elementales que encontramos en la Tierra, constituyen solo alrededor del 5% de la densidad crítica. Las mediciones de CMB también indican que el universo tiene 13.800 millones de años.

Notas al pie

Glosario

Para mayor exploración

Actividades grupales colaborativas

  1. Este capítulo trata sobre algunas preguntas e ideas bastante importantes. Algunos sistemas de creencias nos enseñan que hay preguntas a las que "no se suponía que supiéramos" las respuestas. Otras personas sienten que si nuestras mentes e instrumentos son capaces de explorar una pregunta, entonces se convierte en parte de nuestro derecho de nacimiento como seres humanos pensantes. Haga que su grupo discuta sus reacciones personales al discutir cuestiones como el comienzo del tiempo y el espacio, y el destino final del universo. ¿Te pone nervioso escuchar que los científicos debaten estos temas? ¿O es emocionante saber que ahora podemos recopilar evidencia científica sobre el origen y el destino del cosmos? (Al discutir esto, es posible que los miembros de su grupo estén en total desacuerdo y trate de ser respetuosos con los puntos de vista de los demás).
  2. Un modelo popular del universo en las décadas de 1950 y 1960 fue la llamada cosmología de estado estacionario. In this model, the universe was not only the same everywhere and in all directions (homogeneous and isotropic), but also the same at all times. We know the universe is expanding and the galaxies are thinning out, and so this model hypothesized that new matter was continually coming into existence to fill in the space between galaxies as they moved farther apart. If so, the infinite universe did not have to have a sudden beginning, but could simply exist forever in a steady state. Have your group discuss your reaction to this model. Do you find it more appealing philosophically than the Big Bang model? Can you cite some evidence that indicates that the universe was not the same billions of years ago as it is now—that it is not in a steady state?
  3. One of the lucky accidents that characterizes our universe is the fact that the time scale for the development of intelligent life on Earth and the lifetime of the Sun are comparable. Have your group discuss what would happen if the two time scales were very different. Suppose, for example, that the time for intelligent life to evolve was 10 times greater than the main-sequence lifetime of the Sun. Would our civilization have ever developed? Now suppose the time for intelligent life to evolve is ten times shorter than the main-sequence lifetime of the Sun. Would we be around? (This latter discussion requires considerable thought, including such ideas as what the early stages in the Sun’s life were like and how much the early Earth was bombarded by asteroids and comets.)
  4. The grand ideas discussed in this chapter have a powerful effect on the human imagination, not just for scientists, but also for artists, composers, dramatists, and writers. Here we list just a few of these responses to cosmology. Each member of your group can select one of these, learn more about it, and then report back, either to the group or to the whole class.
    • The California poet Robinson Jeffers was the brother of an astronomer who worked at the Lick Observatory. His poem “Margrave” is a meditation on cosmology and on the kidnap and murder of a child: http://www.poemhunter.com/best-poems/robinson-jeffers/margrave/.
    • In the science fiction story “The Gravity Mine” by Stephen Baxter, the energy of evaporating supermassive black holes is the last hope of living beings in the far future in an ever-expanding universe. The story has poetic description of the ultimate fate of matter and life and is available online at: http://www.infinityplus.co.uk/stories/gravitymine.htm.
    • The musical piece YLEM by Karlheinz Stockhausen takes its title from the ancient Greek term for primeval material revived by George Gamow. It tries to portray the oscillating universe in musical terms. Players actually expand through the concert hall, just as the universe does, and then return and expand again. See: http://www.karlheinzstockhausen.org/ylem_english.htm.
    • The musical piece Supernova Sonata http://www.astro.uvic.ca/

The Baby Picture of the Universe

The CMB looks almost exactly the same, no matter what part of the sky we look at. The term for that in cosmology is “isotropic”, and the small deviations from perfect sameness are called anisotropies. Measuring the larger-sized anisotropies reveals how much dark energy, dark matter, and ordinary matter are contained in the universe.

