Fondo cósmico de microondas

La radiación cósmica de fondo de microondas ( CMB , CMBR ), o radiación remanente , es una radiación de microondas que llena todo el espacio del universo observable . Con un telescopio óptico estándar , el espacio de fondo entre estrellas y galaxias es casi completamente oscuro. Sin embargo, un radiotelescopio suficientemente sensible detecta un tenue resplandor de fondo que es casi uniforme y no está asociado con ninguna estrella, galaxia u otro objeto . Este resplandor es más intenso en la región de microondas del espectro electromagnético. Su densidad de energía supera la de todos los fotones emitidos por todas las estrellas en la historia del universo. El descubrimiento accidental de la CMB en 1964 por los radioastrónomos estadounidenses Arno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson fue la culminación del trabajo iniciado en la década de 1940.

La radiación cósmica de fondo (CMB) es la evidencia experimental clave de la teoría del Big Bang sobre el origen del universo. En los modelos cosmológicos del Big Bang , durante los primeros periodos, el universo estaba lleno de una niebla opaca de plasma denso y caliente de partículas subatómicas . A medida que el universo se expandía, este plasma se enfrió hasta el punto en que los protones y electrones se combinaron para formar átomos neutros, principalmente de hidrógeno. A diferencia del plasma, estos átomos no podían dispersar la radiación térmica por dispersión de Thomson , por lo que el universo se volvió transparente. Conocido como la época de recombinación , este evento de desacoplamiento liberó fotones que viajaron libremente por el espacio. Sin embargo, los fotones se han vuelto menos energéticos debido al corrimiento al rojo cosmológico asociado con la expansión del universo . La superficie de última dispersión se refiere a una capa a la distancia adecuada en el espacio para que ahora se reciban los fotones que originalmente fueron emitidos en el momento del desacoplamiento.

El CMB es muy suave y uniforme, pero los mapas de detectores sensibles detectan variaciones de temperatura pequeñas pero importantes. Experimentos terrestres y espaciales como COBE , WMAP y Planck se han utilizado para medir estas inhomogeneidades de temperatura. La estructura de anisotropía está influenciada por varias interacciones de materia y fotones hasta el punto de desacoplamiento, lo que resulta en un patrón característico de pequeñas ondulaciones que varía con la escala angular. La distribución de la anisotropía en el cielo tiene componentes de frecuencia que pueden representarse mediante un espectro de potencia que muestra una secuencia de picos y valles. Los valores máximos de este espectro contienen información importante sobre las propiedades físicas del universo temprano: el primer pico determina la curvatura general del universo , mientras que el segundo y el tercer pico detallan la densidad de la materia normal y la llamada materia oscura , respectivamente. Extraer detalles finos de los datos del CMB puede ser un desafío, ya que la emisión ha sufrido modificaciones por características en primer plano como los cúmulos de galaxias .

Características

Gráfico del espectro del fondo cósmico de microondas alrededor de su pico en el rango de frecuencia de microondas , ^{[ 1 ]} medido por el instrumento FIRAS en el COBE . ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]} Si bien se incluyeron aquí " barras de error " muy exageradas para mostrar los puntos de datos medidos, las verdaderas barras de error son demasiado pequeñas para ser vistas incluso en una imagen ampliada, y es imposible distinguir los datos observados del espectro de cuerpo negro para 2,725 K.

La radiación cósmica de fondo de microondas es una emisión de energía térmica de cuerpo negro uniforme que proviene de todas las direcciones. La intensidad de la CMB se expresa en kelvin (K), la unidad de temperatura del SI . La CMB tiene un espectro de cuerpo negro térmico a una temperatura de 2,725 48 ± 0,000 57 K . ^{[ 4 ]} Las variaciones en la intensidad se expresan como variaciones en la temperatura. La temperatura de cuerpo negro caracteriza de forma única la intensidad de la radiación en todas las longitudes de onda; una temperatura de brillo medida en cualquier longitud de onda puede convertirse en una temperatura de cuerpo negro. ^{[ 5 ]}

