La radiación de fondo - Cosmic Microwave Background o CMB - También conocida como radiación cósmica de microondas o radiación del fondo cósmico, es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 y que sorprendentemente llena el Universo en su inmensa totalidad. Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm. Muchos cosmólogos consideran esta radiación como la prueba principal del modelo cosmológico del Big Bang del Universo. … esta se produce por el continuo y perdurable eco de los primeros fotones que escaparon del Big Bang, siendo a la vez una de las pruebas más concluyentes de esta teoría en el origen y expansión del Universo …
Una radiación que curiosamente podemos observar en el ruido y las interferencias que produce cualquier televisor no sintonizado, es posible "ver" la radiación de fondo de microondas con algo tan común cómo un televisor analógico -es decir, los antiguos no preparados para recibir la Televisión Digital Terrestre (actalmente los televisores reemplazan esta lluvia, por un fondo azul o negro o un mensaje "sin Señal" )- que sintonice un canal en el que no haya ninguna emisora emitiendo; parte (un 1%) de la "nieve" que puede verse en la pantalla es dicha radiación de fondo captada por la antena del aparato.… así que ya sabes, la próxima vez que sintonices algún canal estarás apreciando el eco primigenio de la gran explosión … algo que paso aproximadamente hace 14 mil millones de años ...
La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre 105: las variaciones del valor eficaz son sólo 18 µK. El espectrofotómetro FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satélite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación de fondo del microondas. El FIRAS comparó el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros. Cualquier desviación del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0,5 a 5 mm tendría que tener un valor de unas 50 partes por millón del pico de brillo del CMB. Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera más precisa en la naturaleza.
Esta radiación es una predicción del modelo del Big Bang, ya que según este modelo, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, fotones y bariones (protones y neutrones). Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersión Thomson. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton. A medida que el universo se fue expandiendo, el enfriamiento adiabático (del que el corrimiento al rojo cosmológico es un síntoma actual) causado porque el plasma se enfrie hasta que sea posible que los electrones se combinen con protones y formen átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando esta alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como Era de la recombinación y descomposición, la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica por qué hoy en día es sólo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que es el eco que proviene del inicio del universo, o sea, el eco que quedó de la gran explosión que dio origen al universo.
Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2,725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el Universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el Universo primigenio, hace 13700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra. El Big Bang sugiere que el fondo de radiación cósmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiación en el Universo está en el CMB, que tiene una fracción de aproximadamente 5·10-5 de la densidad total del Universo.
Dos de los grandes éxitos de la teoría del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropías sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0,2°. Estas se pueden utilizar para estimar los parámetros del Modelo Lambda-CDM estándar del Big Bang. Alguna información, como la forma del Universo, se puede obtener directamente del CMB, mientras otros, como la constante de Hubble, no están restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas.
El periodo después de la emisión del fondo de radiación de microondas y antes de la observación de las primeras estrellas es conocido de forma casi cómica por los cosmólogos como las edades oscuras y es un periodo que está bajo un intenso estudio por los astrónomos (Ver la radiación de 21 centímetros).
Otros efectos que ocurren entre la reionización y nuestra observación del CMB que causan las anisotropías son el efecto Sunyaev-Zel'dovich, en el que una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo anguna energía a los fotones del CMB y el efecto Sachs-Wolfe, que cause que los fotones del fondo de radiación de microondas estén gravitacionalmente desplazados hacia el rojo o hacia el azul debidos a campos gravitacionales cambiantes.
http://es.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Microwave_Background
Es posible la observación de esta radiación y verla físicamente con una camara de Niebla:
La cámara de niebla se usa para detectar partículas de radiación ionizante. En su forma más sencilla, una cámara de niebla es un entorno cerrado que contiene vapor de agua superenfriado y supersaturado. Cuando una partícula cargada de suficiente energía interacciona con el vapor, lo ioniza. Los iones resultantes actúan como núcleos de condensación, alrededor de los cuales se forman gotas de líquido que dan lugar a una niebla. Al paso de las partículas se va produciendo una estela o traza, debido a los numerosos iones producidos a lo largo de su trayectoria.
Lo invisible se hace visible, gracias a la cámara de difusión de niebla, perfecta para la observación de la radiación natural de fondo, es decir, el tipo de radiación que rodea a dondequiera que vayamos. Hay dos tipos de radiación natural: la radiación cósmica y la radioactividad natural de la tierra. Los patrones cambiantes de ambos tipos de radiación natural pueden ser observados al mismo tiempo gracias a la zona de observación de gran tamaño. La nube de trazas poco a poco gravitan hacia abajo y se desintegran antes de llegar a la placa de fondo sólo para ser sustituido por las cada vez nuevas trazas de nubes.
