Fondo cósmico de microondas

En la cosmología del Big Bang, el fondo cósmico de microondas (CMB, CMBR) es una radiación electromagnética que es un remanente de una etapa primordial del universo, también conocida como &# 34;radiación reliquia". El CMB es una débil radiación cósmica de fondo que llena todo el espacio. Es una fuente importante de datos sobre el universo primitivo porque es la radiación electromagnética más antigua del universo, que data de la época de la recombinación cuando se formaron los primeros átomos. Con un telescopio óptico estándar, el espacio de fondo entre las estrellas y las galaxias está casi completamente oscuro. Sin embargo, un radiotelescopio suficientemente sensible detecta un débil resplandor de fondo que es casi uniforme y no está asociado con ninguna estrella, galaxia u otro objeto. Este resplandor es más fuerte en la región de microondas del espectro de radio. El descubrimiento accidental del CMB en 1965 por los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson fue la culminación del trabajo iniciado en la década de 1940 y les valió a los descubridores el Premio Nobel de Física de 1978.

CMB es una evidencia histórica del origen del Big Bang del universo. Cuando el universo era joven, antes de la formación de estrellas y planetas, era más denso, mucho más caliente y estaba lleno de una niebla opaca de plasma de hidrógeno. A medida que el universo se expandía, el plasma se enfriaba y la radiación que lo llenaba se expandía a longitudes de onda más largas. Cuando la temperatura había bajado lo suficiente, los protones y los electrones se combinaron para formar átomos de hidrógeno neutros. A diferencia del plasma, estos átomos recién concebidos no podían dispersar la radiación térmica mediante la dispersión de Thomson, por lo que el universo se volvió transparente. Los cosmólogos se refieren al período de tiempo cuando los átomos neutros se formaron por primera vez como la época de recombinación, y el evento poco después cuando los fotones comenzaron a viajar libremente a través del espacio se conoce como desacoplamiento de fotones. Los fotones que existían en el momento del desacoplamiento de fotones se han estado propagando desde entonces, aunque cada vez son menos energéticos, ya que la expansión del espacio hace que su longitud de onda aumente con el tiempo (y la longitud de onda es inversamente proporcional a la energía según la relación de Planck). Esta es la fuente del término alternativo radiación reliquia. La superficie de la última dispersión se refiere al conjunto de puntos en el espacio a la distancia correcta de nosotros, de modo que ahora estamos recibiendo fotones emitidos originalmente desde esos puntos en el momento del desacoplamiento de fotones.

Importancia de una medición precisa

Las mediciones precisas del CMB son críticas para la cosmología, ya que cualquier modelo propuesto del universo debe explicar esta radiación. El CMB tiene un espectro de cuerpo negro térmico a una temperatura de 2,72548±0.00057 K. La radiación espectral dE_ν/dν alcanza su punto máximo a 160,23 GHz, en el rango de frecuencias de microondas, correspondiente a un energía fotónica de alrededor de 6.626×10⁻⁴ eV. Alternativamente, si la radiación espectral se define como dE_λ/dλ, entonces la longitud de onda máxima es 1,063 mm (282 GHz, 1.168× 10⁻³ eV fotones). El brillo es casi uniforme en todas las direcciones, pero las diminutas variaciones residuales muestran un patrón muy específico, el mismo que se espera de un gas caliente distribuido de manera bastante uniforme que se ha expandido hasta alcanzar el tamaño actual del universo. En particular, la radiación espectral en diferentes ángulos de observación en el cielo contiene pequeñas anisotropías, o irregularidades, que varían con el tamaño de la región examinada. Se han medido en detalle y coinciden con lo que se esperaría si las pequeñas variaciones térmicas, generadas por las fluctuaciones cuánticas de la materia en un espacio muy pequeño, se hubieran expandido al tamaño del universo observable que vemos hoy. Este es un campo de estudio muy activo, con científicos que buscan mejores datos (por ejemplo, la nave espacial Planck) y mejores interpretaciones de las condiciones iniciales de expansión. Aunque muchos procesos diferentes podrían producir la forma general de un espectro de cuerpo negro, ningún otro modelo, aparte del Big Bang, ha explicado aún las fluctuaciones. Como resultado, la mayoría de los cosmólogos consideran que el modelo del universo del Big Bang es la mejor explicación para el CMB.

El alto grado de uniformidad en todo el universo observable y su anisotropía tenue pero medida brindan un fuerte respaldo al modelo del Big Bang en general y al modelo ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") en particular. Además, las fluctuaciones son coherentes en escalas angulares que son mayores que el horizonte cosmológico aparente en la recombinación. O tal coherencia está afinada causalmente o se produjo una inflación cósmica.

Además de la temperatura y la anisotropía de polarización, se espera que el espectro de frecuencia CMB presente pequeñas desviaciones de la ley del cuerpo negro conocidas como distorsiones espectrales. Estos también están en el centro de un esfuerzo de investigación activo con la esperanza de una primera medición en las próximas décadas, ya que contienen una gran cantidad de información sobre el universo primordial y la formación de estructuras en tiempos tardíos.

Características

Gráfico de espectro de fondo de microondas cósmico medido por el instrumento FIRAS en el COBE, el espectro de cuerpo negro más medido precisamente en la naturaleza. Las barras de error son demasiado pequeñas para ser vista incluso en una imagen ampliada, y es imposible distinguir los datos observados de la curva teórica.

La radiación cósmica de fondo de microondas es una emisión de energía térmica de cuerpo negro uniforme procedente de todas las partes del cielo. La radiación es isotrópica a aproximadamente una parte en 100 000: las variaciones cuadráticas medias son de solo 18 μK, después de restar una anisotropía dipolar del desplazamiento Doppler de la radiación de fondo. Este último es causado por la peculiar velocidad del Sol en relación con el marco de reposo cósmico comóvil a medida que se mueve a unos 369,82 ± 0,11 km/s hacia la constelación de Leo (longitud galáctica 264,021 ± 0,011, latitud galáctica 48,253 ± 0,005). Se han medido el dipolo CMB y la aberración en multipolos superiores, de acuerdo con el movimiento galáctico.

