Fundo cósmico de micro-ondas

O fundo cósmico de micro-ondas (CMB, CMBR) é a radiação de micro-ondas que preenche todo o espaço. É um remanescente que fornece uma importante fonte de dados sobre o universo primordial. Com um telescópio óptico padrão, o espaço de fundo entre estrelas e galáxias é quase completamente escuro. No entanto, um radiotelescópio suficientemente sensível detecta um brilho fraco de fundo que é quase uniforme e não está associado a nenhuma estrela, galáxia ou outro objeto. Esse brilho é mais forte na região de micro-ondas do espectro de rádio. A descoberta acidental da CMB em 1965 pelos radioastrônomos americanos Arno Penzias e Robert Wilson foi o ponto culminante do trabalho iniciado na década de 1940.

CMB é uma evidência marcante da teoria do Big Bang para a origem do universo. Nos modelos cosmológicos do Big Bang, durante os primeiros períodos, o universo estava cheio de uma névoa opaca de plasma quente e denso de partículas subatômicas. À medida que o universo se expandia, esse plasma esfriava até o ponto em que prótons e elétrons se combinavam para formar átomos neutros principalmente de hidrogênio. Ao contrário do plasma, esses átomos não podiam espalhar radiação térmica por espalhamento de Thomson, e assim o universo tornou-se transparente. Conhecido como a época de recombinação, esse evento de desacoplamento liberou fótons para viajar livremente pelo espaço – às vezes chamado de radiação relíquia. No entanto, os fótons ficaram menos energéticos, pois a expansão do espaço faz com que seu comprimento de onda aumente. A superfície do último espalhamento refere-se a uma concha na distância certa no espaço, de modo que agora são recebidos os fótons que foram originalmente emitidos no momento do desacoplamento.

O CMB não é completamente suave e uniforme, mostrando uma fraca anisotropia que pode ser mapeada por detectores sensíveis. Experiências terrestres e espaciais, como COBE e WMAP, foram usadas para medir essas não homogeneidades de temperatura. A estrutura de anisotropia é determinada por várias interações de matéria e fótons até o ponto de desacoplamento, o que resulta em um padrão irregular característico que varia com a escala angular. A distribuição da anisotrofia no céu tem componentes de frequência que podem ser representados por um espectro de potência exibindo uma sequência de picos e vales. Os valores de pico desse espectro contêm informações importantes sobre as propriedades físicas do universo primitivo: o primeiro pico determina a curvatura geral do universo, enquanto o segundo e o terceiro detalham a densidade da matéria normal e da chamada matéria escura, respectivamente. Extrair detalhes finos dos dados CMB pode ser um desafio, uma vez que a emissão sofreu modificação por recursos de primeiro plano, como aglomerados de galáxias.

Importância da medição precisa

Medições precisas do CMB são críticas para a cosmologia, uma vez que qualquer modelo proposto do universo deve explicar essa radiação. O CMB tem um espectro térmico de corpo negro a uma temperatura de 2,72548±0.00057 K. A radiância espectral dE_ν/dν atinge o pico em 160,23 GHz, na faixa de frequências de micro-ondas, correspondendo a um energia do fóton de cerca de 6.626×10⁻⁴ eV. Como alternativa, se a radiância espectral for definida como dE_λ/dλ, o comprimento de onda de pico é 1,063 mm (282 GHz, 1.168× 10⁻³ eV fótons). O brilho é quase uniforme em todas as direções, mas as minúsculas variações residuais mostram um padrão muito específico, o mesmo esperado de um gás quente distribuído uniformemente que se expandiu até o tamanho atual do universo. Em particular, a radiância espectral em diferentes ângulos de observação no céu contém pequenas anisotropias, ou irregularidades, que variam com o tamanho da região examinada. Eles foram medidos em detalhes e correspondem ao que seria esperado se pequenas variações térmicas, geradas por flutuações quânticas da matéria em um espaço muito pequeno, tivessem se expandido para o tamanho do universo observável que vemos hoje. Este é um campo de estudo muito ativo, com cientistas buscando melhores dados (por exemplo, a espaçonave Planck) e melhores interpretações das condições iniciais de expansão. Embora muitos processos diferentes possam produzir a forma geral de um espectro de corpo negro, nenhum outro modelo além do Big Bang explicou as flutuações. Como resultado, a maioria dos cosmólogos considera o modelo do universo do Big Bang como a melhor explicação para o CMB.

O alto grau de uniformidade em todo o universo observável e sua anisotropia fraca, mas medida, dão forte suporte ao modelo do Big Bang em geral e ao modelo ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") em particular. Além disso, as flutuações são coerentes em escalas angulares maiores que o horizonte cosmológico aparente na recombinação. Ou tal coerência é ajustada de forma acausal, ou ocorreu uma inflação cósmica.

Além da anisotropia de temperatura e polarização, espera-se que o espectro de frequência CMB apresente pequenos desvios da lei do corpo negro conhecida como distorções espectrais. Eles também estão no foco de um esforço de pesquisa ativo com a esperança de uma primeira medição nas próximas décadas, pois contêm uma riqueza de informações sobre o universo primordial e a formação de estruturas em tempos tardios.

Recursos

Gráfico de espectro de fundo de microonda cósmico medido pelo instrumento FIRAS no COBE, o espectro de corpo negro mais precisamente medido na natureza. As barras de erro são muito pequenas para serem vistas mesmo em uma imagem ampliada, e é impossível distinguir os dados observados da curva teórica.

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é uma emissão uniforme de energia térmica de corpo negro proveniente de todas as partes do céu. A radiação é isotrópica para aproximadamente uma parte em 100.000: as variações quadráticas médias são de apenas 18 μK, após subtrair uma anisotropia dipolo do deslocamento Doppler da radiação de fundo. O último é causado pela velocidade peculiar do Sol em relação ao referencial cósmico de repouso conforme ele se move a cerca de 369,82 ± 0,11 km/s em direção à constelação de Leão (longitude galáctica 264,021 ± 0,011, latitude galáctica 48,253 ± 0,005). O dipolo CMB e a aberração em multipolos superiores foram medidos, consistentes com o movimento galáctico.

No modelo do Big Bang para a formação do universo, a cosmologia inflacionária prevê que, após cerca de 10⁻³⁷ segundos, o universo nascente passou por um crescimento exponencial que suavizou quase todas as irregularidades. As irregularidades restantes foram causadas por flutuações quânticas no campo da inflação que causaram o evento de inflação. Muito antes da formação de estrelas e planetas, o universo primitivo era menor, muito mais quente e, começando 10⁻⁶ segundos após o Big Bang, preenchido com um brilho uniforme de sua névoa branca e quente de plasma interativo de fótons, elétrons e bárions.