Pueden aparecer gradualmente o de repente y se mueven muy rápido como un proyectil
de fragmentación en todas las direcciones. La acción que está constantemente tomando
lugar en la cámara de niebla es tan fascinante que el visitante tiene simplemente
para observar y experimentar con sus propios ojos.
Cuando una partícula cargada de suficiente energía interacciona con el vapor, lo ioniza. Los iones resultantes actúan como núcleos de condensación, alrededor de los cuales se forman gotas de líquido que dan lugar a una niebla. Al paso de las partículas se va produciendo una estela o traza, debido a los numerosos iones producidos a lo largo de su trayectoria. Estas trazas tienen formas distintivas (por ejemplo, la traza de una partícula alfa es ancha y recta, mientras que la de un electrón es más fina y muestra evidencias de ser deflectada). Cuando se aplica un campo magnético vertical, las partículas cargadas se curvan en sentidos opuestos dependiendo del signo de su carga. Esto se muestra en la fotografía que muestra el descubrimiento del positrón; el electrón se curva en el otro sentido. Es posible (y esencial) en este caso determinar que el positrón se está moviendo de hecho hacia arriba (presumiblemente fue deflectada desde abajo), porque la curvatura de la traza es mayor en la parte inferior de la figura (¡la fotografía estaba con la parte de arriba hacia abajo!). Para más información sobre las formas de las trazas ver la cámara de burbujas.
La cámara niebla de difusión se desarrolló más tarde en 1936 por Alexander Langsdorf. Esta cámara difiere de la cámara de niebla de expansión en que es sensible a la radiación de forma continua y que el fondo debe enfriarse a una temperatura baja, generalmente tan fría como el hielo seco. El vapor de alcohol se usa a menudo por sus diferentes temperaturas de transición de fase. Es posible construir una de estas cámaras con materiales caseros y emplearla para ver trazas de partículas cargadas, fundamentalmente rayos cósmicos secundarios tal como se describe, por ejemplo, aquí.
La cámara de burbujas tiene el mismo propósito, el de revelar las trazas de particulas cargadas, pero funciona de manera inversa a la de niebla, ya que en ella el material con el que interaccionan las partículas cargadas es un líquido en lugar de un gas y se forman burbujas de vapor al paso de las partículas cargadas en lugar de gotas de líquido. Al estar rellenas con un material más denso, se producirán más interacciones, lo que aumenta la probabilidad de detectar nuevas partículas. Además, las cámaras de burbujas se reactivan más rápidamente tras su uso que las de niebla. Estos factores hicieron que rápidamente la cámara de burbujas se convirtiera en el detector de partículas preferido, por lo que las cámaras de niebla desaparecieron en la investigación fundamental a comienzos de los años 1960.
Fuente: http://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%A1mara_de_niebla
Una radiación que curiosamente podemos observar en el ruido y las interferencias que produce cualquier televisor no sintonizado, es posible "ver" la radiación de fondo de microondas con algo tan común cómo un televisor analógico -es decir, los antiguos no preparados para recibir la Televisión Digital Terrestre (actalmente los televisores reemplazan esta lluvia, por un fondo azul o negro o un mensaje "sin Señal" )- que sintonice un canal en el que no haya ninguna emisora emitiendo; parte (un 1%) de la "nieve" que puede verse en la pantalla es dicha radiación de fondo captada por la antena del aparato.… así que ya sabes, la próxima vez que sintonices algún canal estarás apreciando el eco primigenio de la gran explosión … algo que paso aproximadamente hace 14 mil millones de años ...
La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre 105: las variaciones del valor eficaz son sólo 18 µK. El espectrofotómetro FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satélite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación de fondo del microondas. El FIRAS comparó el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros. Cualquier desviación del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0,5 a 5 mm tendría que tener un valor de unas 50 partes por millón del pico de brillo del CMB. Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera más precisa en la naturaleza.
Esta radiación es una predicción del modelo del Big Bang, ya que según este modelo, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, fotones y bariones (protones y neutrones). Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersión Thomson. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton. A medida que el universo se fue expandiendo, el enfriamiento adiabático (del que el corrimiento al rojo cosmológico es un síntoma actual) causado porque el plasma se enfrie hasta que sea posible que los electrones se combinen con protones y formen átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando esta alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como Era de la recombinación y descomposición, la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica por qué hoy en día es sólo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que es el eco que proviene del inicio del universo, o sea, el eco que quedó de la gran explosión que dio origen al universo.
Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2,725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el Universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el Universo primigenio, hace 13700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra. El Big Bang sugiere que el fondo de radiación cósmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiación en el Universo está en el CMB, que tiene una fracción de aproximadamente 5·10-5 de la densidad total del Universo.
Dos de los grandes éxitos de la teoría del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropías sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0,2°. Estas se pueden utilizar para estimar los parámetros del Modelo Lambda-CDM estándar del Big Bang. Alguna información, como la forma del Universo, se puede obtener directamente del CMB, mientras otros, como la constante de Hubble, no están restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas.