La radiación es notablemente uniforme en todo el cielo, muy diferente de la estructura casi puntual de las estrellas o los cúmulos de estrellas en las galaxias. ^{[ 6 ]} La radiación es isotrópica aproximadamente a una parte en 25 000: las variaciones cuadráticas medias son de poco más de 100 μK, ^{[ 7 ]} después de restar una anisotropía dipolar del desplazamiento Doppler de la radiación de fondo. Este último es causado por la peculiar velocidad del Sol con respecto al marco de referencia cósmico en reposo comóvil mientras se mueve a 369,82 ± 0,11 km/s hacia la constelación Crater cerca de su límite con la constelación Leo . ^{[ 8 ]} Se han medido el dipolo y la aberración del CMB en multipolos superiores, consistentes con el movimiento galáctico. ^{[ 9 ]} A pesar del grado muy pequeño de anisotropía en el CMB, muchos aspectos pueden medirse con alta precisión y tales mediciones son críticas para las teorías cosmológicas. ^{[ 6 ]}

Además de la anisotropía de temperatura, el CMB debería presentar una variación angular en la polarización . La polarización en cada dirección del cielo tiene una orientación descrita en términos de polarización en modo E y modo B. La señal en modo E es diez veces menos intensa que la anisotropía de temperatura; complementa los datos de temperatura, ya que están correlacionados. La señal en modo B es aún más débil, pero puede contener datos cosmológicos adicionales. ^{[ 6 ]}

La anisotropía está relacionada con el origen físico de la polarización. La excitación de un electrón mediante luz polarizada linealmente genera luz polarizada a 90 grados respecto a la dirección incidente. Si la radiación incidente es isotrópica, las diferentes direcciones de incidencia crean polarizaciones que se cancelan entre sí. Si la radiación incidente presenta anisotropía cuadrupolar, se observará una polarización residual. ^{[ 10 ]}

Además de la anisotropía de temperatura y polarización, se espera que el espectro de frecuencias del CMB presente pequeñas desviaciones de la ley del cuerpo negro, conocidas como distorsiones espectrales . Estas también son objeto de una intensa investigación con la esperanza de realizar la primera medición en las próximas décadas, ya que contienen abundante información sobre el universo primordial y la formación de estructuras en etapas posteriores. ^{[ 11 ]}

El CMB contiene la gran mayoría de los fotones del universo por un factor de 400 a 1; ^{[ 12 ]}^{: 5} la densidad numérica de fotones en el CMB es mil millones de veces (10 ⁹ ) la densidad numérica de materia en el universo. La densidad de energía actual de los fotones del CMB supera ampliamente la de los fotones emitidos por todas las estrellas a lo largo de la historia del universo. ^{[ 13 ]}^{: 71} Sin la expansión del universo para causar el enfriamiento del CMB, el cielo nocturno brillaría tan intensamente como el Sol. ^{[ 14 ]} La densidad de energía del CMB es 0,260 eV/cm ³(4,17 × 10 ⁻¹⁴J/m ³) , aproximadamente 411 fotones/cm ³ . ^[¹⁵^]

Historia

Primeras especulaciones

En 1931, Georges Lemaître especuló que los remanentes del universo primitivo podrían ser observables como radiación, pero su candidato eran los rayos cósmicos . ^{[ 16 ]}^{: 140} Richard C. Tolman demostró en 1934 que la expansión del universo enfriaría la radiación de cuerpo negro manteniendo un espectro térmico. El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman , en una corrección ^{[ 17 ]} que prepararon para un artículo del director de tesis doctoral de Alpher, George Gamow . ^{[ 18 ]} Alpher y Herman pudieron estimar que la temperatura del fondo cósmico de microondas era de 5 K. ^{[ 19 ]}

Descubrimiento

El primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964. ^{[ 21 ]} En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Robert H. Dicke en la Universidad de Princeton , comenzaron a construir un radiómetro de Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. ^{[ 22 ]} En 1964, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la sede de Crawford Hill de los Laboratorios Bell Telephone en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro de Dicke que pretendían utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicación por satélite. La antena se construyó en 1959 para apoyar el Proyecto Echo , los satélites de comunicaciones pasivas de la NASA, que utilizaban grandes globos de plástico aluminizado en órbita terrestre como reflectores para hacer rebotar señales de radio de un punto de la Tierra a otro. ^{[ 20 ]} El 20 de mayo de 1964 realizaron su primera medición que mostraba claramente la presencia del fondo de microondas, ^{[ 23 ]} con su instrumento presentando un exceso de temperatura de antena de 4,2 K que no podían explicar. Tras recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo: «Chicos, nos han adelantado». ^{[ 24 ]}^{[ 25 ]}^{[ 26 ]}^{[ 16 ]}^{: 140} Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía efectivamente al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento. ^{[ 27 ]}

