Anar al contingut

Radiació de fondo de microones

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Archiu:WMAP 2012.png
Radiació de fondo de microones
Per a atres usos d'este terme vore Microones (desambiguaació).

Plantilla:Cosmologia La radiació de fondo de microones és una forma de radiació electromagnètica descoberta en 1965 que ompli l'univers per complet. També es denomina radiació còsmica de microones, radiació còsmica de fondo o radiació del fondo còsmic.

Té característiques de radiació de cos negre a una temperatura de 2,725 K i la seua freqüència pertany al ranc de les microones en una freqüència de 160,2 GHz, lo que es correspon en una llongitut d'ona d'1,9 mm. Esta radiació és una de les proves principals del model cosmológico del Big Bang.[1]

Característiques

[editar | editar còdic]
Archiu:Cmbr.svg
L'espectre de la radiació de fondo de microones medit per l'instrument FIRAS en el satèlit COBE és l'espectre de cos negre medit en més precisió en la naturalea. Les variables i l'error estàndar estan amagats per la curva teòrica.

La radiació de fondo de microones és isótropo fins a una part entre 105: les variacions del valor eficaç són solament 18 µK.[2] l'espectrofotómetro FIRAS (en anglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satèlit COBE de la NASA ha medit cuidadosadament l'espectre de la radiació de fondo del microones. El FIRAS va comparar el CMB (en anglés Cosmic Microwave Background) en un cos negre de referència i no es va poder vore cap diferència en els seus espectres. Qualsevol desviació del cos negre que poguera permanéixer sense detectar en l'espectre de el CMB sobre el ranc de llongituts d'ona des de 0,5 a 5 mm tindria que tindre un valor d'unes 50 parts per milló del pico de lluentor de el CMB.[3] Açò va fer de l'espectre de el CMB el cos negre medit de manera més precisa en la naturalea.

Esta radiació és una predicció del model del Big Bang, ya que segons este model, l'univers primigeni era un plasma compost principalment per electrons, fotons i bariones (protones i neutrons). Els fotons estaven constantment interactuant en el plasma per mig de la dispersió de Thomson. Els electrons no es podien unir als protones i atres núcleus atòmics per a formar àtoms perque l'energia mija de dit plasma era molt alta, per lo que els electrons interactuaven constantment en els fotons per mig del procés conegut com dispersió Compton. A mida que l'univers es va ser expandint, el refredat adiabàtic (del que el corriment al roig cosmológico és un síntoma actual) va causar que el plasma es gelara fins que va ser possible que els electrons es combinaren en els protones i formaren àtoms d'hidrogen. Açò va ocórrer quan este va alcançar els 3000 K, uns 380 000 anys despuix del Big Bang. A partir d'eixe moment, els fotons varen poder viajar lliurement a través de l'espai sense roçar (sense aplegar a unir-se) en els electrons dispersos. Este fenomen és conegut com era de la recombinació; la radiació de fondo de microones és precisament el resultat d'eixe periodo. En anar-se expandint l'univers, esta radiació també va ser disminuint la seua temperatura, la qual cosa explica per qué hui en dia és solament d'uns 2,7 K. La radiació de fondo és el soroll que fa l'univers.

Els fotons han continuat gelant-se des de llavors, actualment han caigut a 2,725 K i la seua temperatura continuarà caent segons s'expandixca l'univers. De la mateixa manera, la radiació del cel que medim ve d'una superfície esfèrica, cridada superfície de l'última dispersió, en la que els fotons que es varen descompondre en l'interacció en matèria en l'univers primigeni, fa 13 700 millons d'anys, estan observant-se actualment en la Terra. El model del Big Bang sugerix que el fondo de radiació còsmic reblix tot l'espai observable i que gran part de la radiació en l'univers està en el CMB, que té una fracció d'aproximadament 5·10-5 de la densitat total de l'univers.[4]

Dos dels grans èxits de la teoria del Big Bang són les seues prediccions d'este espectre de cos negre casi perfecte i la seua predicció detallada de les anisotropías en el fondo còsmic de microones. El recent WMAP ha medit precisament estes anisotropía sobre el cel per complet a escales angulars de 0,2°.[5] Estes es poden utilisar per a estimar els paràmetros del modele Lambda-CDM estàndar del Big Bang. Alguna informació, com la forma de l'univers, es pot obtindre directament de el CMB, mentres uns atres, com la constant de Hubble, no estan restringits i tenen que ser inferidos d'atres mides.[6]

Història

[editar | editar còdic]

