Radiación de fondo cósmico de microondas

En cosmoloxía, a **radiación cósmica de fondo de microondas** -*RCF*, ou *RCFM*- (tamén chamada en acrónimos do inglés: *CMB*, *RCFM*, *CBR*, *MBR* ) e a radiación térmica remanente (ou fósil) do big-bang , e enche o universo de xeito case uniforme.
[alt=Antena de 15 m Holmdel dos Laboratorios Bell en Nova Jersey. Foi construída en 1959, pioneira na comunicación para os satélites ECHO I da NASA. A antena tiña uns 16 m de longo e 18 tm. Estaba feita de aluminio cunha base de aceiro. Posteriormente sufriu modificacións. No 1964, os radioastrónomos Robert Wilson e Arno Penzias descubriron a radiación de fondo cósmico con ela, obtendo o Premio Nobel no 1978. No 1990 foi declarada zona histórica.|miniatura|Antena de 15 m Holmdel dos [Laboratorios Bell en Nova Jersey. Foi construída en 1959, pioneira na comunicación para os satélites ECHO I da NASA. A antena tiña uns 16 m de longo e 18 tm. Estaba feita de aluminio cunha base de aceiro. Posteriormente sufriu modificacións. No 1964, os radioastrónomos Robert Wilson e Arno Penzias descubriron a radiación de fondo cósmico con ela, obtendo o Premio Nobel no 1978. No 1990 foi declarada zona histórica.]]
Empregando un telescopio óptico tradicional, o espazo entre as estrelas e galaxias (o fondo) é totalmente escuro. Pero se empregamos un radiotelescopio suficientemente sensible as imaxes resultantes mostran un brillo tenue de fondo, case exactamente o mesmo en todas as direccións, que non está asociado a ningunha estrela, galaxia ou outro obxecto. Este brillo é máis intenso na rexión do espectro de radiofrecuencia de microondas. O descubrimento fortuíto da RFM (CMB) no ano 1964 polos radioastrónomos americanos Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson foi a culminación dun traballo iniciado en 1940, recibindo o Premio Nobel de Física de 1978.

A radiación cósmica de fondo explicase coma a radiación residual dun estadio inicial do desenvolvemento do universo, o seu descubrimento é considerado unha proba marco do modelo do universo do Big Bang. Cando o universo era novo, antes da formación de estrelas e planetas, era moito maior, máis quente, e cuberto cun brillo uniforme produto dunha néboa branca e quente de plasma de hidróxeno. Como o universo se expandiu, tanto o plasma e da radiación de recheo foron perdendo temperatura, e facéndose máis frías. Cando o Universo arrefriou o suficiente, puideron formar átomos estables. Estes átomos xa non podían absorber a radiación térmica, e o universo fíxose transparente en vez de ser un neboeiro opaco. Os fotóns que existían naquela época puideron propagarse, dende entón, aínda que o seu crecemento foi sendo cada vez máis débil e menos enerxético, xa que os fotóns tiñan que cubrir un universo maior e máis grande. Esta é a razón pola que tamén se usa o termo alternativo radiación reliquia ou fósil.

A medida exacta da radiación cósmica de fondo é un dos parámetros fundamentais para a cosmoloxía, xa que calquera proposta de modelo de universo debe explicar esta radiación e a súa. A RCFM ten un espectro térmico do corpo negro, a unha temperatura de 2,725 Kelvin, así, os picos do espectro de microondas na frecuencia de 160,2&nbsp;GHz, correspondese a un milímetro de lonxitude de onda 1.9. Isto vale para medir a intensidade por unidade de frecuencia, como na lei de Planck. Se, en vez de medilo por unidade de lonxitude de onda, usamos a lei de Wien, o pico será de 1,06&nbsp;mm, correspondendo a unha frecuencia de 283 gigahertz.

O brillo é moi uniforme en tódalas direccións pero mostra un estándar moi específico, igual ao esperado para un gas quente uniformemente distribuído coa forma xusta é ampliada ao tamaño actual universo. En particular, o espazo do espectro de enerxía (canta diferenza é observada *versus* a distancia entre as rexións están no ceo), contén pequenas anisotropías ou irregularidades, que varían co tamaño da zona analizada. Estas anisotropías foron medidas en detalle, e corresponden a pequenas variacións térmicas, xeradas por flutuacións cuánticas da materia nun espazo moi pequeno, que se expandiron ata o tamaño do universo observable que vemos hoxe. Este aínda é un campo moi activo de estudo, onde os científicos buscan mellores datos (por exemplo, a sonda Planck) e mellores interpretacións das condicións iniciais da expansión.

A pesar de que moitos procesos distintos poden producir a forma xeral dun espectro do corpo negro, ningún outro modelo agás o do Big Bang explica as flutuacións. Como resultado, a maioría dos cosmólogos consideran o modelo do universo do big-bang a mellor explicación para a existencia da RCF.