En el modelo del Big Bang para la formación del universo, la cosmología inflacionaria predice que después de unos 10⁻³⁷ segundos, el universo naciente experimentó un crecimiento exponencial que suavizó casi todas las irregularidades. Las irregularidades restantes fueron causadas por fluctuaciones cuánticas en el campo de inflación que provocó el evento de inflación. Mucho antes de la formación de estrellas y planetas, el universo primitivo era más pequeño, mucho más caliente y, comenzando 10⁻⁶ segundos después del Big Bang, se llenó con un brillo uniforme de su niebla al rojo vivo de plasma interactuando. de fotones, electrones y bariones.

A medida que el universo se expandía, el enfriamiento adiabático hizo que la densidad de energía del plasma disminuyera hasta que se volvió favorable para que los electrones se combinaran con los protones, formando átomos de hidrógeno. Este evento de recombinación ocurrió cuando la temperatura rondaba los 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379 000 años. Como los fotones no interactuaban con estos átomos eléctricamente neutros, los primeros comenzaron a viajar libremente por el espacio, lo que provocó el desacoplamiento de la materia y la radiación.

La temperatura de color del conjunto de fotones desacoplados ha seguido disminuyendo desde entonces; ahora hasta 2.7260 ±0.0013 K, seguirá cayendo a medida que el universo se expande. La intensidad de la radiación corresponde a la radiación de cuerpo negro a 2,726 K porque la radiación de cuerpo negro desplazada hacia el rojo es como la radiación de cuerpo negro a una temperatura más baja. Según el modelo del Big Bang, la radiación del cielo que medimos hoy proviene de una superficie esférica llamada superficie de la última dispersión. Esto representa el conjunto de ubicaciones en el espacio en las que se estima que ocurrió el evento de desacoplamiento y en un punto en el tiempo en el que los fotones de esa distancia acaban de llegar a los observadores. La mayor parte de la energía de radiación del universo se encuentra en el fondo cósmico de microondas, lo que constituye una fracción de aproximadamente 6×10⁻⁵ de la densidad total del universo.

Dos de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción del espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El espectro CMB se ha convertido en el espectro de cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza.

La densidad de energía del CMB es 0,260 eV/cm³ (4,17×10⁻¹⁴ J/m³) que produce alrededor de 411 fotones/cm³.

Historia

El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman, en estrecha relación con el trabajo realizado por el asesor de doctorado de Alpher, George Gamow. Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura del fondo cósmico de microondas en 5 K, aunque dos años más tarde la volvieron a estimar en 28 K. Esta alta estimación se debió a una estimación errónea de la constante de Hubble por parte de Alfred Behr, que podría no se repitió y luego se abandonó por la estimación anterior. Aunque hubo varias estimaciones previas de la temperatura del espacio, estas adolecieron de dos fallas. Primero, eran medidas de la temperatura efectiva del espacio y no sugerían que el espacio estuviera lleno de un espectro térmico de Planck. Luego, dependen de que estemos en un lugar especial en el borde de la galaxia de la Vía Láctea y no sugirieron que la radiación sea isotrópica. Las estimaciones arrojarían predicciones muy diferentes si la Tierra estuviera ubicada en otro lugar del universo.

La Antena Holmdel Horn en la que Penzias y Wilson descubrieron el fondo cósmico de microondas. La antena fue construida en 1959 para apoyar a los satélites pasivos del Proyecto Echo, que utilizaron grandes globos de plástico aluminizados en órbita terrestre como reflectores para rebotar señales de radio desde un punto en la Tierra a otro.

Los resultados de 1948 de Alpher y Herman se discutieron en muchos entornos físicos hasta alrededor de 1955, cuando ambos abandonaron el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Sin embargo, la comunidad astronómica dominante no estaba intrigada en ese momento por la cosmología. La predicción de Alpher y Herman fue redescubierta por Yakov Zeldovich a principios de la década de 1960, y Robert Dicke la predijo de forma independiente al mismo tiempo. El primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, en la primavera de 1964. En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en Princeton University, comenzó a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. En 1964, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Crawford Hill de Bell Telephone Laboratories en las cercanías de Holmdel Township, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que tenían la intención de utilizar para experimentos de comunicación por satélite y radioastronomía. El 20 de mayo de 1964 hicieron su primera medición que mostraba claramente la presencia del fondo de microondas, y su instrumento tenía un exceso de temperatura de antena de 4,2 K que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo 'Muchachos, nos han pillado'. Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento.

La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido en la década de 1960 con algunos defensores de la teoría del estado estacionario que argumentaban que el fondo de microondas era el resultado de la luz estelar dispersada desde galaxias distantes. Utilizando este modelo, y basándose en el estudio de las características de la línea de absorción estrecha en los espectros de las estrellas, el astrónomo Andrew McKellar escribió en 1941: "Se puede calcular que la 'temperatura de rotación' del espacio interestelar es 2 K." Sin embargo, durante la década de 1970 se estableció el consenso de que el fondo cósmico de microondas es un remanente del big bang. Esto se debió en gran parte a que las nuevas mediciones en un rango de frecuencias mostraron que el espectro era un espectro térmico de cuerpo negro, un resultado que el modelo de estado estacionario no pudo reproducir.

Harrison, Peebles, Yu y Zel'dovich se dieron cuenta de que el universo primitivo requeriría heterogeneidades al nivel de 10⁻⁴ o 10⁻⁵. Rashid Sunyaev calculó más tarde la huella observable que tendrían estas faltas de homogeneidad en el fondo cósmico de microondas. Los límites cada vez más estrictos en la anisotropía del fondo cósmico de microondas fueron establecidos por experimentos en tierra durante la década de 1980. RELIKT-1, un experimento soviético de anisotropía del fondo cósmico de microondas a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983) dio límites superiores a la anisotropía a gran escala. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro diferencial de microondas y publicó sus hallazgos en 1992. El equipo recibió el Premio Nobel de física en 2006 por este descubrimiento.

Inspirándose en los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y en globos midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas durante la próxima década. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía suficiente resolución para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo temprano que son creadas por inestabilidades gravitatorias, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento Toco y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG y MAXIMA. Estas medidas demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva. Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de formación de estructuras.