Esta radiació va ser predita per George Gamow, Ralph Alpher i Robert Herman en 1948. És més, Alpher i Herman varen poder estimar que la temperatura del fondo de radiació de microones era 5 K, encara que dos anys despuix, la reestimaron en 2.8 K.[7] Encara que hi havia vàries estimacions prèvies de la temperatura de l'espai (vore cronologia), estes tenien dos defectes. En primer lloc, varen ser medides de la temperatura efectiva de l'espai i no sugerixen que l'espai va ser reblit en un espectre de Planck tèrmic. I en segon lloc, són depenents del nostre lloc especial en l'extrem de la Via Làctea i no sugerixen que la radiació és isótropo. Ademés, produiria prediccions molt diferents si la Terra estiguera localisada en qualsevol atre lloc de l'univers.[8]


Els resultats de 1948 de Gamow i Alpher no varen anar àmpliament discutits. No obstant, varen ser redescubiertos per Robert Dicke i Yakov Zel'dovich a principis dels anys 1960. La primera apreciació de la radiació de el CMB com un fenomen detectable va aparéixer en un breu artícul dels astrofísics soviètics A. G. Doroshkevich i Igor Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964.[9] En 1964 David Todd Wilkinson i Peter Roll, i els colegues de Dicke en l'Universitat de Princeton, varen escomençar a construir un radiómetro de Dicke per a medir el fondo de radiació de microones.[10]

Archiu:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey - restoration1.jpg
l'antena de bocina en Holmdel en la que Penzias i Wilson varen descobrir la radiació de fondo de microones.

En 1965 Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson en els Laboratoris Bell de Crawford Hill prop de Holmdel Township (Nova Jersey) havien construït un radiómetro Dicke que varen intentar utilisar para radioastronomía i experiments de comunicacions per satèlit. El seu instrumental tenia un excés de temperatura de soroll de 3,5 K en el que ells no contaven. Despuix de rebre una cridada telefònica de Crawford Hill, Dicke va dir la gràcia: «Chics, nos han furtat».[11] Una trobada entre els grups de Princeton i Crawford Hill va determinar que la temperatura de l'antena va ser induïda pel fondo de radiació de microones. Penzias i Wilson varen rebre el Premi Nobel de Física de 1978 pel seu descobriment.

L'interpretació de la radiació de fondo de microones va ser un tema controvertit en els anys 1960 entre els defensors de la teoria de l'estat estacionario argumentant que el fondo de microones era el resultat de la llum dispersada de les estreles procedent de les galàxies distants. Utilisant este model i basat en l'estudi de l'absorció reduïda de llínees que caracterisa l'espectre de les estreles, l'astrònom Andrew McKellar va escriure en 1941: «Es pot calcular que el rotacional de temperatura de l'espai interestelar és 2 K».[12] No obstant, durant els anys 1970 el consens va ser que la radiació de fondo de microones és un remanente del Big Bang. Açò va ser en gran part perque les noves mides en un ranc de freqüències varen demostrar que l'espectre era un tèrmic, cos negre, un resultat que el model de l'estat estacionario no podia reproduir.


Harrison, Peebles i Yu, i per una atra part Zel'dovich es varen donar conte de que l'Univers primigeni tindria que tindre inhomogeneidades en un nivell de 10-4 o 10−5.[13] Rashid Siunyáiev despuix va calcular la chafada observable que estes inhomogeneidades tindrien en el fondo de radiació de microones.[14] Incrementalmente els llímits estrictes de l'anisotropía del fondo de radiació de microones varen ser establits per experiments basats en la terra, pero l'anisotropía es va detectar per primera volta pel Radiómetro de Microones Diferencial en el satèlit COBE.[15]

Inspirat pels resultats de el COBE, una série d'experiments en terra o basats en globos varen medir les anisotropía del fondo de radiació de microones en chicotetes escales angulars durant la década següent. L'objectiu primari d'estos experiments va ser medir l'escala del primer pico acústic, per al que el COBE no tenia suficient resolució per a resoldre-ho. El primer pico en l'anisotropía va ser detectat tentativament per l'experiment Toque i el resultat va ser confirmat pels experiments BOOMERanG i MAXIMA.[16] Estes mides varen demostrar que l'univers era aproximadament pla i podia descartar les cordes còsmiques com un gran component en la formació d'estructures còsmiques i sugerix que l'inflació còsmica era la teoria correcta per a la formació d'estructures.

