¿Por qué el Fondo Cósmico de Microondas es evidencia de un Universo primitivo más caliente y más denso?

Por solicitud:

Más allá del hecho de que el fondo cósmico de microondas (CMB) es una predicción directa del modelo del Big Bang, está la cuestión de cómo se produciría de otra manera. Está notablemente cerca de ser isótropo y notablemente cerca de ser un espectro de cuerpo negro, es decir, es casi un campo de radiación de cuerpo negro perfecto.

Un campo de radiación de cuerpo negro es emitido por material en equilibrio termodinámico completo (CTE). Un ejemplo sería el interior de una estrella. Un requisito para (CTE) es que la materia y el campo de radiación se caractericen por la misma temperatura y que el material sea "ópticamente grueso", lo que significa que es opaco a esa radiación en básicamente todas las longitudes de onda.

Dado que el universo está compuesto principalmente de hidrógeno, helio y (actualmente) trazas de elementos más pesados, podemos preguntarnos ¿cómo es posible producir un campo de radiación de cuerpo negro perfecto? El hidrógeno frío y el helio son transparentes a las microondas. Para hacerlos opacos, deben ionizarse, de modo que los electrones libres puedan ser una fuente de opacidad en todas las longitudes de onda a través de la dispersión de Thomson. Pero esto requiere temperaturas mucho más altas, alrededor de 3000 K.

¿Cómo elevamos uniformemente la temperatura de un gas (adiabáticamente, es decir, sin agregar calor)? Al apretarlo. Un universo más pequeño y denso sería lo suficientemente caliente como para tener hidrógeno ionizado y sería opaco a la radiación de su interior. A medida que se expandió y se enfrió, los electrones se combinaron con los protones para formar átomos y el universo se volvió transparente, pero lleno de un espectro de radiación de cuerpo negro perfecto. La luz, originalmente a una temperatura de 3000 K y principalmente en el visible y el infrarrojo, ha visto sus longitudes de onda estiradas por un factor de 1100 por la expansión del universo, lo que significa que ahora la vemos principalmente como microondas.

La evidencia adicional para este modelo es que el campo de radiación no es absolutamente isótropo. Estas pequeñas ondas codifican información como la tasa de expansión del universo en el momento de la (re)combinación y la densidad de la materia. Cuando se infieren de las mediciones, estos parámetros concuerdan muy de cerca con otras determinaciones que son independientes del CMB, como la relación de distancia del corrimiento al rojo del Hubble y las estimaciones de la abundancia primordial de deuterio y helio.

Ahora hay evidencia directa de que el CMB estuvo más caliente en el pasado y exactamente en la cantidad predicha por una expansión adiabática. La fuente de esta evidencia son las mediciones del efecto Sunyaev-Zel'dovich hacia los cúmulos de galaxias (por ejemplo, Luzzi et al. 2009 ); o, más precisamente, sondeando las condiciones de excitación en las nubes de gas con un alto desplazamiento al rojo utilizando cuásares aún más distantes como sondas (p. ej., Srianand et al. 2008. Estas mediciones nos dicen qué tan caliente era el campo de radiación para esas galaxias. Un artículo reciente de Li et al. (2021) utiliza el efecto SZ para mostrar que la temperatura CMB varía como$T_0 (1+z)^{1-\alpha}$, con$\alpha = 0.017^{+0.029}_{-0.032}$, dónde$\alpha = 0$para una expansión adiabática; es decir, consistente con la predicción al 3%.