Origen cósmico

La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido a finales de la década de 1960. Entre las explicaciones alternativas se incluían la energía proveniente del Sistema Solar , de galaxias, de plasma intergaláctico y de múltiples fuentes de radio extragalácticas. Dos requisitos demostrarían que la radiación de microondas era verdaderamente "cósmica". Primero, era necesario demostrar que la intensidad en función de la frecuencia o el espectro coincidía con una fuente térmica o de cuerpo negro. Esto se logró en 1968 mediante una serie de mediciones de la temperatura de la radiación en longitudes de onda más altas y más bajas. Segundo, era necesario demostrar que la radiación era isotrópica, es decir, la misma en todas las direcciones. Esto también se logró en 1970, demostrando que esta radiación era verdaderamente de origen cósmico. ^{[ 28 ]}

Avances en la teoría

En la década de 1970, numerosos estudios demostraron que pequeñas desviaciones de la isotropía en el CMB podrían resultar de eventos en el universo temprano. ^{[ 28 ]}^{: 8.5.1} Harrison, ^{[ 29 ]} Peebles y Yu, ^{[ 30 ]} y Zel'dovich ^{[ 31 ]} se dieron cuenta de que el universo temprano requeriría inhomogeneidades cuánticas que resultarían en anisotropía de temperatura al nivel de 10 ⁻⁴ o 10 ⁻⁵ . ^{[ 28 ]}^{: 8.5.3.2} Rashid Sunyaev , usando el nombre alternativo de radiación reliquia , calculó la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo cósmico de microondas. ^{[ 32 ]}

COBE

Tras un periodo de calma en la década de 1970, causado en parte por las numerosas dificultades experimentales para medir el CMB con alta precisión, ^{[ 28 ]}^{: 8.5.1} durante la década de 1980 los experimentos terrestres establecieron límites cada vez más estrictos sobre la anisotropía del fondo cósmico de microondas. RELIKT-1 , un experimento soviético sobre la anisotropía del fondo cósmico de microondas a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983), proporcionó los primeros límites superiores sobre la anisotropía a gran escala. ^{[ 28 ]}^{: 8.5.3.2}

Otro acontecimiento clave en la década de 1980 fue la propuesta de Alan Guth sobre la inflación cósmica . Esta teoría de rápida expansión espacial explicaba la isotropía a gran escala al permitir una conexión causal justo antes de la época de la última dispersión. ^{[ 28 ]}^{: 8.5.4} Con esta y otras teorías similares, las predicciones detalladas impulsaron experimentos más grandes y ambiciosos.

El satélite COBE (Cosmic Background Explorer ) de la NASA orbitó la Tierra entre 1989 y 1996, detectando y cuantificando las anisotropías a gran escala hasta el límite de sus capacidades de detección. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro Diferencial de Microondas, publicando sus hallazgos en 1992. ^[³³^]^[³⁴^] El equipo recibió el Premio Nobel de Física de 2006 por este descubrimiento.

Cosmología de precisión

Inspirados por los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y con globos aerostáticos midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas durante las dos décadas siguientes. La sensibilidad de los nuevos experimentos mejoró drásticamente, con una reducción del ruido interno de tres órdenes de magnitud. ^{[ 1 ]} El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía suficiente resolución para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo temprano que son creadas por inestabilidades gravitacionales, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. ^{[ 35 ]} El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento MAT/TOCO ^{[ 36 ]} y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG ^{[ 37 ]} y MAXIMA . ^{[ 38 ]} Estas mediciones demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . ^{[ 39 ]} Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de la estructura. ^{[ 40 ]}

Observaciones después de COBE

Comparación de los resultados del fondo cósmico de microondas (CMB) obtenidos por COBE , WMAP y Planck (21 de marzo de 2013)

Inspirados por los resultados iniciales de COBE, que revelaron un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y con globos aerostáticos cuantificaron las anisotropías del fondo cósmico de microondas (CMB) en escalas angulares menores durante la década siguiente. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía la resolución suficiente. Estas mediciones permitieron descartar las cuerdas cósmicas como la principal teoría sobre la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta.

Durante la década de 1990, se midió el primer pico con una sensibilidad cada vez mayor y, en el año 2000, el experimento BOOMERanG informó que las fluctuaciones de potencia más altas ocurren en escalas de aproximadamente un grado angular. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaron que la geometría del universo es plana . Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los siguientes tres años, incluyendo el Very Small Array , el Degree Angular Scale Interferometer (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI realizó la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con evidencia convincente de que está desfasado con respecto al espectro en modo T.

Sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson

En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial de CMB, WMAP , para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. WMAP utilizó radiómetros simétricos de escaneo multimodulado rápido y conmutación rápida en cinco frecuencias para minimizar el ruido de la señal no celeste. ^{[ 41 ]} Los datos de la misión se publicaron en cinco entregas, la última de las cuales fue el resumen de nueve años. Los resultados son ampliamente consistentes con los modelos Lambda CDM basados en 6 parámetros libres y se ajustan a la cosmología del Big Bang con inflación cósmica . ^{[ 42 ]}

Interferómetro con escala angular de grados

El Interferómetro de Escala Angular de Grados (DASI) era un telescopio instalado en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott de la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. en la Antártida . Era un interferómetro de 13 elementos que operaba entre 26 y 36 GHz ( banda Ka ) en diez bandas. El instrumento es similar en diseño al Generador de Imágenes del Fondo Cósmico (CBI) y al Very Small Array (VSA). En 2001, el equipo de DASI anunció las mediciones más detalladas de la temperatura, o espectro de potencia, del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos resultados contenían la primera detección del segundo y tercer pico acústico en el CMB, que fueron evidencia importante para la teoría de la inflación . Este anuncio se realizó en conjunto con los experimentos BOOMERanG y MAXIMA . ^[⁴³^] En 2002, el equipo informó la primera detección de anisotropías de polarización en el CMB. ^[⁴⁴^]

Telescopio Cosmológico de Atacama

El Telescopio Cosmológico de Atacama (ACT) era un telescopio cosmológico de ondas milimétricas ubicado en Cerro Toco, en el desierto de Atacama , al norte de Chile . ^{[ 45 ]} El ACT realizaba estudios del cielo de alta sensibilidad, con resolución de minutos de arco, en longitudes de onda de microondas , con el fin de estudiar la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), la radiación remanente del proceso del Big Bang . Ubicado a 40 km de San Pedro de Atacama, a una altitud de 5190 metros (17 030 pies), era uno de los telescopios terrestres más altos del mundo. ^[^a^]

Agrimensor de Planck

Una tercera misión espacial, la Planck Surveyor de la ESA (Agencia Espacial Europea) , fue lanzada en mayo de 2009 y realizó una investigación aún más detallada hasta su desactivación en octubre de 2013. Planck empleó radiómetros HEMT y tecnología de bolómetros , y midió el fondo cósmico de microondas (CMB) a una escala menor que WMAP. Sus detectores fueron probados en el telescopio antártico Viper como parte del experimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a pequeñas escalas angulares hasta la fecha, y en el telescopio de globo Archeops .

El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación europeo responsable de la sonda cosmológica Planck publicó el mapa de todo el cielo del fondo cósmico de microondas de la misión. ^{[ 47 ]}^{[ 48 ]} El mapa sugiere que el universo es ligeramente más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, sutiles fluctuaciones de temperatura quedaron impresas en el cielo profundo cuando el cosmos tenía aproximadamente370 000 años de antigüedad. La huella refleja ondulaciones que surgieron tan pronto, en la existencia del universo, como la primera nomillonésima (10⁻³⁰ ⁾ de segundo. Aparentemente, estas ondulaciones dieron origen a la vasta red cósmica actual de cúmulos de galaxias y materia oscura . Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9 % de materia ordinaria , un 26,8 % de materia oscura y un 68,3 % de energía oscura . El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos , según los cuales la edad del universo es13.799 ± 0,021 mil millones de años de antigüedad y la constante de Hubble se midió en67,74 ± 0,46 (km/s)/Mpc . ^{[ 49 ]}

Telescopio del Polo Sur

El Telescopio del Polo Sur (SPT) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott , en la Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y ondas submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo particular de medir la débil emisión difusa del fondo cósmico de microondas (CMB). ^{[ 50 ]} Los resultados clave incluyen la primera detección de polarización en modo B en el CMB, ^{[ 51 ]} el descubrimiento de más de 1000 cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , ^{[ 52 ]} el descubrimiento de una población de galaxias polvorientas de alto corrimiento al rojo y fuertemente distorsionadas por lentes gravitacionales, ^{[ 53 ]} y mediciones de sensibilidad sin precedentes de la temperatura primaria y los espectros de potencia de polarización del CMB en pequeñas escalas angulares. ^{[ 54 ]}^{[ 55 ]}