The smaller anisotropies reveal the tiny fluctuations in density that gave rise to the pattern of galaxies and galaxy clusters we see today, which astronomers call the large-scale structure of the universe. Without those small irregularities, there wouldn’t be any galaxies, and we wouldn’t be here to observe them. Likewise, larger anisotropies wouldn’t produce the universe we see.

The overwhelming sameness of the CMB also tells us something about the early universe. Two points on the CMB on opposite sides of the sky shouldn’t have almost exactly the same temperature, since they weren’t close together at recombination. The most popular explanation for this is “inflation”: a tiny fraction of a second after the Big Bang, quantum fluctuations caused the universe to expand at an extreme rate. Points that were far apart at recombination today were neighbors before inflation, so they have nearly the same temperature.

According to theory, inflation left its mark on the CMB in the form of the twisting of light known as polarization. Astronomers use modern telescopes to look for that polarization, in hopes of seeing the behavior of the universe when it was only a fraction of a second old.

The Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian is home to the Kovac Lab, which has developed the BICEP program in collaboration with NASA’s Jet Propulsion Laboratory and other institutions. The various BICEP telescopes measure CMB polarization to a high degree of precision, with the goal of identifying the physical processes at work in the first instants of the cosmos. The current iteration of the project includes the BICEP3 telescope and the Keck Array, both located at the South Pole.


ESA's Planck Reveals the Most Detailed Map Ever Created of the Cosmic Microwave Background

The most detailed map ever created of the cosmic microwave background -- the relic radiation from the Big Bang - was recently released by ESA. Acquired by the Planck space telescope, the map reveals the existence of features that challenge the foundations of our current understanding of the Universe.

The image is based on the initial 15.5 months of data from Planck and is the mission's first all-sky picture of the oldest light in our Universe, imprinted on the sky when it was just 380,000 years old.

At that time, the young Universe was filled with a hot dense soup of interacting protons, electrons, and photons at about 2700 degrees Celsius. When the protons and electrons joined to form hydrogen atoms, the light was set free. As the Universe has expanded, this light today has been stretched out to microwave wavelengths, equivalent to a temperature of just 2.7 degrees above absolute zero.

This "cosmic microwave background" or CMB, shows tiny temperature fluctuations that correspond to regions of slightly different densities at very early times, representing the seeds of all future structure: the stars and galaxies of today.

According to the standard model of cosmology, the fluctuations arose immediately after the Big Bang and were stretched to cosmologically large scales during a brief period of accelerated expansion known as inflation.

ESA's Planck was designed to map these fluctuations across the whole sky with greater resolution and sensitivity than ever before. By analyzing the nature and distribution of the seeds in Planck's CMB image, we can determine the composition and evolution of the Universe from its birth to the present day.

Overall, the information extracted from Planck's new map provides an excellent confirmation of the standard model of cosmology at an unprecedented accuracy, setting a new benchmark in our understanding of the contents of the Universe.

But because precision of Planck's map is so high, it also made it possible to reveal some peculiar unexplained features that may well require new physics to be understood.

"The extraordinary quality of Planck's portrait of the infant Universe allows us to peel back its layers to the very foundations, revealing that our blueprint of the cosmos is far from complete. Such discoveries were made possible by the unique technologies developed for that purpose by European industry," says Jean-Jacques Dordain, ESA's Director General.

"Since the release of Planck's first all-sky image in 2010, we have been carefully extracting and analyzing all of the foreground emissions that lie between us and the Universe's first light, revealing the cosmic microwave background in the greatest detail yet," adds George Efstathiou of the University of Cambridge in the UK.

One of the most surprising findings is that the fluctuations in the CMB temperatures at large angular scales do not match those predicted by the standard model - their signals are not as strong as expected from the smaller scale structure revealed by Planck.

Another is an asymmetry in the average temperatures on opposite hemispheres of the sky. This runs counter to the prediction made by the standard model that the Universe should be broadly similar in any direction we look.

