Esta es la luz más antigua y más distante de nosotros. Pero, ¿dónde está exactamente ubicado?

Se dijo que dejamos que nuestra luz simplemente brille, y luego no tendríamos que decirles a todos que brilla. Los faros no disparan cañones para llamar la atención sobre su luz, simplemente brillan.
- Dwight L. Moody

Si miras las partes distantes del Universo, mirarás hacia el pasado, porque la velocidad de la luz es finita, aunque muy grande. Entonces, mirando el objeto más alejado de lo visible, a la primera luz percibida por nuestro equipo, debemos lograr algo. En el caso de nuestro Universo, hasta donde sabemos, este será el resplandor residual del Big Bang: la radiación cósmica de fondo de microondas. Todos ustedes enviaron una gran cantidad de preguntas, y esta semana decidí responder la pregunta de David English:

Vemos una imagen popular de KMFI en forma de globo. Nos rodea. Según tengo entendido, KMFI es la primera imagen del universo. Dado que estamos observando el pasado cuando observamos objetos distantes, KMFI lógicamente debería ser el más alejado de todos. Esto significa que KMFI está al final del universo, pero esto no es así. El espacio es infinito, hasta donde sabemos, y su borde no lo vemos. Entonces, ¿dónde está KMFI, si no al final del universo?

Comencemos con el Big Bang, luego para venir al KMFI.

Cuando comenzó el caliente Big Bang, después de la inflación cósmica, que duró un período de tiempo indefinido, el Universo tenía las siguientes propiedades:
• Era grande. Lo más probable, mucho más (al menos cientos de veces) que la parte que estamos revisando.
• Era muy homogéneo, con la misma densidad de energía, en promedio para 1 parte de cada 10,000.
• Estaba muy caliente. La energía era al menos 10,000,000 veces mayor que los niveles más altos alcanzables en el Gran Colisionador de Hadrones.
• Ella también era densa. Las densidades de radiación, materia y antimateria eran billones de billones de veces mayores que la del núcleo de uranio.
• Y, sin embargo, se expandió muy rápidamente y se enfrió al mismo tiempo.

Aquí es donde empezamos. Este es nuestro último 13.8 mil millones de años atrás.

Pero con la expansión y la refrigeración, sucedieron varias cosas sorprendentes en nuestra historia espacial y en todas partes al mismo tiempo. Los pares de materia / antimateria inestables se aniquilan cuando el Universo se ha enfriado por debajo del umbral de temperatura necesario para su aparición espontánea. Como resultado, nos quedamos con una pequeña cantidad de materia, que de alguna manera comenzó a prevalecer sobre la antimateria.

Con la disminución de la temperatura, la fusión nuclear entre protones y neutrones comenzó a ocurrir, lo que condujo a la aparición de elementos más pesados. Y aunque mucho tiempo, de 3 a 4 minutos (y esto es toda una vida en el Universo temprano), tomó la formación de deuterio, el primer paso (un deuterón es un protón y un neutrón) en todas las reacciones nucleares, de ahí en adelante obtenemos mucho helio e hidrógeno, así como una pequeña cantidad de litio.

Los primeros elementos del universo se formaron aquí en un mar de neutrones, fotones y electrones ionizados.

Se necesitan energías del orden de varios MeV para la síntesis de elementos pesados a partir de la luz, pero si necesita formar átomos neutros, es necesario que la energía caiga a varios eV, aproximadamente un millón de veces.

La formación de átomos neutros es muy importante para ver qué está sucediendo. Porque independientemente de la cantidad de luz disponible, si se ve perturbada por enormes densas bandadas de electrones que flotan alrededor, esta luz será dispersada por ellos de acuerdo con un proceso conocido como dispersión de Thomson (y, para altas energías, dispersión de Compton).

Y si bien tiene una densidad suficientemente alta de electrones libres, toda esta luz, casi independientemente de la energía, se reflejará y dispersará, intercambiará energía y destruirá cualquier información en colisiones (o más bien, aleatorias). Hasta que aparezcan átomos neutros que atrapen electrones para que los fotones puedan viajar libremente, no se puede "ver" nada (al menos no con la ayuda de la luz).

Resulta que para este Universo es necesario enfriar a una temperatura de 3000 K. Hay muchos más fotones que electrones (alrededor de mil millones de veces), por lo que debe alcanzar una temperatura tan "ultra baja" que la energía más alta de los fotones, aquellos que tienen energía para la ionización. hidrógeno: cae por debajo de esta barra de energía crítica. En ese momento, el Universo ya había llegado 380,000 años, y el proceso en sí duró aproximadamente 100,000 años.

Esto sucede en todas partes simultáneamente, gradualmente, y al final del proceso, toda la luz del Universo finalmente tiene la oportunidad de volar en todas las direcciones a la velocidad de la luz. El KMPI se emitió cuando el Universo tenía 380,000 años de antigüedad, y en el momento de la emisión no era luz de "microondas": era infrarroja, con algunas partes de una temperatura tan alta que se podía ver con el ojo humano, si hubiera alguien para mirar entonces sobre él

Tenemos suficiente evidencia de que la temperatura del KMFI en el pasado era más alta; Escalando en el área de desplazamiento al rojo cada vez más fuerte, esto es exactamente lo que estamos observando.