Modelos teóricos

La radiación cósmica de fondo de microondas y la relación distancia- corrimiento al rojo cosmológico se consideran conjuntamente la mejor evidencia disponible del evento del Big Bang . Las mediciones de la CMB han convertido al modelo inflacionario del Big Bang en el Modelo Cosmológico Estándar . ^{[ 56 ]} El descubrimiento de la CMB a mediados de la década de 1960 redujo el interés en alternativas como la teoría del estado estacionario . ^{[ 57 ]}

En el modelo del Big Bang para la formación del universo , la cosmología inflacionaria predice que después de aproximadamente 10 ⁻³⁷ segundos ^{[ 58 ]} el universo naciente experimentó un crecimiento exponencial que suavizó casi todas las irregularidades. Las irregularidades restantes fueron causadas por fluctuaciones cuánticas en el campo inflatón que causó el evento de inflación. ^{[ 59 ]} Mucho antes de la formación de estrellas y planetas, el universo temprano era más compacto, mucho más caliente y, a partir de 10 ⁻⁶ segundos después del Big Bang, lleno de un brillo uniforme de su niebla blanca caliente de plasma interactuante de fotones , electrones y bariones .

A medida que el universo se expandía , el enfriamiento adiabático provocó que la densidad de energía del plasma disminuyera hasta que se volvió favorable para que los electrones se combinaran con los protones , formando átomos de hidrógeno . Este evento de recombinación ocurrió cuando la temperatura era de alrededor de 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379 000 años. ^{[ 60 ]} Como los fotones no interactuaban con estos átomos eléctricamente neutros, comenzaron a viajar libremente por el espacio, lo que resultó en el desacoplamiento de la materia y la radiación. ^{[ 61 ]}

La temperatura de color del conjunto de fotones desacoplados ha seguido disminuyendo desde entonces; ahora hasta2,7260 ± 0,0013 K , ^{[ 4 ]} seguirá disminuyendo a medida que el universo se expanda. La intensidad de la radiación corresponde a la radiación de cuerpo negro a 2,726 K porque la radiación de cuerpo negro desplazada al rojo es igual que la radiación de cuerpo negro a una temperatura más baja. Según el modelo del Big Bang, la radiación del cielo que medimos hoy proviene de una superficie esférica llamada superficie de última dispersión . Esta representa el conjunto de ubicaciones en el espacio donde se estima que ocurrió el evento de desacoplamiento ^{[ 62 ]}^{[ 63 ]} y en un momento tal que los fotones de esa distancia acaban de llegar a los observadores. La mayor parte de la energía de radiación en el universo se encuentra en el fondo cósmico de microondas, ^{[ 64 ]} constituyendo una fracción de aproximadamente6 × 10 ⁻⁵ de la densidad total del universo. ^{[ 65 ]}

Dos de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción del espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El espectro del CMB se ha convertido en el espectro de cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza. ^{[ 66 ]}

Predicciones basadas en el modelo del Big Bang

A finales de la década de 1940, Alpher y Herman razonaron que, si hubiera existido el Big Bang, la expansión del universo habría extendido la radiación de alta energía del universo primitivo hasta la región de microondas del espectro electromagnético , y hasta una temperatura de aproximadamente 5 K. Su estimación fue ligeramente errónea, pero tenían razón. Predijeron la radiación cósmica de fondo (CMB). Penzias y Wilson tardaron otros 15 años en descubrir que la radiación cósmica de fondo existía realmente. ^{[ 67 ]}

Según la cosmología estándar, el CMB proporciona una instantánea del universo primitivo caliente en el momento en que la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formaran átomos de hidrógeno . Este evento hizo que el universo fuera casi transparente a la radiación porque la luz ya no se dispersaba por los electrones libres. ^{[ 68 ]} Cuando esto ocurrió unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 3.000 K. Esto corresponde a una energía ambiental de aproximadamente0,26 eV , que es mucho menor que el Energía de ionización del hidrógeno de 13,6 eV . ^{[ 69 ]} Esta época se conoce generalmente como el "tiempo de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento . ^{[ 70 ]}

Desde el desacoplamiento, la temperatura de color de la radiación de fondo ha disminuido en un factor promedio de 1089 ^{[ 41 ]} debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones del CMB se desplazan hacia el rojo , lo que provoca una disminución de su energía. La temperatura de color de esta radiación permanece inversamente proporcional a un parámetro que describe la expansión relativa del universo a lo largo del tiempo, conocido como longitud de escala . Se puede demostrar que la temperatura de color T _r del CMB en función del desplazamiento al rojo, z , es proporcional a la temperatura de color del CMB observada en la actualidad (2,725 K o 0,2348 meV): ^{[ 71 ]}