El segundo pico fue detectado tentativamente por varios experimentos antes de ser detectado definitivamente por WMAP, que detectó tentativamente el tercer pico. A partir de 2010, se están realizando varios experimentos para mejorar las mediciones de la polarización y el fondo de microondas en escalas angulares pequeñas. Estos incluyen DASI, WMAP, BOOMERanG, QUAD, la nave espacial Planck, el Telescopio de Cosmología de Atacama, el Telescopio del Polo Sur y el telescopio QUIET.

Relación con el Big Bang

La radiación de fondo de microondas cósmica y la relación distancia-corrimiento al rojo cosmológico se consideran juntas como la mejor evidencia disponible del evento Big Bang. Las mediciones del CMB han convertido al modelo inflacionario del Big Bang en el modelo cosmológico estándar. El descubrimiento del CMB a mediados de la década de 1960 redujo el interés en alternativas como la teoría del estado estacionario.

A fines de la década de 1940, Alpher y Herman razonaron que si hubiera un Big Bang, la expansión del universo habría estirado la radiación de alta energía del universo muy primitivo hacia la región de microondas del espectro electromagnético, y hasta un temperatura de alrededor de 5 K. Estaban un poco equivocados con su estimación, pero tenían la idea correcta. Predijeron el CMB. Penzias y Wilson tardaron otros 15 años en descubrir que el fondo de microondas estaba realmente allí.

Según la cosmología estándar, el CMB ofrece una instantánea del universo primitivo caliente en el momento en que la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y los protones formaran átomos de hidrógeno. Este evento hizo que el universo fuera casi transparente a la radiación porque la luz ya no se dispersaba de los electrones libres. Cuando esto ocurrió unos 380 000 años después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 3000 K. Esto corresponde a una energía ambiental de aproximadamente 0,26 eV, que es mucho menos que la energía de ionización 13,6 eV de hidrogeno Esta época se conoce generalmente como el "momento de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento.

Desde el desacoplamiento, la temperatura de color de la radiación de fondo se ha reducido en un factor promedio de 1090 debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones CMB se desplazan hacia el rojo, lo que hace que disminuyan en energía. La temperatura de color de esta radiación se mantiene inversamente proporcional a un parámetro que describe la expansión relativa del universo a lo largo del tiempo, conocido como longitud de escala. Se puede demostrar que la temperatura de color T_r del CMB en función del corrimiento al rojo, z, es proporcional a la temperatura de color del CMB como se observa en la actualidad (2,725 K o 0,2348 meV):

T_r = 2.725 K × (1 + z)

Para obtener detalles sobre el razonamiento de que la radiación es evidencia del Big Bang, consulte Radiación de fondo cósmica del Big Bang.

Anisotropía primaria

El espectro de poder de la anisotropía de radiación de fondo de microondas cósmico en términos de escala angular (o momento de multipolo). Los datos que se muestran provienen de los instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004). También se muestra un modelo teórico (línea sólida).

La anisotropía, o dependencia direccional, del fondo cósmico de microondas se divide en dos tipos: anisotropía primaria, debido a los efectos que ocurren en la superficie de la última dispersión y antes; y anisotropía secundaria, debido a efectos tales como interacciones de la radiación de fondo con gas caliente intermedio o potenciales gravitacionales, que ocurren entre la última superficie de dispersión y el observador.

La estructura de las anisotropías del fondo cósmico de microondas está determinada principalmente por dos efectos: las oscilaciones acústicas y la amortiguación por difusión (también denominada amortiguación sin colisiones o amortiguación Silk). Las oscilaciones acústicas surgen debido a un conflicto en el plasma de fotones y bariones en el universo primitivo. La presión de los fotones tiende a borrar las anisotropías, mientras que la atracción gravitacional de los bariones, moviéndose a velocidades mucho más lentas que la luz, hace que tiendan a colapsarse para formar sobredensidades. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas, que le dan al fondo de microondas su estructura de pico característica. Los picos corresponden, aproximadamente, a resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular está en su amplitud máxima.

Los picos contienen firmas físicas interesantes. La escala angular del primer pico determina la curvatura del universo (pero no la topología del universo). El siguiente pico, la relación entre los picos impares y los picos pares, determina la densidad bariónica reducida. El tercer pico se puede utilizar para obtener información sobre la densidad de la materia oscura.

La ubicación de los picos brinda información importante sobre la naturaleza de las perturbaciones de la densidad primordial. Hay dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad llamadas adiabática e isocurvatura. Una perturbación de densidad general es una mezcla de ambas, y diferentes teorías que pretenden explicar el espectro de perturbación de densidad primordial predicen diferentes mezclas.

Trastornos de densidad adiabática

En una perturbación de densidad adiabática, la densidad de número adicional fraccional de cada tipo de partículas (bariones, fotones, etc.) es la misma. Es decir, si en un lugar hay una densidad de número mayor del 1% de los baryones que la media, entonces en ese lugar hay una densidad de número mayor del 1% de los fotones (y una densidad de número mayor del 1% en neutrinos) que la media. La inflación cósmica predice que las perturbaciones primordiales son adiabáticas.

Interrupciones de densidad de Isocurvature

En una perturbación de la densidad isocurvature, la suma (sobre diferentes tipos de partículas) de las densidades adicionales fraccionadas es cero. Es decir, una perturbación donde en algún lugar hay 1% más energía en baryones que promedio, 1% más energía en fotones que promedio, y 2% menos energía en neutrinos que promedio, sería una perturbación pura isocurvatura. Las cuerdas cósmicas hipotéticas producirían principalmente perturbaciones primordiales isocurvas.

El espectro CMB puede distinguir entre estos dos porque estos dos tipos de perturbaciones producen ubicaciones de pico diferentes. Las perturbaciones de densidad de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares (ℓ valores de los picos) están aproximadamente en la relación 1: 3: 5:..., mientras que las perturbaciones de densidad adiabática producen picos cuyas ubicaciones están en la proporción 1: 2: 3:... Las observaciones son consistentes con que las perturbaciones de la densidad primordial son completamente adiabáticas, lo que proporciona un apoyo clave para la inflación y descarta muchos modelos de formación de estructuras que involucran, por ejemplo, cuerdas cósmicas.