Furthermore, a cold spot extends over a patch of sky that is much larger than expected.

The asymmetry and the cold spot had already been hinted at with Planck's predecessor, NASA's WMAP mission, but were largely ignored because of lingering doubts about their cosmic origin.

"The fact that Planck has made such a significant detection of these anomalies erases any doubts about their reality. It can no longer be said that they are artifacts of the measurements. They are real and we have to look for a credible explanation," says Paolo Natoli of the University of Ferrara in Italy.

"Imagine investigating the foundations of a house and finding that parts of them are weak. You might not know whether the weaknesses will eventually topple the house, but you'd probably start looking for ways to reinforce it pretty quickly all the same," adds François Bouchet of the Institut d'Astrophysique de Paris in France.

One way to explain the anomalies is to propose that the Universe is in fact not the same in all directions on a larger scale than we can observe. In this scenario, the light rays from the CMB may have taken a more complicated route through the Universe than previously understood, resulting in some of the unusual patterns observed today.

"Our ultimate goal would be to construct a new model that predicts the anomalies and links them together. But these are early days. So far, we don't know whether this is possible and what type of new physics might be needed. And that's exciting," says Professor Efstathiou.

Beyond the anomalies, however, the Planck data conform spectacularly well to the expectations of a rather simple model of the Universe, allowing scientists to extract the most refined values yet for its ingredients.

Normal matter that makes up stars and galaxies contributes just 4.9 percent of the mass/energy density of the Universe. Dark matter, which has thus far only been detected indirectly by its gravitational influence, makes up 26.8 percent, nearly a fifth more than the previous estimate.

Conversely, dark energy, a mysterious force thought to be responsible for accelerating the expansion of the Universe, accounts for less than previously thought.

Finally, the Planck data also set a new value for the rate at which the Universe is expanding today, known as the Hubble constant. At 67.15 kilometers per second per megaparsec, this is significantly less than the current standard value in astronomy. The data imply that the age of the Universe is 13.82 billion years.

"With the most accurate and detailed maps of the microwave sky ever made, Planck is painting a new picture of the Universe that is pushing us to the limits of understanding current cosmological theories," says Jan Tauber, ESA's Planck Project Scientist.

"We see an almost perfect fit to the standard model of cosmology, but with intriguing features that force us to rethink some of our basic assumptions.

"This is the beginning of a new journey and we expect that our continued analysis of Planck data will help shed light on this conundrum."


Conceptos clave y resumen

When the universe became cool enough to form neutral hydrogen atoms, the universe became transparent to radiation. Scientists have detected the cosmic microwave background (CMB) radiation from this time during the hot, early universe. Measurements with the COBE satellite show that the CMB acts like a blackbody with a temperature of 2.73 K. Tiny fluctuations in the CMB show us the seeds of large-scale structures in the universe. Detailed measurements of these fluctuations show that we live in a critical-density universe and that the critical density is composed of 31% matter, including dark matter, and 69% dark energy. Ordinary matter—the kinds of elementary particles we find on Earth—make up only about 5% of the critical density. CMB measurements also indicate that the universe is 13.8 billion years old.


Discovery of the Cosmic Background Radiation

If the model of the universe described in the previous section is correct, then&mdashas we look far outward in the universe and thus far back in time&mdashthe first &ldquoafterglow&rdquo of the hot, early universe should still be detectable. Observations of it would be very strong evidence that our theoretical calculations about how the universe evolved are correct. As we shall see, we have indeed detected the radiation emitted at this fotón decoupling hora, when radiation began to stream freely through the universe without interacting with matter (Figure (PageIndex<1>)).

Figure (PageIndex<1>) Cosmic Microwave Background and Clouds Compared. (a) Early in the universe, photons (electromagnetic energy) were scattering off the crowded, hot, charged particles and could not get very far without colliding with another particle. But after electrons and photons settled into neutral atoms, there was far less scattering, and photons could travel over vast distances. The universe became transparent. As we look out in space and back in time, we can&rsquot see back beyond this time. (b) This is similar to what happens when we see clouds in Earth&rsquos atmosphere. Water droplets in a cloud scatter light very efficiently, but clear air lets light travel over long distances. So as we look up into the atmosphere, our vision is blocked by the cloud layers and we can&rsquot see beyond them.