## Características 
[miniatura|300px|Espectro do fondo cósmico de microondas medido polo instrumento FIRAS do satélite [COBE, é a medida mais precisa do espectro de radiación de corpo negro feita na natureza. Os datos obtidos e o erro estándar do gráfico están solapados pola curva teórica.]]

A radiación cósmica de fondo -RCF- é isotrópica (ten a mesma forma ou é regular) ata preto dunha parte entre 105: a raíz cadrada da media das variacións (valor eficaz) é de só 18 μK. Despois de eliminar a anisotropía do dipolo, que é debida ao efecto Doppler na radiación de fondo de microondas, producida pola nosa velocidade peculiar (a do planeta Terra) en relación á estrutura cósmica inmóbel (ou referencial de repouso cósmico), que foi pois subtraída para fóra dos datos. Esta característica é consistente coa Terra movéndose a uns 627 quilómetros por segundo na dirección da constelación da virxe (Virgo). O instrumento *FIRAS* (en inglés *The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer*) que formaba parte do satélite espacial da NASA Cosmic Background Explorer (en acrónimo: COBE) mediu coidadosamente o espectro da radiación cósmica de fondo. Os membros do proxecto Firas compararon a RCF cunha referencia interna do espectro de corpo negro e os espectros atopados concordan dentro do nivel de erro experimental, concluíron que calquera desvío da forma do espectro de corpo negro que aínda pode pasar desapercibida no espectro CMB na franxa de lonxitude de onda 0,5–5&nbsp;mm debe ter unha ponderación rms nun valor non superior a 50 partes por millón (0,005%) do brillo máximo CMB . Isto fixo que o espectro da CMB sexa a medida do espectro de corpo negro máis precisa atopada na natureza.

A radiación cósmica de fondo é a principal predición do modelo cosmolóxico do Big Bang. Ademais, a cosmoloxía inflacionista prevé que despois de preto de 10−37 segundos despois do nacemento do universo este sufriu un crecemento exponencial que suavizou case todas as heteroxeneidades. A excepción é a causada pola falta de homoxeneidade nas flutuacións cuánticas no campo inflaton. Isto foi seguido por unha quebra de simetría, un tipo de transición de fase, que deu lugar ao establecemento da forzas fundamentais e as partículas elementais na súa forma actual. Despois de 10−6 segundos, o universo inicial estaba composto dun plasma quente de fotóns, electróns e barións. Os fotóns interactuaban constantemente co plasma a través do Efecto Compton. Como o universo estábase a se expandir, o arrefriamento adiabático provocado polo plasma fresco rematou tornándose favorable para que os electróns se combinasen con protóns formando átomos de hidróxeno. Esa recombinación aconteceu preto dos 3000 K, cando o universo tiña aproximadamente 379.000 anos de idade. Isto é equivalente a un corremento ao vermello (redshift) de z = 1,088. Neste momento, os fotóns non interactúan con átomos electricamente neutros e a luz (os fotóns) comezou a viaxar libremente polo espazo, dando coma resultado a disociación da materia e da radiación.

A temperatura (a cor) dos fotóns continuou a diminuír dende entón, agora ata 2,725 K, a temperatura segue a caer consonte o universo se expande. De acordo co modelo do Big Bang, a radiación do ceo medida mostrase nunha superficie esférica, chamada superficie de pasado estendido. Isto representa a colección de puntos no espazo nos que o evento de disociación está acreditado que ía ocorrer, fai menos de 400.000 anos despois do Big Bang. A idade estimada do Universo é 13.750.000.000 anos. Con todo, dado que o universo segue en expansión dende entón, a distancia da Terra ata a beira do universo observable agora, é polo menos de 46.500 millóns de anos luz.

A teoría do Big Bang suxire que a radiación cósmica de fondo enche todo o espazo observábel, e que a maioría da enerxía da radiación do universo está na radiación cósmica de fondo, que constitúe unha fracción de cerca de 6 × 10 −5 da densidade total do Universo (a densidade de fotóns é 4,7 × 10 −31 kg / m 3 , mentres que a densidade crítica é 7,9 × 10 −27 kg / m 3 ).

Dous dos maiores éxitos da teoría do Big Bang son as súas predicións do seu espectro case perfecto de corpo negro e a súa detallada predición das anisotropías (irregularidades) da radiación cósmica de fondo. A recente Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) mediu con precisión esas anisotropías través de todo o ceo ata escalas angulares de 0,2 graos. Estes datos poden ser usados para estimar os parámetros da norma -modelo Lambda- do Big Bang. Desta información, datos tales como a forma do Universo, poden obterse directamente da radiación cósmica de fondo, mentres que outros, como a constante de Hubble, son limitados e hai que inferilos doutras medidas.

## Notas