El amortiguamiento sin colisiones es causado por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como fluido comienza a descomponerse:

• el creciente camino libre de los fotones mientras el plasma primordial se vuelve cada vez más raro en un universo en expansión,
• la profundidad finita de la última superficie de dispersión (LSS), que hace que el camino medio libre aumente rápidamente durante el desacoplamiento, incluso mientras que algunas dispersiones Compton todavía está ocurriendo.

Estos efectos contribuyen casi por igual a la supresión de las anisotropías a escalas pequeñas y dan lugar a la cola de amortiguamiento exponencial característica que se observa en las anisotropías de escala angular muy pequeña.

La profundidad del LSS se refiere al hecho de que el desacoplamiento de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del universo hasta esa era. Un método para cuantificar cuánto tiempo llevó este proceso utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de modo que, denotando el PVF por P(t), la probabilidad de que un fotón CMB se disperse por última vez entre el tiempo t y t + dt viene dado por P(t) dt.

El máximo del PVF (el momento en que es más probable que un fotón CMB determinado se disperse por última vez) se conoce con bastante precisión. Los resultados de WMAP del primer año sitúan el tiempo en el que P(t) tiene un máximo de 372 000 años. Esto a menudo se toma como el "tiempo" en el que se formó el CMB. Sin embargo, para calcular cuánto tiempo tardaron los fotones y los bariones en desacoplarse, necesitamos una medida del ancho del PVF. El equipo de WMAP encuentra que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho total a la mitad del máximo" o FWHM) en un intervalo de 115 000 años. Según esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar durante aproximadamente 115 000 años, y cuando se completó, el universo tenía aproximadamente 487 000 años.

Anisotropía de tiempo tardío

Desde que se creó el CMB, aparentemente ha sido modificado por varios procesos físicos posteriores, que en conjunto se denominan anisotropía tardía o anisotropía secundaria. Cuando los fotones CMB quedaron libres para viajar sin obstáculos, la materia ordinaria del universo se encontraba principalmente en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio. Sin embargo, las observaciones de las galaxias actuales parecen indicar que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico (IGM) consiste en material ionizado (ya que hay pocas líneas de absorción debido a los átomos de hidrógeno). Esto implica un período de reionización durante el cual parte del material del universo se descompuso en iones de hidrógeno.

Los fotones CMB son dispersados por cargas libres como los electrones que no están unidos a los átomos. En un universo ionizado, tales partículas cargadas han sido liberadas de átomos neutros por radiación ionizante (ultravioleta). Hoy en día, estas cargas gratuitas tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo para que no afecten de manera apreciable al CMB. Sin embargo, si el IGM se ionizó en tiempos muy tempranos cuando el universo aún era más denso, entonces hay dos efectos principales en el CMB:

1. Se borran las anisotropías a pequeña escala. (Al mirar un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen borrosos.)
2. La física de cómo los fotones se dispersan por electrones libres (Thomson dispersa) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Esta polarización de ángulo amplio está correlacionada con la perturbación de temperatura de ángulo amplio.

Ambos efectos han sido observados por la nave espacial WMAP, lo que proporciona evidencia de que el universo se ionizó en tiempos muy tempranos, con un corrimiento al rojo de más de 17. La procedencia detallada de esta radiación ionizante temprana sigue siendo un tema de debate científico. Puede haber incluido la luz de las estrellas de la primera población de estrellas (estrellas de la población III), las supernovas cuando estas primeras estrellas llegaron al final de sus vidas o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de los agujeros negros masivos.

El tiempo que sigue a la emisión del fondo cósmico de microondas, y antes de la observación de las primeras estrellas, es denominado semihumorísticamente por los cosmólogos como la Edad Oscura, y es un período que los astrónomos están estudiando intensamente (ver 21 radiación centimétrica).

Otros dos efectos que ocurrieron entre la reionización y nuestras observaciones del fondo cósmico de microondas, y que parecen causar anisotropías, son el efecto Sunyaev-Zeldovich, donde una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de su energía a los fotones CMB, y el efecto Sachs-Wolfe, que hace que los fotones del Fondo Cósmico de Microondas se desplacen gravitacionalmente al rojo o al azul debido a los campos gravitatorios cambiantes.

Polarización

La impresión de este artista muestra cómo la luz del universo primitivo es desviada por el efecto de lente gravitacional de estructuras cósmicas masivas que forman B-modes mientras viaja a través del universo.

El fondo cósmico de microondas está polarizado al nivel de unos pocos microkelvin. Hay dos tipos de polarización, llamados modos E y modos B. Esto es una analogía con la electrostática, en la que el campo eléctrico (campo E) tiene una curvatura que se desvanece y el campo magnético (campo B) tiene una divergencia que se desvanece. Los modos E surgen naturalmente de la dispersión de Thomson en un plasma heterogéneo. Los modos B no son producidos por perturbaciones de tipo escalar estándar. En cambio, pueden ser creados por dos mecanismos: el primero es por lente gravitacional de modos E, que ha sido medido por el Telescopio del Polo Sur en 2013; el segundo es de ondas gravitacionales que surgen de la inflación cósmica. Detectar los modos B es extremadamente difícil, particularmente porque se desconoce el grado de contaminación del primer plano y la señal de lente gravitacional débil mezcla la señal del modo E relativamente fuerte con la señal del modo B.

Modos E

Los modos E se observaron por primera vez en 2002 con el interferómetro de escala angular de grados (DASI).

Modos B

Los cosmólogos predicen dos tipos de modos B, el primero generado durante la inflación cósmica poco después del Big Bang y el segundo generado por lentes gravitacionales en momentos posteriores.