À medida que o universo se expandia, o resfriamento adiabático fazia com que a densidade de energia do plasma diminuísse até que se tornasse favorável para que os elétrons se combinassem com os prótons, formando átomos de hidrogênio. Esse evento de recombinação aconteceu quando a temperatura estava em torno de 3.000 K ou quando o universo tinha aproximadamente 379.000 anos. Como os fótons não interagiam com esses átomos eletricamente neutros, os primeiros começaram a viajar livremente pelo espaço, resultando no desacoplamento entre matéria e radiação.

A temperatura de cor do conjunto de fótons desacoplados continuou a diminuir desde então; agora reduzido para 2.7260 ±0,0013 K, continuará a cair à medida que o universo se expande. A intensidade da radiação corresponde à radiação de corpo negro em 2,726 K porque a radiação de corpo negro deslocada para o vermelho é exatamente como a radiação de corpo negro a uma temperatura mais baixa. De acordo com o modelo do Big Bang, a radiação do céu que medimos hoje vem de uma superfície esférica chamada a superfície do último espalhamento. Isso representa o conjunto de locais no espaço em que se estima que o evento de desacoplamento tenha ocorrido e em um ponto no tempo em que os fótons dessa distância acabaram de alcançar os observadores. A maior parte da energia de radiação no universo está na radiação cósmica de fundo, constituindo uma fração de aproximadamente 6×10⁻⁵ da densidade total do universo.

Dois dos maiores sucessos da teoria do Big Bang são a previsão do espectro do corpo negro quase perfeito e a previsão detalhada das anisotropias na radiação cósmica de fundo. O espectro CMB tornou-se o espectro de corpo negro medido com mais precisão na natureza.

A densidade de energia do CMB é 0,260 eV/cm³ (4,17×10⁻¹⁴ J/m³) que produz cerca de 411 fótons/cm³.

História

A radiação cósmica de fundo foi prevista pela primeira vez em 1948 por Ralph Alpher e Robert Herman, em estreita relação com o trabalho realizado pelo orientador de doutorado de Alpher, George Gamow. Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura da micro-ondas cósmica de fundo em 5 K, embora dois anos depois eles a reestimassem em 28 K. Essa estimativa alta foi devido a uma estimativa incorreta da constante de Hubble por Alfred Behr, que poderia não pode ser replicado e foi posteriormente abandonado para a estimativa anterior. Embora houvesse várias estimativas anteriores da temperatura do espaço, essas estimativas tinham duas falhas. Primeiro, eram medições da temperatura efetiva do espaço e não sugeriam que o espaço fosse preenchido com um espectro térmico de Planck. Em seguida, eles dependem de estarmos em um ponto especial na borda da Via Láctea e não sugerem que a radiação seja isotrópica. As estimativas renderiam previsões muito diferentes se a Terra estivesse localizada em outro lugar do universo.

A antena Holmdel Horn em que Penzias e Wilson descobriram o fundo de microondas cósmico. A antena foi construída em 1959 para apoiar o Projeto Echo - os satélites de comunicações passivas da Administração Espacial e Aeronáutica Nacional, que usavam balões de plástico aluminizados como refletores para saltar sinais de rádio de um ponto na Terra para outro.

Os resultados de 1948 de Alpher e Herman foram discutidos em muitos ambientes físicos por volta de 1955, quando ambos deixaram o Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins. A comunidade astronômica dominante, no entanto, não ficou intrigada na época com a cosmologia. A previsão de Alpher e Herman foi redescoberta por Yakov Zelōdovich no início dos anos 1960 e prevista independentemente por Robert Dicke ao mesmo tempo. O primeiro reconhecimento publicado da radiação CMB como um fenômeno detectável apareceu em um breve artigo dos astrofísicos soviéticos A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, na primavera de 1964. Em 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke em Princeton University, começou a construir um radiômetro Dicke para medir a radiação cósmica de fundo. Em 1964, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson na localização de Crawford Hill dos Bell Telephone Laboratories nas proximidades de Holmdel Township, Nova Jersey, construíram um radiômetro Dicke que pretendiam usar para radioastronomia e experimentos de comunicação por satélite. Em 20 de maio de 1964, eles fizeram sua primeira medição mostrando claramente a presença de fundo de micro-ondas, com seu instrumento tendo um excesso de temperatura de antena de 4,2 K que eles não podiam explicar. Depois de receber um telefonema de Crawford Hill, Dicke disse "Rapazes, fomos descobertos." Uma reunião entre os grupos de Princeton e Crawford Hill determinou que a temperatura da antena era de fato devida ao fundo de micro-ondas. Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 por sua descoberta.

A interpretação da radiação cósmica de fundo foi uma questão controversa na década de 1960, com alguns proponentes da teoria do estado estacionário argumentando que a radiação cósmica de fundo era o resultado da dispersão da luz estelar de galáxias distantes. Usando este modelo, e com base no estudo das linhas de absorção estreitas nos espectros das estrelas, o astrônomo Andrew McKellar escreveu em 1941: "Pode-se calcular que a 'temperatura rotacional' do espaço interestelar é 2 K." No entanto, durante a década de 1970, estabeleceu-se o consenso de que a radiação cósmica de fundo é um remanescente do big bang. Isso ocorreu principalmente porque novas medições em uma faixa de frequências mostraram que o espectro era um espectro térmico de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário não conseguiu reproduzir.

Harrison, Peebles, Yu e Zel'dovich perceberam que o universo primitivo exigiria inomogeneidades no nível de 10⁻⁴ ou 10⁻⁵. Rashid Sunyaev mais tarde calculou a impressão observável que essas inomogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo. Limites cada vez mais rigorosos na anisotropia da radiação cósmica de fundo foram estabelecidos por experimentos terrestres durante a década de 1980. RELIKT-1, um experimento soviético de anisotropia cósmica de fundo em micro-ondas a bordo do satélite Prognoz 9 (lançado em 1º de julho de 1983) forneceu limites superiores para a anisotropia em larga escala. A missão COBE da NASA confirmou claramente a anisotropia primária com o instrumento Differential Microwave Radiometer, publicando suas descobertas em 1992. A equipe recebeu o Prêmio Nobel de Física de 2006 por esta descoberta.