La extrapolación al pasado de lo que vemos hoy: el fondo a 2.725 K, emitido con un desplazamiento de z = 1089, muestra que en el momento de la emisión del KMFI, tenía una temperatura de 2940 K. KMFI no es el borde del Universo, sino el "borde" de lo que podemos ver

Cuando observamos el KMFI, también encontramos fluctuaciones en él: áreas de mayor densidad (más “azul” o frío) y más bajas (más “rojo” o caliente), que representan pequeñas desviaciones de la uniformidad ideal.

Esto es bueno por dos razones:
1. Estas fluctuaciones fueron predichas por la inflación, y su independencia de escala fue predicha. Eso fue en la década de 1980; Las observaciones y la confirmación de estas fluctuaciones por satélites en los años 90 (COBE), 00 (WMAP) y 10 (Planck) confirmaron la teoría de la inflación.
2. Estas fluctuaciones con la aparición de regiones de densidad por encima y por debajo del promedio son necesarias para la aparición de estructuras a gran escala (estrellas, galaxias, grupos, cúmulos e hilos) separadas por enormes huecos espaciales.

Sin estas fluctuaciones, no tendríamos un universo así.

Sin embargo, aunque la luz del KMFI se origina en el momento en que el Universo tenía 380,000 años, la luz que observamos en la Tierra está cambiando constantemente. Verá, el Universo tiene aproximadamente 13.800 millones de años, y aunque los dinosaurios, si construyeron radiotelescopios de microondas, podrían observar el KMPI por sí mismos, sería un poco diferente.

Sería varios mili Kelvin más calientes, ya que hace unos cientos de millones de años el Universo era más joven, pero, lo que es más importante, la imagen de las fluctuaciones sería muy diferente a la actual. No estadísticamente: el tamaño total o el espectro de las regiones cálidas o frías sería aproximadamente el mismo (dentro de los límites de los cambios cósmicos) como lo son hoy. Pero el hecho de que hoy hace calor o frío difícilmente se hubiera relacionado con el hecho de que hubiera hecho calor o frío hace uno o doscientos mil años, y aún más, cien millones.

Cuando miramos el Universo, el KMFI está presente en todas partes, en todas las direcciones. Existe para todos los observadores en todos los puntos, y se irradia constantemente en cualquier dirección desde la fuente, que se observa como la "superficie de la última dispersión". Si esperamos lo suficiente, veremos no solo una foto del Universo en la infancia, sino una película completa que nos permitirá compilar un mapa de regiones más o menos densas en tres dimensiones a lo largo del tiempo. En teoría, podemos extrapolar esto al futuro, porque la radiación de microondas entra en el espectro de radio cuando la densidad de fotones cae de 411 por centímetro cúbico a decenas, unidades y hasta millonésimas de la densidad actual. La radiación no va a ninguna parte, hasta que podamos construir telescopios lo suficientemente grandes y sensibles para detectarla.

Entonces, KMFI no es el fin del Universo, sino el límite de lo que podemos ver, tanto en la distancia (cuán lejos subimos) como en el tiempo (qué tan lejos miramos en el pasado). Teóricamente, hay esperanza de que podamos avanzar aún más en el pasado.

¡Aunque la luz se limita a una edad de 380,000 años, los neutrinos y antineutrinos creados durante el Big Bang han viajado libremente y casi sin restricciones desde el momento en que el Universo giró de uno a tres segundos! Si podemos construir un detector lo suficientemente sensible como para medir y mapear el fondo cósmico de neutrinos (CNF), podemos mirar hacia atrás aún más: muchas veces más cerca del comienzo del caliente Big Bang. Estas energías son muy pequeñas, varios cientos de microeV, pero deben existir. Solo están esperando que descubramos cómo encontrarlos.

Entonces, David, no vemos el borde del universo, y ni siquiera lo más alejado disponible. Esto es solo, teniendo en cuenta las limitaciones de nuestra tecnología y conocimiento, lo más alejado que podemos ver hoy. Y ella se aleja constantemente. A medida que el universo envejece, miramos cada vez más al pasado. Como Matthew McConaughey dijo una vez: "Me estoy haciendo viejo y siguen teniendo la misma edad".

Lo mismo ocurre con el Universo: estamos envejeciendo, pero el KMFI sigue teniendo la misma edad.

Gracias por la maravillosa pregunta, y espero que hayan disfrutado mirando hacia atrás. Envíame tus preguntas y sugerencias para los siguientes artículos.

Pregúntele a Ethan No. 88: ¿dónde está ubicada la radiación cósmica de fondo de microondas?

Esta es la luz más antigua y más distante de nosotros. Pero, ¿dónde está exactamente ubicado?

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