T _r = 2,725 K × (1 + z )

El alto grado de uniformidad en todo el universo observable y su débil pero medible anisotropía brindan un fuerte respaldo al modelo del Big Bang en general y al modelo ΛCDM ("Materia Oscura Fría Lambda") en particular. Además, las fluctuaciones son coherentes en escalas angulares mayores que el horizonte cosmológico aparente en la recombinación. O bien dicha coherencia se ajusta acausalmente , o bien ocurrió una inflación cósmica . ^{[ 72 ]}^{[ 73 ]}

Anisotropía primaria

El espectro de potencia de la anisotropía de la temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas en función de la escala angular (o momento multipolar ). Los datos mostrados provienen de los instrumentos WMAP (2006), Acbar (2004) , Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004). También se muestra un modelo teórico (línea continua).

La anisotropía , o dependencia direccional, del fondo cósmico de microondas se divide en dos tipos: anisotropía primaria, debida a efectos que ocurren en la superficie de última dispersión y antes de ella; y anisotropía secundaria, debida a efectos como las interacciones de la radiación de fondo con el gas caliente intermedio o los potenciales gravitacionales, que ocurren entre la superficie de última dispersión y el observador.

La estructura de las anisotropías del fondo cósmico de microondas está determinada principalmente por dos efectos: oscilaciones acústicas y amortiguación por difusión (también llamada amortiguación sin colisiones o amortiguación de Silk ). Las oscilaciones acústicas surgen debido a un conflicto en el plasma de fotones y bariones en el universo primitivo. La presión de los fotones tiende a eliminar las anisotropías, mientras que la atracción gravitatoria de los bariones, que se mueven a velocidades mucho menores que la luz, hace que tiendan a colapsar para formar sobredensidades. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas, que dan al fondo de microondas su característica estructura de picos. Los picos corresponden, aproximadamente, a resonancias en las que los fotones se desacoplan cuando un modo particular alcanza su amplitud máxima.

Los picos contienen firmas físicas interesantes. La escala angular del primer pico determina la curvatura del universo (pero no su topología ). El siguiente pico —la relación entre los picos impares y los pares— determina la densidad bariónica reducida. ^{[ 74 ]} El tercer pico puede utilizarse para obtener información sobre la densidad de materia oscura. ^{[ 75 ]}

La ubicación de los picos proporciona información importante sobre la naturaleza de las perturbaciones de densidad primordiales. Existen dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad: adiabáticas e isocurvaturas . Una perturbación de densidad general es una mezcla de ambas, y las diferentes teorías que pretenden explicar el espectro de perturbaciones de densidad primordiales predicen distintas mezclas.

Perturbaciones de densidad adiabáticas: En una perturbación de densidad adiabática, la densidad numérica adicional fraccionaria de cada tipo de partícula (bariones, fotones , etc.) es la misma. Es decir, si en un punto la densidad numérica de bariones es un 1 % mayor que el promedio, entonces en ese mismo punto la densidad numérica de fotones (y la de neutrinos) también es un 1 % mayor que el promedio. La inflación cósmica predice que las perturbaciones primordiales son adiabáticas.
perturbaciones de densidad de isocurvatura: En una perturbación de densidad isocurvatura, la suma (sobre diferentes tipos de partículas) de las densidades fraccionarias adicionales es cero. Es decir, una perturbación donde en algún punto hay un 1 % más de energía en bariones que el promedio, un 1 % más de energía en fotones que el promedio y un 2 % menos de energía en neutrinos que el promedio, sería una perturbación isocurvatura pura. Las hipotéticas cuerdas cósmicas producirían principalmente perturbaciones primordiales isocurvatura.

El espectro CMB puede distinguir entre estos dos porque estos dos tipos de perturbaciones producen diferentes ubicaciones de picos. Las perturbaciones de densidad de isocurvatura producen una serie de picos cuyas escalas angulares ( valores ℓ de los picos) están aproximadamente en la proporción 1 : 3 : 5 : ..., mientras que las perturbaciones de densidad adiabáticas producen picos cuyas ubicaciones están en la proporción 1 : 2 : 3 : ... ^{[ 76 ]} Las observaciones son consistentes con que las perturbaciones de densidad primordiales sean completamente adiabáticas, lo que proporciona un apoyo clave para la inflación y descarta muchos modelos de formación de estructuras que involucran, por ejemplo, cuerdas cósmicas.