Inspirados pelos resultados do COBE, uma série de experimentos terrestres e baseados em balões mediram as anisotropias cósmicas de fundo em micro-ondas em escalas angulares menores durante a próxima década. O objetivo principal desses experimentos era medir a escala do primeiro pico acústico, que o COBE não tinha resolução suficiente para resolver. Este pico corresponde a variações de densidade em larga escala no universo primordial que são criadas por instabilidades gravitacionais, resultando em oscilações acústicas no plasma. O primeiro pico na anisotropia foi detectado provisoriamente pelo experimento Toco e o resultado foi confirmado pelos experimentos BOOMERanG e MAXIMA. Essas medições demonstraram que a geometria do universo é aproximadamente plana, em vez de curva. Eles descartaram as cordas cósmicas como um componente importante da formação da estrutura cósmica e sugeriram que a inflação cósmica era a teoria correta da formação da estrutura.

O segundo pico foi detectado provisoriamente por vários experimentos antes de ser definitivamente detectado pelo WMAP, que detectou provisoriamente o terceiro pico. A partir de 2010, vários experimentos para melhorar as medições da polarização e do fundo de micro-ondas em pequenas escalas angulares estão em andamento. Estes incluem DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, espaçonave Planck, Atacama Cosmology Telescope, South Pole Telescope e o telescópio QUIET.

Relação com o Big Bang

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas e a relação cosmológica de distância para o vermelho são consideradas juntas como a melhor evidência disponível para o evento do Big Bang. As medições do CMB fizeram do modelo inflacionário do Big Bang o Modelo Cosmológico Padrão. A descoberta do CMB em meados da década de 1960 reduziu o interesse por alternativas como a teoria do estado estacionário.

No final da década de 1940, Alpher e Herman concluíram que, se houvesse um Big Bang, a expansão do universo teria expandido a radiação de alta energia do universo primitivo para a região de micro-ondas do espectro eletromagnético e até um temperatura de cerca de 5 K. Eles erraram um pouco com a estimativa, mas tiveram a ideia certa. Eles previram o CMB. Demorou mais 15 anos para Penzias e Wilson descobrirem que o fundo de micro-ondas estava realmente lá.

De acordo com a cosmologia padrão, o CMB fornece um instantâneo do universo quente inicial no ponto no tempo em que a temperatura caiu o suficiente para permitir que elétrons e prótons formassem átomos de hidrogênio. Este evento tornou o universo quase transparente à radiação porque a luz não estava mais sendo espalhada pelos elétrons livres. Quando isso ocorreu cerca de 380.000 anos após o Big Bang, a temperatura do universo era de cerca de 3.000 K. Isso corresponde a uma energia ambiente de cerca de 0,26 eV, que é muito menor do que a energia de ionização de 13,6 eV de hidrogênio. Esta época é geralmente conhecida como o "tempo da última dispersão" ou o período de recombinação ou dissociação.

Desde o desacoplamento, a temperatura de cor da radiação de fundo caiu em um fator médio de 1.090 devido à expansão do universo. À medida que o universo se expande, os fótons CMB são desviados para o vermelho, fazendo com que sua energia diminua. A temperatura de cor dessa radiação permanece inversamente proporcional a um parâmetro que descreve a expansão relativa do universo ao longo do tempo, conhecido como comprimento de escala. A temperatura de cor T_r do CMB em função do desvio para o vermelho, z, pode ser mostrada como proporcional à temperatura de cor do CMB conforme observado nos dias atuais (2,725 K ou 0,2348 meV):

T_R = 2.725 K × (1 + zangão.)

Para obter detalhes sobre o raciocínio de que a radiação é evidência do Big Bang, consulte Radiação cósmica de fundo do Big Bang.

Anisotropia primária

O espectro de energia da anisotropia de temperatura de radiação de fundo de micro-ondas cósmica em termos da escala angular (ou momento multipolar). Os dados mostrados vêm dos instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) e VSA (2004). Também é mostrado um modelo teórico (linha sólida).

A anisotropia, ou dependência direcional, da radiação cósmica de fundo é dividida em dois tipos: anisotropia primária, devido a efeitos que ocorrem na superfície do último espalhamento e antes; e anisotropia secundária, devido a efeitos como interações da radiação de fundo com gás quente interveniente ou potenciais gravitacionais, que ocorrem entre a última superfície de espalhamento e o observador.

A estrutura das anisotropias cósmicas de fundo em micro-ondas é determinada principalmente por dois efeitos: oscilações acústicas e amortecimento de difusão (também chamado de amortecimento sem colisão ou amortecimento de seda). As oscilações acústicas surgem devido a um conflito no plasma fóton-bárion no início do universo. A pressão dos fótons tende a apagar as anisotropias, enquanto a atração gravitacional dos bárions, movendo-se a velocidades muito mais lentas que a da luz, faz com que eles tendam a colapsar para formar sobredensidades. Esses dois efeitos competem para criar oscilações acústicas, que dão ao fundo de micro-ondas sua estrutura de pico característica. Os picos correspondem, aproximadamente, a ressonâncias nas quais os fótons se desacoplam quando um determinado modo está em sua amplitude máxima.

Os picos contêm assinaturas físicas interessantes. A escala angular do primeiro pico determina a curvatura do universo (mas não a topologia do universo). O próximo pico - razão dos picos ímpares para os picos pares - determina a densidade reduzida de bárions. O terceiro pico pode ser usado para obter informações sobre a densidade da matéria escura.

As localizações dos picos fornecem informações importantes sobre a natureza das perturbações da densidade primordial. Existem dois tipos fundamentais de perturbações de densidade chamadas adiabáticas e isocurvaturas. Uma perturbação de densidade geral é uma mistura de ambos, e diferentes teorias que pretendem explicar o espectro de perturbação de densidade primordial prevêem diferentes misturas.

Perturbações de densidade adabatica

Em uma perturbação da densidade adiabática, a densidade de número adicional fracionada de cada tipo de partícula (baryons, fótons, etc.) é a mesma. Ou seja, se em um lugar há uma densidade de número 1% maior de baryons do que a média, então nesse lugar há uma densidade de número 1% maior de fótons (e uma densidade de número 1% maior em neutrinos) do que a média. A inflação cósmica prevê que as perturbações primordiais são adiabáticas.

Perturbações de densidade de Isocurvature

Em uma perturbação da densidade de isocurvatura, a soma (sobre diferentes tipos de partículas) das densidades adicionais fracionárias é zero. Ou seja, uma perturbação onde em algum lugar há 1% mais energia em baryons do que a média, 1% mais energia em fótons do que a média, e 2% menos energia em neutrinos do que a média, seria uma perturbação isocurvatura pura. Cordas cósmicas hipotéticas produziriam principalmente perturbações primordiais da isocurvatura.