Ondas gravitacionales primordiales

Las ondas gravitatorias primordiales son ondas gravitacionales que se pueden observar en la polarización del fondo cósmico de microondas y que tienen su origen en el universo primitivo. Los modelos de inflación cósmica predicen que deberían aparecer tales ondas gravitacionales; por lo tanto, su detección apoya la teoría de la inflación y su fortaleza puede confirmar y excluir diferentes modelos de inflación. Es el resultado de tres cosas: la expansión inflacionaria del propio espacio, el recalentamiento después de la inflación y la mezcla fluida turbulenta de materia y radiación.

El 17 de marzo de 2014, se anunció que el instrumento BICEP2 había detectado el primer tipo de modos B, en consonancia con la inflación y las ondas gravitacionales en el universo primitivo al nivel de r = 0.20+0.07
−0,05, que es la cantidad de energía presente en las ondas gravitacionales en comparación con la cantidad de energía presente en otras perturbaciones de densidad escalar en el universo muy primitivo. Si esto se hubiera confirmado, habría proporcionado una fuerte evidencia de la inflación cósmica y el Big Bang y contra el modelo ekpyrotic de Paul Steinhardt y Neil Turok. Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una reducción considerable de la confianza en la confirmación de los hallazgos. y el 19 de septiembre de 2014, los nuevos resultados del experimento de Planck informaron que los resultados de BICEP2 pueden atribuirse completamente al polvo cósmico.

Lentes gravitacionales

El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel. En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR publicó una medición de la polarización en modo B a 150 GHz. En comparación con BICEP2, POLARBEAR se enfoca en un área más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización en modo B medida por POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debido al polvo) con un nivel de confianza del 97,2 %.

Observaciones de fondo de microondas

Después del descubrimiento del CMB, se han realizado cientos de experimentos de fondo de microondas cósmico para medir y caracterizar las firmas de la radiación. El experimento más famoso es probablemente el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) de la NASA que estuvo en órbita entre 1989 y 1996 y que detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. Inspirándose en los resultados iniciales de COBE de un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos en tierra y globos cuantificaron las anisotropías CMB en escalas angulares más pequeñas durante la próxima década. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía suficiente resolución. Estas mediciones pudieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con una sensibilidad creciente y en el año 2000 el experimento BOOMERanG informó que las mayores fluctuaciones de potencia se producen en escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaban que la geometría del universo es plana. Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los próximos tres años, incluido el Very Small Array, el interferómetro de escala angular de grados (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI realizó la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con evidencia convincente de que está desfasado con el espectro en modo T.

Comparación de los resultados de CMB de COBE, WMAP y Planck
(21 de marzo de 2013)

En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP, para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. WMAP utilizó radiómetros simétricos, de barrido rápido multimodulado y de conmutación rápida para minimizar el ruido de la señal que no es del cielo. Los primeros resultados de esta misión, divulgados en 2003, fueron mediciones detalladas del espectro de potencia angular en una escala de menos de un grado, lo que restringió fuertemente varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica, así como con varias otras teorías en competencia, y están disponibles en detalle en el banco de datos de la NASA para el fondo de microondas cósmico (CMB) (ver enlaces a continuación). Aunque WMAP proporcionó mediciones muy precisas de las fluctuaciones angulares a gran escala en el CMB (estructuras tan anchas en el cielo como la luna), no tenía la resolución angular para medir las fluctuaciones a menor escala que habían sido observadas por antiguos operadores terrestres. interferómetros.

Una tercera misión espacial, la ESA (Agencia Espacial Europea) Planck Surveyor, se lanzó en mayo de 2009 y realizó una investigación aún más detallada hasta que se cerró en octubre de 2013. Planck empleó radiómetros HEMT y tecnología de bolómetros y midió la CMB a menor escala que WMAP. Sus detectores se probaron en el telescopio Antarctic Viper como experimento ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), que ha producido las mediciones más precisas a escalas angulares pequeñas hasta la fecha, y en el telescopio de globo Archeops.

El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación liderado por Europa detrás de la sonda de cosmología Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión (565 x 318 jpeg, 3600 x 1800 jpeg) del fondo cósmico de microondas. El mapa sugiere que el universo es un poco más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, sutiles fluctuaciones de temperatura se imprimieron en el cielo profundo cuando el cosmos tenía aproximadamente 370000 años. La huella refleja las ondas que surgieron tan temprano, en la existencia del universo, como la primera nomillonésima de segundo. Aparentemente, estas ondas dieron lugar a la vasta red cósmica actual de cúmulos de galaxias y materia oscura. Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9 % de materia ordinaria, un 26,8 % de materia oscura y un 68,3 % de energía oscura. El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos, según los cuales la edad del universo es 13,799±0.021 mil millones de años y la constante de Hubble se midió como 67.74±0.46 (km/s)/ Mpc.

Instrumentos terrestres adicionales como el Telescopio del Polo Sur en la Antártida y el Proyecto Clover propuesto, el Telescopio de Cosmología de Atacama y el telescopio QUIET en Chile proporcionarán datos adicionales que no están disponibles en las observaciones satelitales, posiblemente incluida la polarización en modo B.

Reducción y análisis de datos

Los datos CMBR sin procesar, incluso de vehículos espaciales como WMAP o Planck, contienen efectos de primer plano que oscurecen por completo la estructura de escala fina del fondo cósmico de microondas. La estructura de escala fina se superpone a los datos CMBR sin procesar, pero es demasiado pequeña para verse a la escala de los datos sin procesar. El más destacado de los efectos de primer plano es la anisotropía dipolar causada por el movimiento del Sol en relación con el fondo CMBR. La anisotropía del dipolo y otras debidas al movimiento anual de la Tierra en relación con el Sol y numerosas fuentes de microondas en el plano galáctico y en otros lugares deben restarse para revelar las variaciones extremadamente pequeñas que caracterizan la estructura de escala fina del fondo CMBR.