El segon pico va ser detectat en indecisió per varis experts abans de ser detectat definitivament pel WMAP, que també ha detectat vacilantement el tercer pico. Varis experiments per a millorar les mides de la polarisació i el fondo de microones en chicotetes escales angulars estan en curs. Estes són el DASI, WMAP, BOOMERanG i el Cosmic Background Imager. Els experiments venidors en este camp són el satèlit Planck, el Telescopi Cosmológico de Atacama i el Telescopi del Pol Sur.


Archiu:WMAP.jpg
Image del WMAP de l'anisotropía de la temperatura de el CMB.

Cronologia del fondo de radiació de microones

[editar | editar còdic]
  • 1940. Andrew McKellar: La detecció observacional d'una temperatura bolométrica mija de 2,3 K basada en l'estudi de les llínees d'absorció interestelar és informada des de l'Observatori Dominion Observatory, Columbia Britànica.[17]
  • 1946. Robert Dicke descobrix «la radiació de la matèria còsmica» a < 20 K, no es referix a la radiació de fondo.[18]
  • 1948. George Gamow calcula una temperatura de 50 K (assumint un univers de tres millardos d'anys),[19] comentant-ho. Està d'acort raonablement en la temperatura actual de l'espai interestelar, pero no menciona el fondo de radiació.
  • 1948. Ralph Alpher i Robert Herman estimen «la temperatura en l'univers» en 5 K. Encara que no mencionen específicament el fondo de radiació de microones, es pot inferir.[20]
  • 1950. Ralph Alpher i Robert Herman re-estimen la temperatura a 2 K.
  • 1953. George Gamow estima 7 K.[18]
  • 1956. George Gamow estima 6 K.[18]
  • Anys 1960. Robert Dicke reestima una temperatura de la radiació de fondo de microones de 40 K.[18]
  • 1964. A. G. Doroshkevich i Igor Novikov publiquen un breu artícul, a on diuen que el fenomen de la radiació de fondo de microones és detectable.
  • 1964-65. Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson medixen la temperatura com aproximadament 3 K. Robert Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll i D. T. Wilkinson interpreten radiació com una firma del Big Bang.
  • 1983. Escomença l'experiment soviètic RELIKT-1 sobre l'anisotropía de el CMB.
  • 1990. S'obtenen mides de el FIRAS de la forma de cos negre de l'espectre de el CMB en exquisita precisió.
  • 1992. El descobriment de l'anisotropía per la nau espacial RELIKT-1 va ser reportat oficialment en giner de 1992 en el seminari d'Astrofísica de Moscou.[21]
  • 1992. El COBE DMR revela la temperatura d'anisotropía primària per primera volta.
  • 2002. El DASI descobrix la polarisació de el CMB.[22]
  • 2004. El CBI obté l'espectre de polarisació de el CMB.[23]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ «El Big Bang i el fondo còsmic de microones».
  2. ↑ Açò ignora l'anisotropía del dipol elèctric, que es deu al efecte Doppler de la radiació de fondo de microones per la nostra velocitat peculiar relativa a l'estructura còsmica immòvil. Esta característica és consistent en la Terra movent-se a uns 380 000 m/s cap a la constelació de Virgo.
  3. ↑ D. J. Fixsen i uns atres, "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", Astrophysical Journal 473, 576–587 (1996).
  4. ↑ La densitat d'energia d'un espectre de cos negre és π2kB4T4/15(ℏc)3, a on T és la Temperatura, kB és la constant de Boltzmann, ℏ és la constant de Planck i c és la velocitat de la llum. Açò es pot relacionar en la densitat crítica de l'univers utilisant els paràmetros del modele Lambda-CDM.
  5. ↑ Astrophysical Journal Supplement, 148 (2003). En particular, G. Hinshaw i atres «Primer any d'observacions del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): l'espectre de potència angular», 135–159.
  6. ↑ D. N. Spergel et al., «Primer any d'observacions del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): determinació de paràmetros cosmológicos», Astrophysical Journal Supplement 148, 175–194 (2003).
  7. ↑ G. Gamow, «L'orige 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 abundància relatives dels elements», Physical Review 74 (1948), 1577.
  8. ↑ A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, «Història de la Temperatura de 2,7 K abans de Penzias i Wilson», (1995, PDF | HTML) pero vore també N. Wright, «Eddington no va predir el CMB», [1].
  9. ↑ A. A. Penzias. «"The origin of elements."». Premi Nobel de Física. Consultat el 13 d'abril de 2007.
  10. ↑ R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Este disseny bàsic per a un radiómetro s'ha utilisat en més experiments posteriors del fondo de radiació de microones.