O espectro CMB pode distinguir entre esses dois porque esses dois tipos de perturbações produzem diferentes localizações de pico. As perturbações de densidade de isocurvatura produzem uma série de picos cujas escalas angulares (ℓ valores dos picos) estão aproximadamente na proporção 1: 3: 5:..., enquanto as perturbações de densidade adiabática produzem picos cujas localizações estão em a proporção 1: 2: 3:... As observações são consistentes com as perturbações de densidade primordial sendo totalmente adiabáticas, fornecendo suporte fundamental para a inflação e descartando muitos modelos de formação de estrutura envolvendo, por exemplo, cordas cósmicas.

O amortecimento sem colisão é causado por dois efeitos, quando o tratamento do plasma primordial como fluido começa a se decompor:

• o crescente caminho livre médio dos fótons como o plasma primordial torna-se cada vez mais rarefeito em um universo em expansão,
• a profundidade finita da última superfície de dispersão (LSS), o que faz com que o caminho livre médio aumente rapidamente durante o decoupling, mesmo quando alguma dispersão de Compton ainda está ocorrendo.

Esses efeitos contribuem igualmente para a supressão de anisotropias em pequenas escalas e dão origem à cauda de amortecimento exponencial característica vista nas anisotropias de escala angular muito pequena.

A profundidade do LSS refere-se ao fato de que o desacoplamento dos fótons e bárions não ocorre instantaneamente, mas requer uma fração apreciável da idade do universo até aquela era. Um método para quantificar quanto tempo esse processo levou usa a função de visibilidade de fótons (PVF). Esta função é definida de forma que, denotando o PVF por P(t), a probabilidade de que um fóton CMB seja espalhado pela última vez entre o tempo t e t + dt é dado por P(t) dt.

O máximo do PVF (o tempo em que é mais provável que um determinado fóton CMB seja espalhado pela última vez) é conhecido com bastante precisão. Os resultados do WMAP do primeiro ano colocam o tempo em que P(t) tem um máximo de 372.000 anos. Isso geralmente é considerado o "tempo" em que o CMB se formou. No entanto, para descobrir quanto tempo os fótons e bárions levaram para se desacoplar, precisamos de uma medida da largura do PVF. A equipe do WMAP descobriu que o PVF é maior que a metade de seu valor máximo (a "largura total na metade do máximo", ou FWHM) em um intervalo de 115.000 anos. Por essa medida, o desacoplamento ocorreu ao longo de aproximadamente 115.000 anos e, quando foi concluído, o universo tinha aproximadamente 487.000 anos.

Anisotropia tardia

Desde que o CMB surgiu, aparentemente foi modificado por vários processos físicos subsequentes, que são referidos coletivamente como anisotropia tardia ou anisotropia secundária. Quando os fótons CMB ficaram livres para viajar sem impedimentos, a matéria comum no universo estava principalmente na forma de hidrogênio neutro e átomos de hélio. No entanto, as observações de galáxias hoje parecem indicar que a maior parte do volume do meio intergaláctico (IGM) consiste em material ionizado (já que existem poucas linhas de absorção devido aos átomos de hidrogênio). Isso implica um período de reionização durante o qual parte do material do universo foi quebrada em íons de hidrogênio.

Os fótons CMB são espalhados por cargas livres, como elétrons que não estão ligados a átomos. Em um universo ionizado, tais partículas carregadas foram liberadas de átomos neutros por radiação ionizante (ultravioleta). Hoje, essas cargas livres estão em densidade suficientemente baixa na maior parte do volume do universo para que não afetem mensuravelmente o CMB. No entanto, se o IGM foi ionizado muito cedo, quando o universo ainda era mais denso, existem dois efeitos principais no CMB:

1. As anisotropias de pequena escala são apagadas. (Assim como ao olhar para um objeto através da névoa, os detalhes do objeto aparecem fuzzy.)
2. A física de como os fótons são espalhados por elétrons livres (Tomson scattering) induz anisotropias de polarização em grandes escalas angulares. Esta polarização de ângulo amplo está correlacionada com a perturbação de temperatura de ângulo amplo.

Ambos os efeitos foram observados pela espaçonave WMAP, fornecendo evidências de que o universo foi ionizado em tempos muito remotos, com um desvio para o vermelho superior a 17. A proveniência detalhada dessa radiação ionizante inicial ainda é uma questão de debate científico. Pode ter incluído a luz estelar da primeira população de estrelas (estrelas da população III), supernovas quando essas primeiras estrelas chegaram ao fim de suas vidas ou a radiação ionizante produzida pelos discos de acreção de buracos negros massivos.

O tempo que se segue à emissão da radiação cósmica de fundo—e antes da observação das primeiras estrelas—é referido com humor pelos cosmólogos como a Idade das Trevas, e é um período que está sob intenso estudo dos astrônomos (ver 21 centímetro de radiação).

Dois outros efeitos que ocorreram entre a reionização e nossas observações da radiação cósmica de fundo, e que parecem causar anisotropias, são o efeito Sunyaev-Zeldovich, onde uma nuvem de elétrons de alta energia espalha a radiação, transferindo parte de sua energia aos fótons CMB e ao efeito Sachs-Wolfe, que faz com que os fótons da Microondas Cósmica de Fundo sejam gravitacionalmente desviados para o vermelho ou para o azul devido à mudança dos campos gravitacionais.

Polarização

A impressão deste artista mostra como a luz do universo inicial é desviada pelo efeito de lente gravitacional de estruturas cósmicas massivas que formam B-modes enquanto viaja pelo universo.

A radiação cósmica de fundo é polarizada no nível de alguns microkelvin. Existem dois tipos de polarização, chamados modos E e modos B. Isso é uma analogia com a eletrostática, na qual o campo elétrico (campo E) tem uma curvatura nula e o campo magnético (campo B) tem uma divergência nula. Os modos E surgem naturalmente da dispersão de Thomson em um plasma heterogêneo. Os modos B não são produzidos por perturbações do tipo escalar padrão. Em vez disso, eles podem ser criados por dois mecanismos: o primeiro é por lente gravitacional de modos E, que foi medido pelo Telescópio do Pólo Sul em 2013; a segunda é de ondas gravitacionais decorrentes da inflação cósmica. Detectar os modos B é extremamente difícil, particularmente porque o grau de contaminação do primeiro plano é desconhecido, e o fraco sinal de lente gravitacional mistura o sinal relativamente forte do modo E com o sinal do modo B.

Modos eletrônicos

Os modos E foram vistos pela primeira vez em 2002 pelo interferômetro de escala angular de grau (DASI).

Modos B

Cosmólogos prevêem dois tipos de modos B, o primeiro gerado durante a inflação cósmica logo após o big bang, e o segundo gerado por lentes gravitacionais em momentos posteriores.

