¡Hay toneladas de características interesantes! Los mapas del CMB como los producidos por los satélites Planck y WMAP contienen una gran cantidad de información sobre el origen y la estructura de todo el Universo, lo que los convierte quizás en las imágenes más interesantes de toda la física.
Se han escrito miles de documentos sobre las características de la radiación CMB, por lo que es demasiado para revisar todo aquí. Pero aquí hay tres de mis favoritos:
El CMB no es perfectamente liso: pero está muy cerca de ser perfectamente liso (es decir, isotrópico, lo mismo en todas las direcciones). Los mapas CMB, como el publicado anteriormente, generalmente se reescalan por un factor grande para que pueda ver esos bultos y protuberancias; las fluctuaciones se desvían del uniforme en solo una parte de cada 10.000 aproximadamente.
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Que son tan pequeños, pero que, sin embargo, están ahí , nos dice mucho. El Universo primitivo debe haber sido extremadamente ordenado, pero ¿por qué no perfectamente ordenado? Algún proceso debe haberlo hecho tan suave y uniforme, pero dejó una pequeña cantidad de estructura residual. La mayoría de los cosmólogos piensan que la inflación cósmica es ese proceso, pero aún no estamos completamente seguros.
Las fluctuaciones tienen un tamaño “típico”: si bien el patrón que ve en el mapa CMB es aleatorio, el tamaño característico de las fluctuaciones no lo es. Hay blobs aleatorios de un rango de tamaños en el CMB, pero los blobs de aproximadamente 1 grado de ancho son los más destacados.
Creemos que, inicialmente, las gotas de todos los tamaños eran igualmente importantes, un concepto conocido como invariancia de escala . Pero a medida que el Universo evolucionó, varios procesos físicos actuaron para mejorar o suprimir las fluctuaciones en diferentes escalas.
En las escalas más pequeñas, las gotas se evaporaron debido a un proceso llamado amortiguación de seda , donde los fotones llevan la energía lejos de las regiones pequeñas y densas. No hubo tiempo suficiente para que los procesos físicos actúen en las escalas más grandes: lo más rápido que puede suceder un proceso es a la velocidad de la luz, pero la luz aún no ha tenido tiempo suficiente para viajar distancias tan grandes, por lo que estas fluctuaciones se mantienen intactas , ni aumentó ni disminuyó en prominencia.
Las escalas de tamaño mediano son donde suceden las cosas realmente interesantes. Dependiendo de la mezcla relativa de materia oscura, materia normal y fotones, los diferentes tamaños de fluctuaciones evolucionan en diferentes cantidades. Puede ver esto en el espectro de potencia angular del CMB, que resume las cantidades relativas de fluctuaciones a diferentes escalas:
El gran pico ocurre alrededor de 1 grado, la escala de las manchas más prominentes. Físicamente, esto corresponde a la distancia que recorrieron las “ondas de sonido” antes de que se formara el CMB: en el Universo temprano, la materia normal y los fotones se unieron en un plasma que podría oscilar, permitiendo que las ondas acústicas viajen. Estas oscilaciones acústicas también son responsables de los otros picos más pequeños a escalas más pequeñas. El tamaño relativo de los picos te dice cuánta materia oscura, materia normal, radiación, etc. hay en el Universo, que es una medida increíblemente útil.
Sin embargo, el tamaño de las burbujas no es solo una función de lo que sucedió en el Universo temprano; También depende de la distancia al CMB. Estas son escalas angulares que estamos viendo; Si hiciera el CMB más lejos, las características en el mapa tendrían un ángulo más pequeño como se ve desde la Tierra. Si sabe cuál es el tamaño físico real de ese primer pico, puede usar el tamaño angular típico de las gotas para calcular la distancia al CMB. Esta medida es particularmente interesante: la distancia que salimos es consistente con que el Universo sea geométricamente plano y haya una gran cantidad de energía oscura . ¡El tamaño típico de las gotas te dice la forma del Universo y de qué está hecho!
Las fluctuaciones están distorsionadas: no es que no haya nada entre nosotros y el CMB. Los fotones que terminan aquí, en la Tierra, han estado viajando por el espacio durante casi 14 mil millones de años, y han pasado a través de vastas estructuras de materia oscura en el camino. Este asunto intermedio tiene una variedad de efectos en los fotones CMB, pero solo me enfocaré en uno, llamado lente débil . Una predicción particularmente maravillosa de la teoría general de la relatividad de Einstein es que la luz se curva a medida que pasa a través de un campo gravitacional. Como resultado, la luz que pasa por grandes concentraciones de materia, como los cúmulos de galaxias, se enfoca ligeramente, de la misma manera que lo haría si pasara a través de una lupa gigante, muy débil. Esto distorsiona los patrones de blobs en el CMB, como se muestra a continuación:
Es un efecto muy pequeño, ¡pero podemos medirlo! La cantidad de lentes depende de la cantidad de materia que interviene y de qué tan grumosa es, y esto también nos da mucha información sobre la materia oscura, la energía oscura y cómo se comporta la gravedad en escalas muy grandes.