El análisis detallado de los datos CMBR para producir mapas, un espectro de potencia angular y, en última instancia, parámetros cosmológicos es un problema complicado y computacionalmente difícil. Aunque calcular un espectro de potencia a partir de un mapa es, en principio, una simple transformada de Fourier, que descompone el mapa del cielo en armónicos esféricos,

T()Silencio Silencio ,φ φ )=.. l l mal l mYl l m()Silencio Silencio ,φ φ ){displaystyle T(thetavarphi)=sum _{ell m}a_{ell m}Y_{ell m}(thetavarphi)}

al l m{displaystyle a_{ell m}

Y()Silencio Silencio ,φ φ ){displaystyle Y(thetavarphi)}

Yl l m()Silencio Silencio ,φ φ ){displaystyle Y_{ell m}(thetavarphi)}

Al aplicar la función de correlación angular, la suma se puede reducir a una expresión que sólo implica l y el término del espectro de poderC↑ ↑ .. Silencioal l mSilencio2.. .{displaystyle Cequiv langle tencióna_{ell m}Sobrevivir.} Los corchetes angulares indican el promedio con respecto a todos los observadores en el universo; puesto que el universo es homogéneo e isotrópico, por lo tanto hay una ausencia de dirección de observación preferida. Así, C es independiente de m. Diferentes opciones de l corresponden a momentos multipole de CMB.

En la práctica, es difícil tener en cuenta los efectos del ruido y las fuentes de primer plano. En particular, estos primeros planos están dominados por emisiones galácticas como Bremsstrahlung, sincrotrón y polvo que emiten en la banda de microondas; en la práctica, la galaxia debe eliminarse, lo que da como resultado un mapa CMB que no es un mapa de cielo completo. Además, las fuentes puntuales como las galaxias y los cúmulos representan otra fuente de primer plano que debe eliminarse para no distorsionar la estructura de escala corta del espectro de potencia CMB.

Se pueden obtener restricciones en muchos parámetros cosmológicos a partir de sus efectos en el espectro de potencia, y los resultados a menudo se calculan utilizando técnicas de muestreo de cadena de Markov Monte Carlo.

Término de monopolo CMBR (ℓ = 0)

Cuando l = 0, el Y()Silencio Silencio ,φ φ ){displaystyle Y(thetavarphi)} término reducido a 1, y lo que hemos dejado aquí es sólo la temperatura media del CMB. Este "medio" se llama monopolio CMB, y se observa que tiene una temperatura promedio de alrededor T_γ = 2.7255±0,0006 K con una confianza de desviación estándar. La precisión de esta temperatura media puede verse afectada por las diversas mediciones realizadas mediante diferentes mediciones de mapeo. Tales mediciones exigen dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS en el satélite COBE. Medida kT_γ es equivalente a 0.234 meV o 4.6×10⁻¹⁰m_ec². La densidad número de fotones de un cuerpo negro que tiene tal temperatura es nγ γ =2Especificaciones Especificaciones ()3)π π 2Tγ γ 3.. 411cm− − 3{textstyle n_{gamma }={frac {2zeta {fnK} {fnMicrosoft} {fnK}} {fnK}}} {fn}}}}} {fnfn}}}}} {fnfn}}}}} {fnfn}}}}} {f}}}}}} {gn}}}}}} {p}}}}}}}}}}}}} {p}}}}}} {pppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppppp} }{3}approx mathrm {411,cm^{-3}. Su densidad energética es *** *** γ γ =π π 215Tγ γ 4.. 4.64× × 10− − 34g⋅ ⋅ cm− − 3.. 0,260eV⋅ ⋅ cm− − 3{textstyle rho _{gamma #={frac {pi} ¿Qué? }{4}approx mathrm {4.64times 10^{-34},g{cdot }cm^{-3} approx mathrm {0.260,eV{cdot }cm^{-3} }, y la relación con la densidad crítica Ω_γ 5.38 × 10^{; 5 -}.

Anisotropía del dipolo CMBR (ℓ = 1)

CMB dipole representa la mayor anisotropía, que está en la primera armónica esférica (l = 1). Cuando l = 1, el Y()Silencio Silencio ,φ φ ){displaystyle Y(thetavarphi)} término reduce a una función cosina y por lo tanto codifica la fluctuación de amplitud. La amplitud de la dipola CMB está alrededor 3.3621±0,0010 mK. Como se presume que el universo es homogéneo e isotrópico, un observador debe ver el espectro de los cuerpos negros con temperatura T en cada punto del cielo. El espectro de la dipole ha sido confirmado como el diferencial de un espectro de cuerpo negro.

El dipolo CMB depende del marco. El momento dipolar CMB también podría interpretarse como el movimiento peculiar de la Tierra hacia el CMB. Su amplitud depende del tiempo debido a la órbita de la Tierra sobre el baricentro del sistema solar. Esto nos permite agregar un término dependiente del tiempo a la expresión del dipolo. La modulación de este plazo es de 1 año, lo que se ajusta a la observación realizada por COBE FIRAS. El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.

A partir de los datos de CMB, se ve que el Sol parece estar moviéndose a 368±2 km/s en relación con el marco de referencia del CMB (también llamado marco de reposo del CMB o marco de referencia en el que no hay movimiento a través del CMB). El grupo local — el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea — parece moverse a 627±22 km/s en la dirección de la longitud galáctica ℓ = 276°±3°, b = 30°±3°. Este movimiento da como resultado una anisotropía de los datos (el CMB parece ligeramente más cálido en la dirección del movimiento que en la dirección opuesta). La interpretación estándar de esta variación de temperatura es un desplazamiento hacia el rojo y un desplazamiento hacia el azul de velocidad simple debido al movimiento relativo al CMB, pero modelos cosmológicos alternativos pueden explicar una fracción de la distribución de temperatura dipolar observada en el CMB.

Un estudio de 2021 de Wide-field Infrared Survey Explorer cuestiona la interpretación cinemática de la anisotropía CMB con alta confianza estadística.

Multipolo (ℓ ≥ 2)

La variación de temperatura en los mapas de temperatura CMB en multipolos más altos, o ℓ ≥ 2, se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo primitivo, antes de la época de la recombinación. Antes de la recombinación, el Universo consistía en un plasma caliente y denso de electrones y bariones. En un entorno tan denso y caliente, los electrones y los protones no podrían formar ningún átomo neutro. Los bariones en un Universo tan primitivo permanecieron altamente ionizados y, por lo tanto, estaban estrechamente acoplados con los fotones a través del efecto de la dispersión de Thompson. Estos fenómenos hicieron que la presión y los efectos gravitatorios actuaran uno contra el otro, y provocaron fluctuaciones en el plasma fotónico-bariónico. Rápidamente después de la época de la recombinación, la rápida expansión del universo hizo que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones se 'congelaron en' los mapas CMB que observamos hoy. Dicho procedimiento ocurrió con un corrimiento al rojo de alrededor de z ⋍ 1100.