Ondas gravitacionais primordiais

As ondas gravitacionais primordiais são ondas gravitacionais que podem ser observadas na polarização da radiação cósmica de fundo e que têm sua origem no início do universo. Modelos de inflação cósmica predizem que tais ondas gravitacionais deveriam aparecer; assim, sua detecção apóia a teoria da inflação, e sua força pode confirmar e excluir diferentes modelos de inflação. É o resultado de três coisas: expansão inflacionária do próprio espaço, reaquecimento após a inflação e mistura fluida turbulenta de matéria e radiação.

Em 17 de março de 2014, foi anunciado que o instrumento BICEP2 detectou o primeiro tipo de modos B, consistente com a inflação e as ondas gravitacionais no início do universo no nível de r = 0,20+0.07
−0,05, que é a quantidade de energia presente nas ondas gravitacionais em comparação com a quantidade de energia presente em outras perturbações de densidade escalar no início do universo. Se isso tivesse sido confirmado, teria fornecido fortes evidências para a inflação cósmica e o Big Bang e contra o modelo ecpirótico de Paul Steinhardt e Neil Turok. No entanto, em 19 de junho de 2014, foi relatada uma confiança consideravelmente reduzida na confirmação das descobertas. e em 19 de setembro de 2014, novos resultados do experimento Planck relataram que os resultados do BICEP2 podem ser totalmente atribuídos à poeira cósmica.

Lente gravitacional

O segundo tipo de modos B foi descoberto em 2013 usando o Telescópio do Pólo Sul com a ajuda do Observatório Espacial Herschel. Em outubro de 2014, uma medição da polarização do modo B em 150 GHz foi publicada pelo experimento POLARBEAR. Comparado ao BICEP2, o POLARBEAR se concentra em um trecho menor do céu e é menos suscetível aos efeitos da poeira. A equipe relatou que a polarização medida do modo B do POLARBEAR era de origem cosmológica (e não apenas devido à poeira) com um nível de confiança de 97,2%.

Observações de fundo de micro-ondas

Após a descoberta do CMB, centenas de experimentos cósmicos de fundo em micro-ondas foram conduzidos para medir e caracterizar as assinaturas da radiação. O experimento mais famoso é provavelmente o satélite Cosmic Background Explorer (COBE) da NASA que orbitou em 1989-1996 e que detectou e quantificou as anisotropias de grande escala no limite de sua capacidade de detecção. Inspirado pelos resultados iniciais do COBE de um fundo extremamente isotrópico e homogêneo, uma série de experimentos baseados em solo e balão quantificou as anisotropias CMB em escalas angulares menores ao longo da próxima década. O objetivo principal desses experimentos era medir a escala angular do primeiro pico acústico, para o qual o COBE não tinha resolução suficiente. Essas medições foram capazes de descartar as cordas cósmicas como a principal teoria da formação da estrutura cósmica e sugeriram que a inflação cósmica era a teoria certa.

Durante a década de 1990, o primeiro pico foi medido com sensibilidade crescente e, em 2000, o experimento BOOMERanG relatou que as maiores flutuações de energia ocorrem em escalas de aproximadamente um grau. Juntamente com outros dados cosmológicos, esses resultados implicam que a geometria do universo é plana. Vários interferômetros terrestres forneceram medições das flutuações com maior precisão nos três anos seguintes, incluindo o Very Small Array, o Degree Angular Scale Interferometer (DASI) e o Cosmic Background Imager (CBI). O DASI fez a primeira detecção da polarização do CMB e o CBI forneceu o primeiro espectro de polarização do modo E com evidências convincentes de que está fora de fase com o espectro do modo T.

Comparação de resultados de CMB de COBE, WMAP e Planck
(21 de março de 2013)

Em junho de 2001, a NASA lançou uma segunda missão espacial CMB, WMAP, para fazer medições muito mais precisas das anisotropias de grande escala em todo o céu. O WMAP usou radiômetros simétricos, de varredura multimodulada rápida e comutação rápida para minimizar o ruído do sinal fora do céu. Os primeiros resultados desta missão, divulgados em 2003, foram medições detalhadas do espectro de potência angular em uma escala de menos de um grau, restringindo fortemente vários parâmetros cosmológicos. Os resultados são amplamente consistentes com os esperados da inflação cósmica, bem como de várias outras teorias concorrentes, e estão disponíveis em detalhes no banco de dados da NASA para Cosmic Microwave Background (CMB) (veja os links abaixo). Embora o WMAP fornecesse medições muito precisas das flutuações angulares de grande escala no CMB (estruturas tão amplas no céu quanto a lua), ele não tinha a resolução angular para medir as flutuações de escala menor que haviam sido observadas por antigos interferômetros.

Uma terceira missão espacial, a ESA (Agência Espacial Europeia) Planck Surveyor, foi lançada em maio de 2009 e realizou uma investigação ainda mais detalhada até ser encerrada em outubro de 2013. Planck empregou radiômetros HEMT e tecnologia de bolômetro e mediu o CMB em uma escala menor que WMAP. Seus detectores foram testados no telescópio Antarctic Viper como experimento ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) – que produziu as medições mais precisas em pequenas escalas angulares até o momento – e no telescópio de balão Archeops.

Em 21 de março de 2013, a equipe de pesquisa liderada pela Europa por trás da sonda cosmológica Planck divulgou o mapa de todo o céu da missão (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) da radiação cósmica de fundo. O mapa sugere que o universo é um pouco mais antigo do que os pesquisadores esperavam. De acordo com o mapa, flutuações sutis de temperatura foram impressas no céu profundo quando o cosmos tinha cerca de 370000 anos. A impressão reflete ondulações que surgiram tão cedo, na existência do universo, quanto o primeiro não-milionésimo de segundo. Aparentemente, essas ondulações deram origem à atual vasta teia cósmica de aglomerados de galáxias e matéria escura. Com base nos dados de 2013, o universo contém 4,9% de matéria comum, 26,8% de matéria escura e 68,3% de energia escura. Em 5 de fevereiro de 2015, novos dados foram divulgados pela missão Planck, segundo a qual a idade do universo é 13.799±0.021 bilhões de anos e a constante de Hubble foi medida como 67,74±0,46 (km/s)/ Mpc.

Instrumentos terrestres adicionais, como o South Pole Telescope na Antártica e o proposto Projeto Clover, o Atacama Cosmology Telescope e o telescópio QUIET no Chile fornecerão dados adicionais não disponíveis nas observações de satélite, possivelmente incluindo a polarização do modo B.