El periodo después de la emisión del fondo de radiación de microondas y antes de la observación de las primeras estrellas es conocido de forma casi cómica por los cosmólogos como las edades oscuras y es un periodo que está bajo un intenso estudio por los astrónomos (Ver la radiación de 21 centímetros).
Otros efectos que ocurren entre la reionización y nuestra observación del CMB que causan las anisotropías son el efecto Sunyaev-Zel'dovich, en el que una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo anguna energía a los fotones del CMB y el efecto Sachs-Wolfe, que cause que los fotones del fondo de radiación de microondas estén gravitacionalmente desplazados hacia el rojo o hacia el azul debidos a campos gravitacionales cambiantes.
http://es.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Microwave_Background
Es posible la observación de esta radiación y verla físicamente con una camara de Niebla:
La cámara de niebla se usa para detectar partículas de radiación ionizante. En su forma más sencilla, una cámara de niebla es un entorno cerrado que contiene vapor de agua superenfriado y supersaturado. Cuando una partícula cargada de suficiente energía interacciona con el vapor, lo ioniza. Los iones resultantes actúan como núcleos de condensación, alrededor de los cuales se forman gotas de líquido que dan lugar a una niebla. Al paso de las partículas se va produciendo una estela o traza, debido a los numerosos iones producidos a lo largo de su trayectoria.
Lo invisible se hace visible, gracias a la cámara de difusión de niebla, perfecta para la observación de la radiación natural de fondo, es decir, el tipo de radiación que rodea a dondequiera que vayamos. Hay dos tipos de radiación natural: la radiación cósmica y la radioactividad natural de la tierra. Los patrones cambiantes de ambos tipos de radiación natural pueden ser observados al mismo tiempo gracias a la zona de observación de gran tamaño. La nube de trazas poco a poco gravitan hacia abajo y se desintegran antes de llegar a la placa de fondo sólo para ser sustituido por las cada vez nuevas trazas de nubes.
Pueden aparecer gradualmente o de repente y se mueven muy rápido como un proyectil
de fragmentación en todas las direcciones. La acción que está constantemente tomando
lugar en la cámara de niebla es tan fascinante que el visitante tiene simplemente
para observar y experimentar con sus propios ojos.
Cuando una partícula cargada de suficiente energía interacciona con el vapor, lo ioniza. Los iones resultantes actúan como núcleos de condensación, alrededor de los cuales se forman gotas de líquido que dan lugar a una niebla. Al paso de las partículas se va produciendo una estela o traza, debido a los numerosos iones producidos a lo largo de su trayectoria. Estas trazas tienen formas distintivas (por ejemplo, la traza de una partícula alfa es ancha y recta, mientras que la de un electrón es más fina y muestra evidencias de ser deflectada). Cuando se aplica un campo magnético vertical, las partículas cargadas se curvan en sentidos opuestos dependiendo del signo de su carga. Esto se muestra en la fotografía que muestra el descubrimiento del positrón; el electrón se curva en el otro sentido. Es posible (y esencial) en este caso determinar que el positrón se está moviendo de hecho hacia arriba (presumiblemente fue deflectada desde abajo), porque la curvatura de la traza es mayor en la parte inferior de la figura (¡la fotografía estaba con la parte de arriba hacia abajo!). Para más información sobre las formas de las trazas ver la cámara de burbujas.
La cámara niebla de difusión se desarrolló más tarde en 1936 por Alexander Langsdorf. Esta cámara difiere de la cámara de niebla de expansión en que es sensible a la radiación de forma continua y que el fondo debe enfriarse a una temperatura baja, generalmente tan fría como el hielo seco. El vapor de alcohol se usa a menudo por sus diferentes temperaturas de transición de fase. Es posible construir una de estas cámaras con materiales caseros y emplearla para ver trazas de partículas cargadas, fundamentalmente rayos cósmicos secundarios tal como se describe, por ejemplo, aquí.
La cámara de burbujas tiene el mismo propósito, el de revelar las trazas de particulas cargadas, pero funciona de manera inversa a la de niebla, ya que en ella el material con el que interaccionan las partículas cargadas es un líquido en lugar de un gas y se forman burbujas de vapor al paso de las partículas cargadas en lugar de gotas de líquido. Al estar rellenas con un material más denso, se producirán más interacciones, lo que aumenta la probabilidad de detectar nuevas partículas. Además, las cámaras de burbujas se reactivan más rápidamente tras su uso que las de niebla. Estos factores hicieron que rápidamente la cámara de burbujas se convirtiera en el detector de partículas preferido, por lo que las cámaras de niebla desaparecieron en la investigación fundamental a comienzos de los años 1960.
Fuente: http://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%A1mara_de_niebla