The detection of this afterglow was initially an accident. In the late 1940s, Ralph Alpher and Robert Herman, working with George Gamow, realized that just before the universe became transparent, it must have been radiating like a blackbody at a temperature of about 3000 K&mdashthe temperature at which hydrogen atoms could begin to form. If we could have seen that radiation just after neutral atoms formed, it would have resembled radiation from a reddish star. It was as if a giant fireball filled the whole universe.

But that was nearly 14 billion years ago, and, in the meantime, the scale of the universe has increased a thousand fold. This expansion has increased the wavelength of the radiation by a factor of 1000 (see Figure (29.2.6) in Section 29.2). According to Wien&rsquos law, which relates wavelength and temperature, the expansion has correspondingly lowered the temperature by a factor of 1000 (see the chapter on Radiation and Spectra).

Alpher and Herman predicted that the glow from the fireball should now be at radio wavelengths and should resemble the radiation from a blackbody at a temperature only a few degrees above absolute zero. Since the fireball was everywhere throughout the universe, the radiation left over from it should also be everywhere. If our eyes were sensitive to radio wavelengths, the whole sky would appear to glow very faintly. However, our eyes can&rsquot see at these wavelengths, and at the time Alpher and Herman made their prediction, there were no instruments that could detect the glow. Over the years, their prediction was forgotten.

In the mid-1960s, in Holmdel, New Jersey, Arno Penzias and Robert Wilson of AT&T&rsquos Bell Laboratories had built a delicate microwave antenna (Figure (PageIndex<2>)) to measure astronomical sources, including supernova remnants like Cassiopeia A (see the chapter on The Death of Stars). They were plagued with some unexpected background noise, just like faint static on a radio, which they could not get rid of. The puzzling thing about this radiation was that it seemed to be coming from all directions at once. This is very unusual in astronomy: after all, most radiation has a specific direction where it is strongest&mdashthe direction of the Sun, or a supernova remnant, or the disk of the Milky Way, for example.

Figure (PageIndex<2>) Robert Wilson (left) and Arno Penzias (right). These two scientists are standing in front of the horn-shaped antenna with which they discovered the cosmic background radiation. The photo was taken in 1978, just after they received the Nobel Prize in physics.

Penzias and Wilson at first thought that any radiation appearing to come from all directions must originate from inside their telescope, so they took everything apart to look for the source of the noise. They even found that some pigeons had roosted inside the big horn-shaped antenna and had left (as Penzias delicately put it) &ldquoa layer of white, sticky, dielectric substance coating the inside of the antenna.&rdquo However, nothing the scientists did could reduce the background radiation to zero, and they reluctantly came to accept that it must be real, and it must be coming from space.

Penzias and Wilson were not cosmologists, but as they began to discuss their puzzling discovery with other scientists, they were quickly put in touch with a group of astronomers and physicists at Princeton University (a short drive away). These astronomers had&mdashas it happened&mdashbeen redoing the calculations of Alpher and Herman from the 1940s and also realized that the radiation from the decoupling time should be detectable as a faint afterglow of radio waves. The different calculations of what the observed temperature would be for this cosmic microwave background (CMB) 1 were uncertain, but all predicted less than 40 K.