Redução e análise de dados

Dados CMBR brutos, mesmo de veículos espaciais como WMAP ou Planck, contêm efeitos de primeiro plano que obscurecem completamente a estrutura em escala fina da radiação cósmica de fundo. A estrutura de escala fina é sobreposta aos dados brutos CMBR, mas é muito pequena para ser vista na escala dos dados brutos. O mais proeminente dos efeitos de primeiro plano é a anisotropia dipolo causada pelo movimento do Sol em relação ao fundo CMBR. A anisotropia do dipolo e outras devido ao movimento anual da Terra em relação ao Sol e numerosas fontes de micro-ondas no plano galáctico e em outros lugares devem ser subtraídas para revelar as variações extremamente pequenas que caracterizam a estrutura em escala fina do fundo CMBR.

A análise detalhada dos dados CMBR para produzir mapas, um espectro de potência angular e, finalmente, parâmetros cosmológicos é um problema complicado e computacionalmente difícil. Embora computar um espectro de potência de um mapa seja, em princípio, uma simples transformada de Fourier, decompondo o mapa do céu em harmônicos esféricos,

T(θ θ ,φ φ )= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =Gerenciamento Gerenciamento Eu... Eu... mumEu... Eu... mYEu... Eu... m(θ θ ,φ φ ){displaystyle T(thetavarphi)=sum _{ell m}a_{ell m}Y_{ell m}(thetavarphi)}

umEu... Eu... m{displaystyle a_{ell m}}

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

YEu... Eu... m(θ θ ,φ φ )Não. Y_{ell m}(thetavarphi)}

Ao aplicar a função de correlação angular, a soma pode ser reduzida a uma expressão que envolve apenas Eu... e termo do espectro de energiaC)) ⟨ ⟨ |umEu... Eu... m|2)) .Não. Cequiv langle |a_{ell m}|^{2}rangle.} Os suportes angulares indicam a média em relação a todos os observadores no universo; uma vez que o universo é homogêneo e isotrópico, portanto, há uma ausência de direção observadora preferida. Assim, C é independente de m. Diferentes escolhas de Eu... correspondem a momentos multipolares de CMB.

Na prática, é difícil levar em consideração os efeitos do ruído e das fontes de primeiro plano. Em particular, esses primeiros planos são dominados por emissões galácticas como Bremsstrahlung, síncrotron e poeira que emitem na banda de micro-ondas; na prática, a galáxia precisa ser removida, resultando em um mapa CMB que não é um mapa do céu completo. Além disso, fontes pontuais como galáxias e aglomerados representam outra fonte de primeiro plano que deve ser removida para não distorcer a estrutura de escala curta do espectro de potência CMB.

Restrições em muitos parâmetros cosmológicos podem ser obtidas a partir de seus efeitos no espectro de potência, e os resultados são frequentemente calculados usando técnicas de amostragem de Monte Carlo da cadeia de Markov.

Termo monopolo CMBR (ℓ = 0)

Quando Eu... = 0, o Y(θ θ ,φ φ ){displaystyle Y(thetavarphi)} termo reduzido para 1, e o que temos deixado aqui é apenas a temperatura média do CMB. Este "mean" é chamado de monopólio CMB, e é observado ter uma temperatura média de aproximadamente T_γ = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = 2.7255±0,0006 KK com uma confiança de desvio padrão. A precisão desta temperatura média pode ser prejudicada pelas diversas medidas realizadas por diferentes medições de mapeamento. Tais medidas exigem dispositivos de temperatura absoluta, como o instrumento FIRAS no satélite COBE. Medida KT_γ é equivalente a 0,234 meV ou 4.6×10.^{- Sim.}m_ec². A densidade de número de fótons de um corpo negro com tal temperatura é nγ γ = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =2ζ ζ (3)D D 2Tγ γ 3? ? 411cm- Sim. - Sim. 3- Não. ? (3) #{pi ^{2}}}T_{gamma }^{3}approx mathrm {411,cm^{-3}} }. Sua densidade de energia é ? ? γ γ = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =D D 215Tγ γ 4? ? 4.64× × 10.- Sim. - Sim. 34g)) cm- Sim. - Sim. 3? ? 0,260eV)) cm- Sim. - Sim. 3- Sim. O que foi? ? ^{2}}{15}}T_{gamma }^{4}approx mathrm {4.64times 10^{-34},g{cdot }cm^{-3}} approx mathrm {0.260,eV{cdot }cm^{-3}} }, e a razão para a densidade crítica é Ω_γ = 5.38 × 10^-5.

Anisotropia dipolo CMBR (ℓ = 1)

Dipole CMB representa a maior anisotropia, que está na primeira harmônica esférica (Eu... = 1). Quando Eu... = 1, o Y(θ θ ,φ φ ){displaystyle Y(thetavarphi)} termo reduz a uma função cosina e assim codifica a flutuação da amplitude. A amplitude do dipolo CMB é em torno de 3.3621±0.0010 mK. Uma vez que o universo é presumido ser homogêneo e isotrópico, um observador deve ver o espectro do corpo negro com temperatura T em cada ponto do céu. O espectro do dipolo foi confirmado para ser o diferencial de um espectro de negros.

O dipolo CMB depende do quadro. O momento de dipolo CMB também pode ser interpretado como o movimento peculiar da Terra em direção ao CMB. Sua amplitude depende do tempo devido à órbita da Terra em torno do baricentro do sistema solar. Isso nos permite adicionar um termo dependente do tempo à expressão do dipolo. A modulação deste prazo é de 1 ano, o que se enquadra na observação feita pelo COBE FIRAS. O momento de dipolo não codifica nenhuma informação primordial.

Pelos dados da CMB, vê-se que o Sol parece estar se movendo a 368±2 km/s relativo ao quadro de referência do CMB (também chamado de quadro de repouso do CMB ou quadro de referência em que não há movimento através do CMB). O Grupo Local — o grupo de galáxias que inclui nossa própria Via Láctea — parece estar se movendo em 627±22 km/s na direção da longitude galáctica ℓ = 276°±3°, b = 30°±3°. Este movimento resulta em uma anisotropia dos dados (CMB aparecendo ligeiramente mais quente na direção do movimento do que na direção oposta). A interpretação padrão desta variação de temperatura é um deslocamento para o vermelho e para o azul de velocidade simples devido ao movimento relativo ao CMB, mas modelos cosmológicos alternativos podem explicar alguma fração da distribuição de temperatura do dipolo observada no CMB.

Um estudo de 2021 do Wide-field Infrared Survey Explorer questiona a interpretação cinemática da anisotropia CMB com alta confiança estatística.

