¿Es el universo macroscópicamente transparente para CMB? ¿La fracción interceptada por estrellas y polvo es tan pequeña que no tiene un factor de corrección?

En su mayor parte, los fotones CMB viajan directamente a nuestros telescopios desde la superficie de la última dispersión. Es necesario realizar algunas correcciones para determinar la naturaleza de cuerpo negro del espectro, pero no son correcciones para la absorción de los fotones.

Las dos correcciones principales se muestran claramente en esta secuencia de imágenes COBE:

(desde aquí ).

Primero, el movimiento de nosotros como observadores, en relación con el marco de reposo del CMB, distorsiona su forma de cuerpo negro de temperatura única, lo que hace que parezca más caliente en una dirección y más frío en la dirección opuesta.

Una vez que esto se elimina (mediante un cambio de frecuencia dependiente de la posición del cielo), la emisión de primer plano de la Vía Láctea se hace evidente (panel central), y eso debe modelarse y restarse. El polvo de nuestra galaxia es, en promedio, más caliente que el CMB, por lo que su contribución se puede medir bien observando en un rango de longitudes de onda y, por supuesto, está más concentrado hacia el plano galáctico.

Después de restar eso, la emisión restante (panel inferior) es la de un cuerpo negro con una precisión muy alta, con, por supuesto, la estructura restante que nos brinda tanta información interesante sobre el universo primitivo.

Aquí está parte del párrafo final clave de Mather et al. Documento de 1992 sobre la medición del espectro:

El espectro FIRAS de la radiación de fondo cósmico de microondas concuerda con un espectro de cuerpo negro con gran precisión. El espectro CMBR es el resultado de ajustar un modelo que incluye un dipolo y un mapa de polvo derivado de datos de 240 micras, excluyendo una región alrededor del centro galáctico. La temperatura final es 2,726 +/- 0,010 K (95% CL sistemático), donde el error está dominado por nuestra estimación de los errores de termometría.

Entonces, están cambiando la emisión y restando la emisión de primer plano, pero no aplican ninguna corrección general para la absorción de la emisión.

Permítanme agregar una adición menor a la excelente respuesta de Eric.

La forma principal en que los fotones de CMB interactúan con la materia es a través de la dispersión de electrones en los plasmas. Después de la recombinación (corrimiento al rojo$\sim 1100$, unos 370.000 años después del Big Bang), la materia bariónica del universo no estaba ionizada en su inmensa mayoría, por lo que no había electrones libres para dispersar los fotones CMB. Pero a partir de un corrimiento al rojo de alrededor de 10 (unos cientos de millones de años más tarde), algo comenzó a "reionizar" los átomos de H y He, hasta el punto de que la mayor parte del universo se ionizó nuevamente por un corrimiento al rojo de alrededor de 6 (alrededor de mil millones de años). años después del Big Bang). (Este "algo" generalmente se entiende como la radiación ultravioleta de las primeras generaciones de estrellas, ayudada por la radiación ultravioleta de los núcleos galácticos activos).

Los fotones de CMB que viajan a través del universo reionizado pueden interactuar con los electrones en el plasma reionizado, principalmente antes, ya que el universo en expansión diluye el plasma y dificulta que los fotones encuentren un electrón. Para electrones en plasmas con temperaturas de$\sim 100,000$K o menos (¡que es la mayor parte del universo!), esto toma la forma de dispersión de Thomson , que tiene el efecto neto de alterar las trayectorias de los fotones y aumentar su polarización; el primer efecto introduce un ligero efecto de desenfoque. Sin embargo, no cambia la distribución general de las energías de los fotones, por lo que el espectro del cuerpo negro CMB no se ve afectado. Como la respuesta de Physics stackexchange por notas pela , este efecto se calcula como parte del análisis del CMB, y las estimaciones actuales son una profundidad óptica total$\tau$(de la recombinación a nosotros) de$\sim 0.06$, lo que significa que sólo$\sim 6$El % de los fotones CMB terminan dispersos de esta manera.

Sin embargo, en los cúmulos de galaxias masivos, el plasma intergaláctico es más denso y más caliente , con temperaturas que alcanzan$\sim 10$millones de K o superior. Los electrones con temperaturas como esta se mueven a fracciones significativas de la velocidad de la luz y dispersan fotones en un proceso llamado dispersión Compton inversa . Esto incluye la desviación y la polarización que se ven en la dispersión de Thomson; pero también, en promedio, aumenta las energías de los fotones. Esto tiene el efecto de cambiar la temperatura CMB observada a valores ligeramente más altos. Este "efecto Sunyaev-Zeldovich (SZ)" en realidad se ha medido y se utiliza para algunos cálculos cosmológicos. Sin embargo, dado que solo una fracción muy pequeña del volumen del universo está en forma de cúmulos de galaxias, esto tiene un efecto general muy pequeño; la profundidad óptica SZ a través de un cúmulo masivo es solo$\sim 0.01$, por lo que incluso allí solo se ve afectado alrededor del 1% de los fotones.