La amortiguación sin colisiones se produce por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como fluido comienza a fallar:

el camino libre medio creciente de los fotones a medida que el plasma primordial se vuelve cada vez más enrarecido en un universo en expansión,
la profundidad finita de la última superficie de dispersión (LSS), que provoca que el camino libre medio aumente rápidamente durante el desacoplamiento, incluso mientras todavía se produce cierta dispersión Compton.

Estos efectos contribuyen de forma casi equitativa a la supresión de las anisotropías a pequeña escala y dan lugar a la característica cola de amortiguación exponencial que se observa en las anisotropías de escala angular muy pequeña.

La profundidad de la LSS se refiere al hecho de que el desacoplamiento de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del universo hasta esa era. Un método para cuantificar cuánto tiempo tomó este proceso utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de manera que, denotando la PVF por P ( t ), la probabilidad de que un fotón del CMB se dispersara por última vez entre el tiempo t y t + dt viene dada por P ( t ) dt .

El máximo del PVF (el momento en que es más probable que un fotón CMB dado se haya dispersado por última vez) se conoce con bastante precisión. Los resultados del primer año de WMAP establecen el momento en que P ( t ) tiene un máximo en 372 000 años. ^{[ 77 ]} Esto se suele tomar como el "momento" en el que se formó el CMB. Sin embargo, para calcular cuánto tiempo tardaron los fotones y los bariones en desacoplarse, necesitamos una medida del ancho del PVF. El equipo de WMAP encuentra que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho completo a la mitad del máximo", o FWHM) en un intervalo de 115 000 años. ^{[ 77 ]}^{: 179} Según esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar durante aproximadamente 115 000 años, y por lo tanto, cuando se completó, el universo tenía aproximadamente 487 000 años de edad.

Anisotropía en el tiempo tardío

Desde su aparición, la radiación cósmica de fondo (CMB) ha sido modificada por diversos procesos físicos posteriores, conocidos colectivamente como anisotropía tardía o anisotropía secundaria. Cuando los fotones de la CMB comenzaron a viajar sin obstáculos, la materia ordinaria del universo se presentaba principalmente en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio. Sin embargo, las observaciones actuales de galaxias parecen indicar que la mayor parte del volumen del medio intergaláctico (MIG) está compuesto de material ionizado (dado que existen pocas líneas de absorción debidas a átomos de hidrógeno). Esto implica un período de reionización durante el cual parte de la materia del universo se fragmentó en iones de hidrógeno.

Los fotones del fondo cósmico de microondas (CMB) son dispersados por cargas libres, como los electrones, que no están ligados a los átomos. En un universo ionizado, estas partículas cargadas se han liberado de átomos neutros por la radiación ionizante (ultravioleta). Actualmente, estas cargas libres tienen una densidad suficientemente baja en la mayor parte del volumen del universo como para no afectar de forma apreciable al CMB. Sin embargo, si el medio intergaláctico (MIG) se ionizó en épocas muy tempranas, cuando el universo era aún más denso, entonces existen dos efectos principales sobre el CMB:

Las anisotropías a pequeña escala desaparecen. (Al igual que cuando se observa un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen borrosos).
La física de cómo los fotones son dispersados por electrones libres ( dispersión de Thomson ) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Esta polarización de ángulo amplio está correlacionada con la perturbación de temperatura de ángulo amplio.

Ambos efectos han sido observados por la nave espacial WMAP, lo que proporciona evidencia de que el universo se ionizó en épocas muy tempranas, con un corrimiento al rojo de alrededor de 10. ^{[ 78 ]} El origen detallado de esta radiación ionizante temprana sigue siendo objeto de debate científico. Podría haber incluido la luz estelar de la primera población de estrellas ( estrellas de población III ), supernovas cuando estas primeras estrellas alcanzaron el final de sus vidas, o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de agujeros negros masivos.

El tiempo que sigue a la emisión del fondo cósmico de microondas —y que precede a la observación de las primeras estrellas— es denominado por los cosmólogos, en tono de broma, como la Edad Oscura , y es un período que está siendo objeto de intenso estudio por parte de los astrónomos (véase la radiación de 21 centímetros ).

Otros dos efectos que se produjeron entre la reionización y nuestras observaciones del fondo cósmico de microondas, y que parecen causar anisotropías, son el efecto Sunyaev-Zel'dovich , en el que una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de su energía a los fotones del fondo cósmico de microondas, y el efecto Sachs-Wolfe , que provoca que los fotones del fondo cósmico de microondas sufran un desplazamiento gravitacional hacia el rojo o hacia el azul debido a los cambios en los campos gravitacionales.