Penzias and Wilson found the distribution of intensity at different radio wavelengths to correspond to a temperature of 3.5 K. This is very cold&mdashcloser to absolute zero than most other astronomical measurements&mdashand a testament to how much space (and the waves within it) has stretched. Their measurements have been repeated with better instruments, which give us a reading of 2.73 K. So Penzias and Wilson came very close. Rounding this value, scientists often refer to &ldquothe 3-degree microwave background.&rdquo

Many other experiments on Earth and in space soon confirmed the discovery by Penzias and Wilson: The radiation was indeed coming from all directions (it was isotropic) and matched the predictions of the Big Bang theory with remarkable precision. Penzias and Wilson had inadvertently observed the glow from the primeval fireball. They received the Nobel Prize for their work in 1978. And just before his death in 1966, Lemaître learned that his &ldquovanished brilliance&rdquo had been discovered and confirmed.

You may enjoy watching Three Degrees, a 26-minute video from Bell Labs about Penzias and Wilson&rsquos discovery of the cosmic background radiation (with interesting historical footage).


29.4 The Cosmic Microwave Background

The description of the first few minutes of the universe is based on theoretical calculations. It is crucial, however, that a scientific theory should be testable. What predictions does it make? And do observations show those predictions to be accurate? One success of the theory of the first few minutes of the universe is the correct prediction of the amount of helium in the universe.

Another prediction is that a significant milestone in the history of the universe occurred about 380,000 years after the Big Bang. Scientists have directly observed what the universe was like at this early stage, and these observations offer some of the strongest support for the Big Bang theory. To find out what this milestone was, let’s look at what theory tells us about what happened during the first few hundred thousand years after the Big Bang.

The fusion of helium and lithium was completed when the universe was about 4 minutes old. The universe then continued to resemble the interior of a star in some ways for a few hundred thousand years more. It remained hot and opaque, with radiation being scattered from one particle to another. It was still too hot for electrons to “settle down” and become associated with a particular nucleus such free electrons are especially effective at scattering photons, thus ensuring that no radiation ever got very far in the early universe without having its path changed. In a way, the universe was like an enormous crowd right after a popular concert if you get separated from a friend, even if he is wearing a flashing button, it is impossible to see through the dense crowd to spot him. Only after the crowd clears is there a path for the light from his button to reach you.

The Universe Becomes Transparent

Not until a few hundred thousand years after the Big Bang, when the temperature had dropped to about 3000 K and the density of atomic nuclei to about 1000 per cubic centimeter, did the electrons and nuclei manage to combine to form stable atoms of hydrogen and helium (Figure 29.14). With no free electrons to scatter photons, the universe became transparent for the first time in cosmic history. From this point on, matter and radiation interacted much less frequently we say that they decoupled from each other and evolved separately. Suddenly, electromagnetic radiation could really travel, and it has been traveling through the universe ever since.

Discovery of the Cosmic Background Radiation

If the model of the universe described in the previous section is correct, then—as we look far outward in the universe and thus far back in time—the first “afterglow” of the hot, early universe should still be detectable. Observations of it would be very strong evidence that our theoretical calculations about how the universe evolved are correct. As we shall see, we have indeed detected the radiation emitted at this photon decoupling time , when radiation began to stream freely through the universe without interacting with matter (Figure 29.15).

The detection of this afterglow was initially an accident. In the late 1940s, Ralph Alpher and Robert Herman , working with George Gamow , realized that just before the universe became transparent, it must have been radiating like a blackbody at a temperature of about 3000 K—the temperature at which hydrogen atoms could begin to form. If we could have seen that radiation just after neutral atoms formed, it would have resembled radiation from a reddish star. It was as if a giant fireball filled the whole universe.

But that was nearly 14 billion years ago, and, in the meantime, the scale of the universe has increased a thousand fold. This expansion has increased the wavelength of the radiation by a factor of 1000 (see Figure 29.7). According to Wien’s law, which relates wavelength and temperature, the expansion has correspondingly lowered the temperature by a factor of 1000 (see the chapter on Radiation and Spectra). The cosmic background behaves like a blackbody and should therefore have a spectrum that obeys Wien’s Law.