Multipolar (ℓ ≥ 2)

A variação de temperatura nos mapas de temperatura CMB em multipolos superiores, ou ℓ ≥ 2, é considerada o resultado de perturbações da densidade no início do Universo, antes da época de recombinação. Antes da recombinação, o Universo consistia em um plasma quente e denso de elétrons e bárions. Em um ambiente tão quente e denso, elétrons e prótons não poderiam formar nenhum átomo neutro. Os bárions nesse universo primitivo permaneceram altamente ionizados e, portanto, fortemente acoplados aos fótons pelo efeito do espalhamento de Thompson. Esses fenômenos fizeram com que a pressão e os efeitos gravitacionais agissem um contra o outro e desencadeassem flutuações no plasma de fótons-bárions. Rapidamente após a época de recombinação, a rápida expansão do universo fez com que o plasma esfriasse e essas flutuações fossem "congeladas em" os mapas CMB que observamos hoje. O referido procedimento ocorreu em um redshift de cerca de z ⋍ 1100.

Outras anomalias

Com os dados cada vez mais precisos fornecidos pelo WMAP, houve várias alegações de que o CMB exibe anomalias, como anisotropias em escala muito grande, alinhamentos anômalos e distribuições não gaussianas. A mais antiga delas é a controvérsia multipolar de baixo ℓ. Mesmo no mapa COBE, observou-se que o quadrupolo (ℓ = 2, harmônico esférico) tem uma amplitude baixa em comparação com as previsões do Big Bang. Em particular, os modos quadrupolo e octupolo (ℓ = 3) parecem ter um alinhamento inexplicável entre si e com o plano da eclíptica e os equinócios. Vários grupos sugeriram que isso poderia ser a assinatura de uma nova física nas maiores escalas observáveis; outros grupos suspeitam de erros sistemáticos nos dados.

Em última análise, devido aos primeiros planos e ao problema da variância cósmica, os maiores modos nunca serão tão bem medidos quanto os modos de pequena escala angular. As análises foram realizadas em dois mapas que tiveram os foregrounds removidos tanto quanto possível: a "combinação linear interna" mapa da colaboração WMAP e um mapa similar preparado por Max Tegmark e outros. Análises posteriores apontaram que esses são os modos mais suscetíveis à contaminação de primeiro plano por síncrotron, poeira e emissão de Bremsstrahlung, e pela incerteza experimental no monopolo e no dipolo.

Uma análise bayesiana completa do espectro de potência WMAP demonstra que a previsão quadrupolo da cosmologia Lambda-CDM é consistente com os dados no nível de 10% e que o octupolo observado não é notável. Considerar cuidadosamente o procedimento usado para remover os primeiros planos do mapa do céu completo reduz ainda mais a significância do alinhamento em aproximadamente 5%. Observações recentes com o telescópio Planck, que é muito mais sensível que o WMAP e tem uma resolução angular maior, registram a mesma anomalia e, portanto, o erro instrumental (mas não a contaminação do primeiro plano) parece ser descartado. Coincidência é uma explicação possível, o cientista-chefe do WMAP, Charles L. Bennett, sugeriu que a coincidência e a psicologia humana estavam envolvidas, “Eu acho que há um pouco de efeito psicológico; as pessoas querem encontrar coisas incomuns."

Evolução futura

Supondo que o universo continue se expandindo e não sofra um Big Crunch, um Big Rip ou outro destino semelhante, a micro-ondas cósmica de fundo continuará mudando para o vermelho até que não seja mais detectável e seja substituída primeiro pela produzida pela luz das estrelas e, talvez, mais tarde, pelos campos de radiação de fundo de processos que podem ocorrer no futuro distante do universo, como decaimento de prótons, evaporação de buracos negros e decaimento de positrônio.

Cronograma de previsão, descoberta e interpretação

Previsões de temperatura térmica (sem micro-ondas)

• 1896 — Charles Édouard Guillaume estima que a "radiação das estrelas" seja de 5 a 6 K.
• 1926 — Sir Arthur Eddington estima a radiação não-termal da luz estelar na galáxia "... pela fórmula E = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = σT⁴ a temperatura efetiva correspondente a esta densidade é 3.18° absoluto... corpo negro".
• 1930 - Cosmologista Erich Regener calcula que o espectro não-termal de raios cósmicos na galáxia tem uma temperatura eficaz de 2,8 K.
• 1931 – Termo microondas usado pela primeira vez na impressão: "Quando testes com comprimentos de onda tão baixos quanto 18 cm. foram feitos conhecidos, houve surpresa indiscutível + que o problema da micro-ondas tinha sido resolvido tão cedo." Telegrafia e Telefone Jornal Oficial XVII. 179/1
• 1934 – Richard Tolman mostra que a radiação do corpo negro em um universo em expansão esfria, mas permanece térmica.
• 1938 – O vencedor do Prêmio Nobel (1920) Walther Nernst reestima a temperatura de raio cósmico como 0.75 K.
• 1946 — Robert Dicke prevê "... radiação da matéria cósmica" em < 20 K, mas não se referiu à radiação de fundo.
• 1946 – George Gamow calcula uma temperatura de 50 K (assumindo um universo de 3 bilhões de anos), comentando-o "... está em acordo razoável com a temperatura real do espaço interestelar", mas não menciona a radiação de fundo.
• 1953 – Erwin Finlay-Freundlich em apoio à sua teoria da luz cansada, deriva uma temperatura de corpo negro para o espaço intergaláctico de 2,3 K com comentário de Max Born sugerindo a astronomia de rádio como árbitro entre expandir e infinitas cosmologias.

