¿Cambia el patrón de anisotropías CMB a lo largo del tiempo cósmico?

A veces se hace referencia al CMB como una imagen de la última superficie de dispersión. Los fotones que nos llegan ahora se dispersaron por última vez cuando el Universo se enfrió lo suficiente como para que los electrones se unieran a los protones y se volvieron en gran parte transparentes. Sin embargo, esto es solo una "superficie" en el sentido de que todos los fotones que nos llegan ahora tienen el mismo tiempo de viaje y provienen de la misma distancia. En diferentes momentos, los fotones llegan desde diferentes distancias. Dado que todo el Universo se volvió transparente aproximadamente al mismo tiempo, tal vez sea útil pensar en un último "volumen" de dispersión que llena todo el Universo. En el momento de la última dispersión, la superficie estaría rodeando inmediatamente a la Tierra (bueno, la materia que eventualmente formaría la Tierra, ya que aún no existía), y moverse hacia afuera con el tiempo para alcanzar su distancia actual. El "último volumen de dispersión" tiene, por supuesto, regiones más calientes (subdensas) y más frías (sobredensas), dispersas enEspacio 3D , por lo que cuando la última superficie de dispersión se cruza con diferentes cortes a través del volumen, el patrón cambia suavemente. Sin embargo, las estadísticas del patrón deberían seguir siendo las mismas, al menos asumiendo lo que creemos que sabemos sobre cosmología.

Hay otros efectos de tiempo tardío también. Por ejemplo, el CMB tiene lentes gravitacionales de estructuras a gran escala, en particular cúmulos de galaxias. Como los fotones CMB que lleguen más tarde habrán cruzado una estructura más evolucionada, tendrán una lente más fuerte, lo que introducirá una distorsión general más fuerte en el patrón. O está el efecto Sunyaev-Zel'dovich , que es el impulso neto que obtienen los fotones CMB que cruzan regiones de alta densidad electrónica relativista (es decir, cúmulos de galaxias). Los fotones que llegan más tarde cruzan más y más grandes cúmulos (al menos hasta que la energía oscura suprime la formación de estructuras), por lo que se mejora el efecto SZ.

El CMB es una instantánea de la época del desacoplamiento de fotones , hace unos 380.000 años, y su descubrimiento fue crucial para establecer modelos cosmológicos. Los fotones en el CMB no han interactuado desde entonces. Los que interactuaron por dispersión con la materia, están fuera de los fotones CMB registrados.

En ese momento su energía era muy alta y con la continua expansión ha llegado a los 3K que observamos ahora. En el modelo actual del Big Bang, las anisotropías habrían sido las mismas en cualquier momento registrado después de eso, solo que la temperatura ajustada estaría disminuyendo a lo largo del eje del tiempo. Esto debería ser cierto para este tipo de modelos en el futuro, ya que el CMB aún se registraría a partir de fotones que no han interactuado desde el desacoplamiento, por lo que la instantánea será la misma.

Existen otros modelos para el fin del universo, y uno tendría que ir a sus predicciones matemáticas para ver cómo cambiaría la energía, pero tampoco espero ningún cambio en los patrones.