Alpher and Herman predicted that the glow from the fireball should now be at radio wavelengths and should resemble the radiation from a blackbody at a temperature only a few degrees above absolute zero. Since the fireball was everywhere throughout the universe, the radiation left over from it should also be everywhere. If our eyes were sensitive to radio wavelengths, the whole sky would appear to glow very faintly. However, our eyes can’t see at these wavelengths, and at the time Alpher and Herman made their prediction, there were no instruments that could detect the glow. Over the years, their prediction was forgotten.

In the mid-1960s, in Holmdel, New Jersey, Arno Penzias and Robert Wilson of AT&T’s Bell Laboratories had built a delicate microwave antenna (Figure 29.16) to measure astronomical sources, including supernova remnants like Cassiopeia A (see the chapter on The Death of Stars). They were plagued with some unexpected background noise, just like faint static on a radio, which they could not get rid of. The puzzling thing about this radiation was that it seemed to be coming from all directions at once. This is very unusual in astronomy: after all, most radiation has a specific direction where it is strongest—the direction of the Sun, or a supernova remnant, or the disk of the Milky Way, for example.

Penzias and Wilson at first thought that any radiation appearing to come from all directions must originate from inside their telescope, so they took everything apart to look for the source of the noise. They even found that some pigeons had roosted inside the big horn-shaped antenna and had left (as Penzias delicately put it) “a layer of white, sticky, dielectric substance coating the inside of the antenna.” However, nothing the scientists did could reduce the background radiation to zero, and they reluctantly came to accept that it must be real, and it must be coming from space.

Penzias and Wilson were not cosmologists, but as they began to discuss their puzzling discovery with other scientists, they were quickly put in touch with a group of astronomers and physicists at Princeton University (a short drive away). These astronomers had—as it happened—been redoing the calculations of Alpher and Herman from the 1940s and also realized that the radiation from the decoupling time should be detectable as a faint afterglow of radio waves. The different calculations of what the observed temperature would be for this cosmic microwave background (CMB) 2 were uncertain, but all predicted less than 40 K.

Penzias and Wilson found the distribution of intensity at different radio wavelengths to correspond to a temperature of 3.5 K. This is very cold—closer to absolute zero than most other astronomical measurements—and a testament to how much space (and the waves within it) has stretched. Their measurements have been repeated with better instruments, which give us a reading of 2.73 K. So Penzias and Wilson came very close. Rounding this value, scientists often refer to “the 3-degree microwave background.”

Many other experiments on Earth and in space soon confirmed the discovery by Penzias and Wilson: The radiation was indeed coming from all directions (it was isotropic) and matched the predictions of the Big Bang theory with remarkable precision. Penzias and Wilson had inadvertently observed the glow from the primeval fireball. They received the Nobel Prize for their work in 1978. And just before his death in 1966, Lemaître learned that his “vanished brilliance” had been discovered and confirmed.

Enlace al aprendizaje

You may enjoy watching Three Degrees, a 26-minute video from Bell Labs about Penzias and Wilson’s discovery of the cosmic background radiation (with interesting historical footage).

Properties of the Cosmic Microwave Background

One issue that worried astronomers is that Penzias and Wilson were measuring the background radiation filling space through Earth’s atmosphere. What if that atmosphere is a source of radio waves or somehow affected their measurements? It would be better to measure something this important from space.

The first accurate measurements of the CMB were made with a satellite orbiting Earth. Named the Cosmic Background Explorer ( COBE ), it was launched by NASA in November 1989. The data it received quickly showed that the CMB closely matches that expected from a blackbody with a temperature of 2.73 K (Figure 29.17). This is exactly the result expected if the CMB was indeed redshifted radiation emitted by a hot gas that filled all of space shortly after the universe began.

The first important conclusion from measurements of the CMB, therefore, is that the universe we have today has indeed evolved from a hot, uniform state. This observation also provides direct support for the general idea that we live in an evolving universe, since the universe is cooler today than it was in the beginning.

Small Differences in the CMB

It was known even before the launch of COBE that the CMB is extremely isotropic. In fact, its uniformity in every direction is one of the best confirmations of the cosmological principle— that the universe is homogenous and isotropic.