Otras anomalías

Con los datos cada vez más precisos proporcionados por WMAP, ha habido una serie de afirmaciones de que el CMB presenta anomalías, como anisotropías a gran escala, alineaciones anómalas y distribuciones no gaussianas. La más antigua de ellas es la controversia del multipolo bajo ℓ. Incluso en el mapa COBE, se observó que el cuadrupolo (ℓ = 2, armónico esférico) tiene una amplitud baja en comparación con las predicciones del Big Golpe. En particular, los modos cuadrupolo y octupolo (ℓ = 3) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y con el plano de la eclíptica y los equinoccios. Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de una nueva física en las mayores escalas observables; otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos.

En última instancia, debido a los primeros planos y al problema de la varianza cósmica, los modos mayores nunca se medirán tan bien como los modos de escala angular pequeña. Los análisis se realizaron en dos mapas a los que se les han eliminado los primeros planos en la medida de lo posible: la "combinación lineal interna" mapa de la colaboración WMAP y un mapa similar preparado por Max Tegmark y otros. Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación de primer plano por la emisión de sincrotrón, polvo y Bremsstrahlung, y por la incertidumbre experimental en el monopolo y el dipolo.

Un análisis bayesiano completo del espectro de potencia WMAP demuestra que la predicción del cuadrupolo de la cosmología Lambda-CDM es consistente con los datos al nivel del 10 % y que el octupolo observado no es notable. Tener en cuenta cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa del cielo completo reduce aún más la importancia de la alineación en ~5%. Observaciones recientes con el telescopio Planck, que es mucho más sensible que WMAP y tiene una resolución angular mayor, registran la misma anomalía, por lo que parece descartarse el error instrumental (pero no la contaminación del primer plano). La coincidencia es una posible explicación, el científico jefe de WMAP, Charles L. Bennett, sugirió que la coincidencia y la psicología humana estaban involucradas: “Creo que hay un poco de efecto psicológico; la gente quiere encontrar cosas inusuales."

Evolución futura

Suponiendo que el universo siga expandiéndose y no sufra un Big Crunch, un Big Rip u otro destino similar, el fondo cósmico de microondas continuará desplazándose hacia el rojo hasta que ya no sea detectable y será reemplazado primero por el producido por la luz de las estrellas y, quizás, más tarde por los campos de radiación de fondo de los procesos que pueden tener lugar en el futuro lejano del universo, como la desintegración de protones, la evaporación de agujeros negros y la desintegración de positronio.

Cronología de predicción, descubrimiento e interpretación

Predicciones de temperatura térmica (sin fondo de microondas)

• 1896 – Charles Édouard Guillaume estima que la "radiación de las estrellas" es de 5-6 K.
• 1926 – Sir Arthur Eddington estima la radiación no térmica de la luz estelar en la galaxia "... por la fórmula E = σT⁴ la temperatura efectiva correspondiente a esta densidad es 3.18° absoluto... cuerpo negro".
• 1930s – Cosmologist Erich Regener calcula que el espectro no-termal de los rayos cósmicos en la galaxia tiene una temperatura efectiva de 2,8 K.
• 1931 – Término microondas primero utilizado en la impresión: "Cuando las pruebas con longitudes de onda tan bajas como 18 cm. fueron hechas conocidas, hubo una sorpresa indiscutible+ que el problema de la microonda había sido resuelto tan pronto." Telegraph & Teléfono Journal XVII. 179/1
• 1934 – Richard Tolman muestra que la radiación del cuerpo negro en un universo en expansión se enfría pero sigue siendo térmica.
• 1938 – Premio Nobel (1920) Walther Nernst reestima la temperatura cósmica de los rayos como 0,75 K.
• 1946 – Robert Dicke predice "... radiación de la materia cósmica" en 20 K, pero no se refería a la radiación de fondo.
• 1946 – George Gamow calcula una temperatura de 50 K (suponiendo un universo de 3 millones de años), comentando que "... está en acuerdo razonable con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo.
• 1953 – Erwin Finlay-Freundlich en apoyo de su teoría de la luz cansada, deriva una temperatura del cuerpo negro para el espacio intergaláctico de 2.3 K con comentario de Max Born sugiriendo la astronomía radio como árbitro entre cosmologías expandidas e infinitas.