Previsões e medições de radiação de fundo de micro-ondas

• 1941 - Andrew McKellar detectou o fundo de microonda cósmico como o componente mais frio do meio interestelar usando a excitação de linhas duplas CN medida por W. S. Adams em uma estrela B, encontrando uma "temperatura efetiva do espaço" (a temperatura média bolométrica) de 2,3 K.
• 1946 – George Gamow calcula uma temperatura de 50 K (assumindo um universo de 3 bilhões de anos), comentando-o "... está em acordo razoável com a temperatura real do espaço interestelar", mas não menciona a radiação de fundo.
• 1948 — Ralph Alpher e Robert Herman estimam "a temperatura no universo" a 5 K. Embora eles não mencionem especificamente radiação de fundo de microondas, pode ser inferido.
• 1949 — Ralph Alpher e Robert Herman re-estimam a temperatura a 28 K.
• 1953 - George Gamow estima 7 K.
• 1956 – George Gamow estima 6 K.
• 1955 — Émile Le Roux da Rádio Nançay Observatório, em uma pesquisa no céu λ = 33 cm, relatou uma radiação de fundo quase isotrópico de 3 kelvins, mais ou menos 2.
• 1957 – Tigran Shmaonov relata que "a temperatura absoluta efetiva do fundo de radioemissão... é de 4±3 K". Note-se que as "medidas mostraram que a intensidade da radiação era independente de qualquer tempo ou direção de observação... agora é claro que Shmaonov observou o fundo cósmico do micro-ondas em um comprimento de onda de 3,2 cm"
• 1960 - Robert Dicke re-estima uma temperatura de radiação de fundo de microondas de 40 K
• 1964 — A. G. Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publicam um breve artigo sugerindo pesquisas de micro-ondas para a radiação de corpo negro prevista por Gamow, Alpher e Herman, onde eles nomeiam o fenômeno de radiação CMB como detectável.
• 1964-65 - Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson medem a temperatura para ser aproximadamente 3 K. Robert Dicke, James Peebles, P. G. Roll, e D. T. Wilkinson interpretar esta radiação como uma assinatura do Big Bang.
• 1966 – Rainer K. Sachs e Arthur M. Wolfe prevê teoricamente amplitudes de flutuação de fundo de micro-ondas criadas por variações de potencial gravitacional entre observadores e a última superfície de dispersão (ver Sachs–Efeito de mulher).
• 1968 – Martin Rees e Dennis Sciama prevêem teoricamente amplitudes de flutuação de fundo de micro-ondas criadas por fótons atravessando poços dependentes de tempo de potencial.
• 1969 — R. A. Sunyaev e Yakov Zel'dovich estudam a dispersão inversa do Compton de fótons de fundo de microondas por elétrons quentes (ver efeito Sunyaev–Zel'dovich).
• 1983 – Pesquisadores do Cambridge Radio Astronomy Group e do Observatório Owens Valley Radio detectam primeiro o efeito Sunyaev–Zel'dovich de clusters de galáxias.
• 1983 — A experiência anisotropia da CMB soviética RELIKT-1 foi lançada.
• 1990 – FIRAS no satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mede a forma de corpo preto do espectro CMB com precisão requintada, e mostra que o fundo de micro-ondas tem um espectro quase perfeito de corpo negro e, portanto, constrói fortemente a densidade do meio intergaláctico.
• Janeiro de 1992 – Cientistas que analisaram dados do RELIKT-1 relatam a descoberta da anisotropia no fundo cósmico do micro-ondas no seminário astrofísico de Moscou.
• 1992 – Cientistas que analisaram dados do COBE DMR relatam a descoberta da anisotropia no fundo cósmico do micro-ondas.
• 1995 – O Telescópio Cosmic Anisotropy realiza as primeiras observações de alta resolução do fundo de microondas cósmico.
• 1999 – Primeiras medidas de oscilações acústicas no espectro de potência angular anisotropy CMB do TOCO, BOOMERANG e Maxima Experiments. O experimento BOOMERanG faz mapas de maior qualidade em resolução intermediária, e confirma que o universo é "flat".
• 2002 – Polarização descoberta pelo DASI.
• 2003 – E-modo espectro de polarização obtido pelo CBI. O CBI e o Very Small Array produz ainda mapas de alta qualidade em alta resolução (cobrindo pequenas áreas do céu).
• 2003 – A sonda Wilkinson Microondas Anisotropy Probe produz um mapa de qualidade ainda maior na resolução baixa e intermediária de todo o céu (WMAP fornece Não. dados de alta resolução, mas melhora nos mapas de resolução intermediários da BOOMERanG).
• 2004 – E-modo polarização espectro obtido pelo CBI.
• 2004 – O Receptor de Raios de Cosmologia Arcminute produz um mapa de qualidade superior da estrutura de alta resolução não mapeada pelo WMAP.
• 2005 – O Arcminute Microkelvin Imager e o Sunyaev–Zel'dovich Array começam as primeiras pesquisas para clusters de galáxias muito altos usando o efeito Sunyaev–Zel'dovich.
• 2005 – Ralph A. Alpher é premiado com a Medalha Nacional da Ciência por seu trabalho inovador em nucleossíntese e predição de que a expansão do universo deixa por trás da radiação de fundo, proporcionando assim um modelo para a teoria do Big Bang.
• 2006 – Os resultados do WMAP há três anos são liberados, confirmando a análise anterior, corrigindo vários pontos e incluindo dados de polarização.
• 2006 – Dois dos principais investigadores do COBE, George Smoot e John Mather, receberam o Prêmio Nobel de Física em 2006 por seu trabalho em medição de precisão do CMBR.
• 2006–2011 – Medições melhoradas do WMAP, novas pesquisas de supernova ESSENCE e SNLS, e oscilações acústicas de baryon do SDSS e WiggleZ, continuam a ser consistentes com o modelo padrão Lambda-CDM.
• 2010 – O primeiro mapa all-sky do telescópio Planck é lançado.
• 2013 – Um mapa melhorado de todo o céu do telescópio Planck é lançado, melhorando as medidas do WMAP e estendendo-os para escalas muito menores.
• 2014 – Em 17 de março de 2014, os astrofísicos da colaboração do BICEP2 anunciaram a detecção de ondas gravitacionais inflacionárias no espectro de energia de modo B, que, se confirmado, forneceriam evidências experimentais claras para a teoria da inflação. No entanto, em 19 de junho de 2014, reduziu a confiança na confirmação dos achados de inflação cósmica.
• 2015 – Em 30 de janeiro de 2015, a mesma equipe de astrônomos da BICEP2 retirou a reivindicação feita no ano anterior. Com base nos dados combinados de BICEP2 e Planck, a Agência Espacial Europeia anunciou que o sinal pode ser inteiramente atribuído à poeira na Via Láctea.
• 2018 – Os dados finais e mapas do telescópio Planck são liberados, com medições melhoradas da polarização em grandes escalas.
• 2019 – As análises do telescópio Planck dos seus dados finais de 2018 continuam a ser lançadas.

Na cultura popular

• No Universo Stargate série de TV (2009-2011), uma nave espacial antiga, Destino, foi construído para estudar padrões no CMBR, que é uma mensagem senciente deixada do início do tempo.
• Em Rodas, um romance (2000) de Ian Stewart & Jack Cohen, CMBR é explicado como as transmissões criptografadas de uma civilização antiga. Isso permite que o Jovian "blimps" tenha uma sociedade mais velha do que a era atualmente observada do universo.
• Em O problema dos três homens, um romance de 2008 de Liu Cixin, uma sonda de uma civilização alienígena compromete instrumentos monitorando o CMBR, a fim de enganar um personagem em acreditar que a civilização tem o poder de manipular o próprio CMBR.
• A edição de 2017 da conta de 20 francos suíços lista vários objetos astronômicos com suas distâncias – o CMB é mencionado com 430 · 10¹⁵ segundos-luz.
• Na série 2021 Marvel WandaVision, uma misteriosa transmissão de televisão é descoberta dentro do Fundo Cosmic Microondas.