  11. ↑ 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. El història es conta en P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  12. ↑ A. McKellar, Publ. Dominion Astrophys. Obs. 7, 251.
  13. ↑ E. R. Harrison, «Fluctuacions en el llindar de la cosmologia clàssica», Phys. Rev. D1 (1970), 2726. P. J. E. Peebles i J. T. Yu, «Els destorbament adiabàtics vérgens en un Univers en expansió», Astrophysical Journal 162 (1970), 815. Ya. B. Zel'dovich, «Una hipòtesis, unificant l'estructura i l'entropía de l'Univers», Notícies mensuals de la Real Societat Astronòmica 160 (1972).
  14. ↑ R. A. Siunyáiev, «Fluctuacions del fondo de radiació de microones», en Estructures a gran escala de l'Univers ed. M. S. Longair i J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Mentres que este és el primer artícul que discutix en detalle la chafada observacional de les inhomogeneidades de densitat com a anisotropía en el fondo de radiació de microones, part del treball de camp va ser presentat en Peebles i Yu, dalt.
  15. ↑ George F. Smoot i uns atres. «Estructura en el COBE DMR durant el primer any de mapes», Astrophysical Journal 396 L1–L5 (1992). C. L. Bennett i uns atres. "Quart any d'observacions del fondo de radiació de microones en el COBE DMR: mapes i resultats bàsics.", Astrophysical Journal 464 L1–L4 (1996).
  16. ↑ A. D. Miller i uns atres., "Una mida de l'espectre de potència angular del fondo de radiació de microones des de l = 100 hata 400", Astrophysical Journal 524, L1–L4 (1999). A. E. Lange i uns atres., "Paràmetros cosmológicos dels primers resultats del Bumerang". P. de Bernardis i uns atres., "Un Univers pla a partir dels mapes d'alta-resolució del fondo de radiació de microones", Nature 404, 955 (2000). S. Hanany i uns atres. "MAXIMA-1: Una mida de l'anisotropía del fondo de radiació de microones on en escales angulars de 10'-5°", Astrophysical Journal 545 L5–L9 (2000).
  17. ↑ McKellar A (1941) Dominion Astrophysics Observatory Journal, Victoria, British Columbia, Vol VII, No 15, 251. McKellar estava intentant medir la temperatura mija del mig interestelar. És improvable que tinguera idea de les implicacions cosmológicas de la seua mida, pero va anar un guany considerable i sofisticat.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 Helge Kragh, Cosmologia i Controvèrsia: El Desenroll Històric de les Dos Teories de l'Univers (1999) ISBN 0-691-00546-X. «En 1946 Robert Dicke i el seu equip en el MIT varen provar l'equip que podria provar un fondo de radiació còsmic d'intensitat corresponent a uns 20K en la regió de les microones. No obstant, no es referien a tal fondo, sino només a “radiació des de la matèria còsmica”. Tampoc este treball va ser relacionat en la cosmologá i només és mencionat perque sugerix que en 1950 la detecció del fondo de radiació de microones havia segut tècnicament possible i també pel paper posterior de Dicke en el descobriment». Vore també, Robert H. Dicke, Robert Beringer, Robert L. Kyhl i A. B. Vane, "Mides d'Absorció Atmosfèrica en un Radiómetro de Microones" (1946) Phys. Rev. 70, 340–348
  19. ↑ George Gamow, La Creació De l'Univers p.50 (Reimpressió de Dover de l'edició revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6
  20. ↑ Helge Kragh, Cosmologia i Controvèrsia: El Desenroll Històric de les Dos Teories de l'Univers (1999) ISBN 0-691-00546-X. "Alpher i Herman varen calcular per primera volta la temperatura actual de la descomposició de radiació primigènia en 1948, quan varen reportar un valor de 5 K. Encara que no va ser mencionat llavors ni en publicacions posteriors que la radiació estava en la regió de les microones, açò es conclou immediatament de la temperatura. Alpher i Herman varen aclarir que ells la varen cridar «la temperatura de l'univers» l'any anterior referint-se al cos negre distribuït en la radiació de fondo una miqueta distint de la llum solar.
  21. ↑ Premi Nobel de Física: Les Oportunitats Perdudes de Rússia [2] archivat en Wayback Machine.. Per RIA Novosti, Nov 21, 2006
  22. ↑ J. Kovac i uns atres, "Detecció de la polarisació en el fondo de radiació de microones utilisant el DASI", Nature 420, 772-787 (2002).
  23. ↑ A. Readhead i uns atres, "Polarization observations with the Cosmic Background Imager ", Science 306, 836-844 (2004).

Bibliografia

[editar | editar còdic]


Referències

[editar | editar còdic]


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Radiació_de_fondo_de_microones&oldid=899761»