Predicciones y medidas de radiación de fondo de microondas

• 1941 – Andrew McKellar detectó el fondo cósmico de microondas como el componente más frío del medio interestelar usando la excitación de las líneas de doblet de CN medida por W. S. Adams en una estrella B, encontrando una "temperatura efectiva del espacio" (temperatura bolométrica promedio) de 2.3 K.
• 1946 – George Gamow calcula una temperatura de 50 K (suponiendo un universo de 3 millones de años), comentando que "... está en acuerdo razonable con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo.
• 1948 – Ralph Alpher y Robert Herman estiman "la temperatura en el universo" a las 5 K. Aunque no mencionan específicamente la radiación de fondo de microondas, se puede inferir.
• 1949 – Ralph Alpher y Robert Herman re-estiman la temperatura a 28 K.
• 1953 – George Gamow estima 7 K.
• 1956 – George Gamow estima 6 K.
• 1955 – Émile Le Roux de la Radio Nançay Observatorio, en una encuesta de cielo λ = 33 cm, reportó una radiación de fondo casi isótrópica de 3 kelvins, más o menos 2.
• 1957 – Tigran Shmaonov informa que "la temperatura absoluta efectiva del fondo de la radioemisión es de 4±3 K". Se observa que las "medidas demostraron que la intensidad de radiación era independiente de tiempo o dirección de observación... ahora está claro que Shmaonov observó el fondo cósmico de microondas en una longitud de onda de 3.2 cm"
• 1960s – Robert Dicke re-estima una temperatura de radiación de fondo de microondas de 40 K
• 1964 – A. G. Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publican un breve documento que sugiere búsquedas de microondas para la radiación del cuerpo negro predicho por Gamow, Alpher y Herman, donde denominan el fenómeno de radiación CMB como detectable.
• 1964–65 – Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden la temperatura de aproximadamente 3 K. Robert Dicke, James Peebles, P. G. Roll y D. T. Wilkinson interpretan esta radiación como una firma del Big Bang.
• 1966 – Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe teóricamente predicen las amplitudes de la fluctuación de microondas creadas por variaciones potenciales gravitacionales entre observadores y la última superficie de dispersión (ver Sachs – efecto Wolfe).
• 1968 – Martin Rees y Dennis Sciama teóricamente predicen las amplitudes de fluctuación de microondas de fondo creadas por fotones que atraviesan pozos potenciales dependientes del tiempo.
• 1969 – R. A. Sunyaev y Yakov Zel'dovich estudian la dispersión inversa de fotones de fondo de microondas por electrones calientes (ver Efecto Sunyaev-Zel'dovich).
• 1983 – Los investigadores del Grupo de Astronomía de Radio de Cambridge y del Observatorio de Radio del Valle de Owens detectan primero el efecto Sunyaev–Zel'dovich de los racimos de galaxias.
• 1983 – Se lanzó un experimento de anisotropía soviético RELIKT-1.
• 1990 – FIRAS en el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mide la forma de cuerpo negro del espectro CMB con precisión exquisita, y muestra que el fondo de microondas tiene un espectro casi perfecto de cuerpo negro y por lo tanto limita fuertemente la densidad del medio intergaláctico.
• Enero de 1992 – Los científicos que analizaron datos del RELIKT-1 reportan el descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas en el seminario astrofísico de Moscú.
• 1992 – Los científicos que analizaron datos de COBE DMR reportan el descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas.
• 1995 – El telescopio de anisotropía cósmica realiza las primeras observaciones de alta resolución del fondo cósmico de microondas.
• 1999 – Primeras mediciones de oscilaciones acústicas en el espectro de potencia angular de la anisotropía del TOCO, BOOMERANG y Maxima Experiments. El experimento BOOMERanG hace mapas de alta calidad en resolución intermedia, y confirma que el universo es "flat".
• 2002 – Polarización descubierta por DASI.
• 2003 – espectro de polarización del movimiento electrónico obtenido por el CBI. El CBI y el Array Muy Pequeño produce mapas de calidad aún más altos en alta resolución (cubriendo pequeñas áreas del cielo).
• 2003 – La nave Wilkinson Microwave Anisotropy Probe produce un mapa de calidad aún más alto en resolución baja e intermedia de todo el cielo (WMAP proporciona no datos de alta resolución, pero mejora en los mapas de resolución intermedia de BOOMERanG).
• 2004 – E-mode polarization spectrum obtained by the CBI.
• 2004 – The Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver produce a higher quality map of the high resolution structure not mapped by WMAP.
• 2005 – El Arcminute Microkelvin Imager y el Sunyaev–Zel'dovich Array comienzan las primeras encuestas para grupos rojizos muy altos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev–Zel'dovich.
• 2005 – Ralph A. Alpher es galardonado con la Medalla Nacional de la Ciencia por su trabajo innovador en nucleosíntesis y predicción de que la expansión del universo deja detrás de la radiación de fondo, proporcionando así un modelo para la teoría del Big Bang.
• 2006 – Se publican los resultados esperados de tres años de WMAP, confirmando el análisis anterior, corrigiendo varios puntos e incluyendo datos de polarización.
• 2006 – Dos de los principales investigadores de COBE, George Smoot y John Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo en la medición de precisión del CMBR.
• 2006–2011 – Mejora de las mediciones de WMAP, nuevas encuestas de supernova ESSENCE y SNLS, y oscilaciones acústicas bariónicas de SDSS y WiggleZ, siguen siendo compatibles con el modelo estándar Lambda-CDM.
• 2010 – El primer mapa todo-sky del telescopio Planck es lanzado.
• 2013 – Se libera un mapa todo-sky mejorado del telescopio Planck, mejorando las mediciones de WMAP y extendiéndolos a escalas mucho más pequeñas.
• 2014 – El 17 de marzo de 2014, los astrofísicos de la colaboración de BICEP2 anunciaron la detección de ondas gravitacionales inflacionarias en el espectro de potencia B-mode, que si se confirma, proporcionaría evidencia experimental clara para la teoría de la inflación. Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se redujo la confianza en confirmar los hallazgos de la inflación cósmica.
• 2015 – El 30 de enero de 2015, el mismo equipo de astrónomos de BICEP2 retiró la reclamación hecha el año anterior. Basándose en los datos combinados de BICEP2 y Planck, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse totalmente al polvo de la Vía Láctea.
• 2018 – Se publican los datos y mapas finales del telescopio Planck, con mediciones mejoradas de la polarización en grandes escalas.
• 2019 – Los análisis del telescopio Planck de sus datos finales de 2018 continúan siendo liberados.

En la cultura popular

• En el Stargate Universe Serie de televisión (2009-2011), una antigua nave espacial, Destino, fue construido para estudiar patrones en el CMBR que indican que el universo como sabemos que podría haber sido creado por alguna forma de inteligencia sensible.
• In Wheelers, una novela (2000) de Ian Stewart " Jack Cohen, CMBR se explica como las transmisiones cifradas de una civilización antigua. Esto permite que los "ciegos" de Jovian tengan una sociedad mayor que la actual era observada del universo.
• In El problema de tres cuerpos, una novela de 2008 de Liu Cixin, una sonda de una civilización alienígena compromete los instrumentos de monitoreo del CMBR para engañar a un personaje para creer que la civilización tiene el poder de manipular el CMBR mismo.
• El número 2017 de la factura de 20 francos suizos enumera varios objetos astronómicos con sus distancias – el CMB se menciona con 430 · 10¹⁵ segundos luz.
• En la serie 2021 Marvel WandaVision, una misteriosa emisión de televisión se descubre dentro del Fondo de Microondas Cósmicas.