According to our theories, however, the temperature could not have been perfectly uniform when the CMB was emitted. After all, the CMB is radiation that was scattered from the particles in the universe at the time of decoupling. If the radiation were completely smooth, then all those particles must have been distributed through space absolutely evenly. Yet it is those particles that have become all the galaxies and stars (and astronomy students) that now inhabit the cosmos. Had the particles been completely smoothly distributed, they could not have formed all the large-scale structures now present in the universe—the clusters and superclusters of galaxies discussed in the last few chapters.

The early universe must have had tiny density fluctuations from which such structures could evolve. Regions of higher-than-average density would have attracted additional matter and eventually grown into the galaxies and clusters that we see today. It turns out that these denser regions would appear to us to be colder spots, that is, they would have lower-than-average temperatures.

The reason that temperature and density are related can be explained this way. At the time of decoupling, photons in a slightly denser portion of space had to expend some of their energy to escape the gravitational force exerted by the surrounding gas. In losing energy, the photons became slightly colder than the overall average temperature at the time of decoupling. Vice versa, photons that were located in a slightly less dense portion of space lost less energy upon leaving it than other photons, thus appearing slightly hotter than average. Therefore, if the seeds of present-day galaxies existed at the time that the CMB was emitted, we should see some slight variations in the CMB temperature as we look in different directions in the sky.

Scientists working with the data from the COBE satellite did indeed detect very subtle temperature differences—about 1 part in 100,000—in the CMB. The regions of lower-than-average temperature come in a variety of sizes, but even the smallest of the colder areas detected by COBE is far too large to be the precursor of an individual galaxy, or even a supercluster of galaxies. This is because the COBE instrument had “blurry vision” (poor resolution) and could only measure large patches of the sky. We needed instruments with “sharper vision.”

The most detailed measurements of the CMB have been obtained by two satellites launched more recently than COBE. The results from the first of these satellites, the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) spacecraft, were published in 2003. In 2015, measurements from the Planck satellite extended the WMAP measurements to even-higher spatial resolution and lower noise (Figure 29.18).

Theoretical calculations show that the sizes of the hot and cold spots in the CMB depend on the geometry of the universe and hence on its total density. (It’s not at all obvious that it should do so, and it takes some pretty fancy calculations—way beyond the level of our text—to make the connection, but having such a dependence is very useful.) The total density we are discussing here includes both the amount of mass in the universe and the mass equivalent of the dark energy. That is, we must add together mass and energy: ordinary matter, dark matter, and the dark energy that is speeding up the expansion.

To see why this works, remember (from the chapter on Black Holes and Curved Spacetime) that with his theory of general relativity , Einstein showed that matter can curve space and that the amount of curvature depends on the amount of matter present. Therefore, the total amount of matter in the universe (including dark matter and the equivalent matter contribution by dark energy), determines the overall geometry of space. Just like the geometry of space around a black hole has a curvature to it, so the entire universe may have a curvature. Let’s take a look at the possibilities (Figure 29.19).

If the density of matter is higher than the critical density, the universe will eventually collapse. In such a closed universe, two initially parallel rays of light will eventually meet. This kind of geometry is referred to as spherical geometry. If the density of matter is less than critical, the universe will expand forever. Two initially parallel rays of light will diverge, and this is referred to as hyperbolic geometry. In a critical-density universe, two parallel light rays never meet, and the expansion comes to a halt only at some time infinitely far in the future. We refer to this as a flat universe , and the kind of Euclidean geometry you learned in high school applies in this type of universe.

If the density of the universe is equal to the critical density, then the hot and cold spots in the CMB should typically be about a degree in size. If the density is greater than critical, then the typical sizes will be larger than one degree. If the universe has a density less than critical, then the structures will appear smaller. In Figure 29.20, you can see the differences easily. WMAP and Planck observations of the CMB confirmed earlier experiments that we do indeed live in a flat, critical-density universe.

