Esta pregunta es más complicada de lo que parece, por lo que sería imposible una respuesta completa, pero intentaré mencionar algunas de las ideas principales.
Primero, vale la pena señalar cuál es la señal que estamos midiendo: la radiación del cuerpo negro del Universo temprano.
El universo fue inicialmente un plasma opaco. Había mucha luz, pero esa luz estaba atrapada por la alta densidad de partículas cargadas, con los fotones pinchando en lugar de viajar en algo parecido a una línea recta. Esta alta tasa de interacción significaba que la luz y el plasma se mantenían en equilibrio termodinámico entre sí. Cuando el plasma se enfrió y formó átomos neutros, pasando de opaco a transparente, se liberó toda esa luz, la mayor parte de la cual hizo el viaje hasta nuestros telescopios sin una notable interferencia de la materia que interviene. Entonces, al medir el espectro de la luz proveniente de un parche de cielo dado, podemos determinar qué tan caliente / densa era esa parte del Universo temprano.
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Isotropía:
La (casi) isotropía del CMB significa que la materia del Universo temprano de la que recibimos luz en una dirección estaba (casi) a la misma temperatura que su contraparte en una dirección totalmente diferente. Esto no es plausible como una coincidencia, y hasta ahora la mejor explicación que tenemos es que todo el Universo observable solía estar en contacto térmico suficiente para alcanzar el equilibrio termodinámico.
Sin embargo, esto plantea un problema, llamado el problema Horizon: dados los componentes actuales del Universo, y nuestra comprensión de cómo funciona la expansión, partes tan increíblemente distantes del Universo no deberían haber tenido tiempo de alcanzar el equilibrio antes de separarse unas de otras. Siempre. ( Podemos recibir luz de ambos, pero nunca más recibirán luz el uno del otro ).
La mejor manera que hemos encontrado para resolver este problema es postular que el Universo solía tener otro componente (aparte de la materia “regular”, la materia oscura, la radiación y la energía oscura), llamado campo “inflatón”. Con las propiedades correctas, este campo podría conducir a una fase de expansión extremadamente rápida antes de la descomposición, lo que cambiaría la historia termodinámica del Universo observable lo suficiente como para permitir el equilibrio. Desafortunadamente, este modelo de inflación es extremadamente difícil de confirmar empíricamente, por lo que todavía hay mucha incertidumbre a su alrededor.
Anisotropía
Sabemos más sobre esta parte, pero hay tantas cosas que contribuyen a la anisotropía que aún es imposible dar una respuesta integral aquí. Por lo tanto, trataré de dar una idea general de los tipos de efectos que entran en juego, que se dividen en dos categorías generales.
- Efectos que condujeron a diferencias de temperatura / densidad en el Universo temprano .
Lo más importante para recordar aquí es probablemente que la densidad uniforme es gravitacionalmente inestable , es decir, los efectos gravitacionales tenderán a amplificar las pequeñas diferencias que aparezcan. Puedes considerarlo como un juego de tira y afloja gravitacional: si una región es ligeramente más densa que su entorno, su gravedad dominará a la de sus vecinos, lo que conducirá a la acumulación de aún más densidad, y así sucesivamente. en un proceso desbocado. Entonces, incluso pequeñas fluctuaciones cuánticas en el Universo temprano podrían crecer lo suficiente como para ser medibles para el momento en que se lanzó el CMB.
Sin embargo, la gravedad no fue el único juego en la ciudad, lo que condujo a una interacción bastante complicada de la gravedad, la presión, la expansión cosmológica y la física de partículas de alta energía, que involucró el zoológico de constituyentes en constante cambio que forman el Universo. Por ejemplo, hubo ondas de presión (sonido) en el plasma temprano, llamadas oscilaciones acústicas de Baryon, que crearon correlaciones en las anisotropías que se pueden medir tanto en el CMB como en las estadísticas actuales de cómo se distribuyen las galaxias. También hay cosas como la amortiguación de difusión, que suaviza las anisotropías en escalas suficientemente pequeñas, y una variedad de otros efectos que conducen a perturbaciones de temperatura / densidad a diferentes escalas que crecen a diferentes velocidades.
Sin embargo, es bueno recordar que todas estas anisotropías son pequeñas : las desviaciones de la isotropía están alrededor del nivel de 0.001%. Si todos los humanos tuvieran aproximadamente la altura promedio actual, pero con el mismo nivel de variación que se encuentra en el CMB, ¡las diferencias de altura de una persona a otra serían aproximadamente del grosor de un cabello humano!
- Efectos que influyen en la luz del CMB en su camino hacia nosotros.
Estos efectos son generalmente más pequeños, pero siguen siendo importantes, y pueden darnos información valiosa sobre las propiedades y el contenido del espacio intermedio. Los ejemplos incluyen el efecto integrado de Sachs-Wolfe, el efecto Sunyaev-Zel’dovich, la lente gravitacional, la dispersión de electrones libres en el espacio intergaláctico, etc., cada uno de los cuales nos dice algo diferente.
Como dije, este es un tema bastante grande, ¡pero espero que funcione como punto de partida!