Key numbers from an analysis of the Planck data give us the best values currently available for some of the basic properties of the universe:

  • Age of universe: 13.799 ± 0.038 billion years (Note: That means we know the age of the universe to within 38 million years. Amazing!)
  • Hubble constant: 67.31 ± 0.96 kilometers/second/million parsecs (in the units we’ve been using, 20.65 kilometers/second/million light-years)
  • Fraction of universe’s content that is “dark energy”: 68.5% ± 1.3%
  • Fraction of the universe’s content that is matter: 31.5% ± 1.3%

Note that this value for the Hubble constant is slightly smaller than the value of 70 kilometers/second/million parsecs that we have adopted in this book. In fact, the value derived from measurements of redshifts is 73 kilometers/second/million parsecs. So precise is modern cosmology these days that scientists are working hard to resolve this discrepancy. The fact that the difference between these two independent measurements is so small is actually a remarkable achievement. Only a few decades ago, astronomers were arguing about whether the Hubble constant was around 50 kilometers/second/million parsecs or 100 kilometers/second/million parsecs.

Analysis of Planck data also shows that ordinary matter (mainly protons and neutrons) makes up 4.9% of the total density. Dark matter plus normal matter add up to 31.5% of the total density. Dark energy contributes the remaining 68.5%. The age of the universe at decoupling—that is, when the CMB was emitted—was 380,000 years.

Perhaps the most surprising result from the high-precision measurements by WMAP and the even higher-precision measurements from Planck is that there were no surprises. The model of cosmology with ordinary matter at about 5%, dark matter at about 25%, and dark energy about 70% has survived since the late 1990s when cosmologists were forced in that direction by the supernovae data. In other words, the very strange universe that we have been describing, with only about 5% of its contents being made up of the kinds of matter we are familiar with here on Earth, really seems to be the universe we live in.

After the CMB was emitted, the universe continued to expand and cool off. By 400 to 500 million years after the Big Bang, the very first stars and galaxies had already formed. Deep in the interiors of stars, matter was reheated, nuclear reactions were ignited, and the more gradual synthesis of the heavier elements that we have discussed throughout this book began.

We conclude this quick tour of our model of the early universe with a reminder. You must not think of the Big Bang as a localized explosion in space, like an exploding superstar. There were no boundaries and there was no single site where the explosion happened. It was an explosion of space (and time and matter and energy) that happened everywhere in the universe. All matter and energy that exist today, including the particles of which you are made, came from the Big Bang. We were, and still are, in the midst of a Big Bang it is all around us.


Cosmic Microwave Background: WMAP (first year)

" Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP, is a NASA Explorer mission measuring the temperature of the cosmic background radiation over the full sky with unprecedented accuracy. This map of remnant heat from the Big Bang provides answers to fundamental questions about the origin and fate of our universe. " — From the NASA/WAMP website The probe is over 930,000 miles from Earth and effectively scans the entire sky every six months.

Temperature fluctuations displayed here are 13.7 billion years old, from the time when the Big Bang was thought to have occurred. Essentially, it is a detailed, all-sky display of the young universe developed from three years of WMAP data. The blue areas are cooler while the red areas are warmer. The temperature range on this map is ± 200 microKelvin, which is incredibly small. The temperature range is so small because it doesn’t measure absolute temperature but anisotropy. Anisotropy is the difference between two measurements taken in opposite directions. This is much more accurate than simply measuring the absolute temperature in one direction. This data is used to support the Big Bang theory using inflation. The concept is that the universe expanded many trillion times its size in less than a trillionth of a second at the beginning of the Big Bang. This is a map of the remnant heat left from the big bang. According to NASA, the measurements reveal size, matter content, age, geometry, and the fate of the universe.

There are two versions of the WMAP data. This dataset is from the first year of data collected by WMAP and is lower resolution. The other available dataset is from the third year of data collected and is polarized and has a higher resolution. In the third year dataset, the formation site of the Milky Way galaxy is visible in the red band.