Teorías alternativas

La cosmología estándar que incluye el Big Bang "goza de considerable popularidad entre los cosmólogos en ejercicio" ^{[ 79 ]}^{: 211} Sin embargo, existen desafíos para el marco estándar del Big Bang para explicar los datos del CMB. En particular, la cosmología estándar requiere un ajuste fino de algunos parámetros libres, con diferentes valores respaldados por diferentes datos experimentales. ^{[ 79 ]}^{: 245} Como ejemplo del problema del ajuste fino, la cosmología estándar no puede predecir la temperatura actual de la radiación relicta, $T_{0}$ . ^{[ 79 ]}^{: 229} Este valor de $T_{0}$ es uno de los mejores resultados de la cosmología experimental y el modelo de estado estacionario puede predecirlo. ^{[ 67 ]} Sin embargo, los modelos alternativos tienen su propio conjunto de problemas y solo han proporcionado explicaciones a posteriori de las observaciones existentes. ^{[ 79 ]}^{: 239} No obstante, estas alternativas han desempeñado un papel histórico importante al proporcionar ideas y desafíos a la explicación estándar. ^{[ 12 ]}

Polarización

El fondo cósmico de microondas está polarizado a un nivel de unos pocos microkelvin. Hay dos tipos de polarización, llamados modo E (o modo gradiente) y modo B (o modo rotacional). ^{[ 80 ]} Esto es análogo a la electrostática , en la que el campo eléctrico ( campo E ) tiene un rotacional nulo y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia nula .

Modos E

Los modos E surgen de la dispersión de Thomson en un plasma heterogéneo. ^{[ 80 ]} Los modos E fueron observados por primera vez en 2002 por el Interferómetro de Escala Angular de Grado (DASI). ^{[ 81 ]}^{[ 82 ]}

modos B

Se espera que los modos B sean un orden de magnitud más débiles que los modos E. Los primeros no se producen por perturbaciones escalares estándar, sino que se generan por ondas gravitacionales durante la inflación cósmica poco después del Big Bang. ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]}^{[ 85 ]} Sin embargo, el efecto de lente gravitacional de los modos E más fuertes también puede producir polarización de modo B. ^{[ 86 ]}^{[ 87 ]} La detección de la señal original de los modos B requiere el análisis de la contaminación causada por el efecto de lente de la señal relativamente fuerte del modo E. ^{[ 88 ]}

Ondas gravitacionales primordiales

Los modelos de inflación cósmica de "rodadura lenta" en el universo temprano predicen ondas gravitacionales primordiales que impactarían la polarización del fondo cósmico de microondas, creando un patrón específico de polarización de modo B. La detección de este patrón apoyaría la teoría de la inflación y su fuerza puede confirmar y excluir diferentes modelos de inflación. ^{[ 84 ]}^{[ 89 ]} Si bien las afirmaciones de que este patrón característico de polarización de modo B había sido medido por el instrumento BICEP2 ^{[ 90 ]} fueron posteriormente atribuidas al polvo cósmico debido a nuevos resultados del experimento Planck , ^{[ 91 ]}^{[ 89 ]}^{: 253} el reanálisis posterior con compensación para el polvo de primer plano muestra límites en acuerdo con los resultados de los modelos Lambda-CDM . ^{[ 92 ]}

Lentes gravitacionales

El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel . ^{[ 93 ]} En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR publicó una medición de la polarización del modo B a 150 GHz. ^[⁹⁴^] En comparación con BICEP2, POLARBEAR se centra en una porción más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización del modo B medida por POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debida al polvo) con un nivel de confianza del 97,2 %. ^[⁹⁵^]

Análisis multipolar

Las anisotropías angulares del CMB se suelen presentar en términos de potencia por multipolo. ^{[ 96 ]} El mapa de temperatura a través del cielo, $T(\theta ,\varphi ),$ se escribe como coeficientes de armónicos esféricos , $T(\theta ,\varphi )=\sum _{\ell m}a_{\ell m}Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )$ donde el $a_{\ell m}$ El término mide la fuerza de la oscilación angular en $Y_{\ell m}(\theta,\varphi)$ y ℓ es el número multipolar mientras que m es el número azimutal. La variación azimutal no es significativa y se elimina aplicando la función de correlación angular , lo que da como resultado el término del espectro de potencia. $C_{\ell }\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .$ Los valores crecientes de ℓ corresponden a momentos multipolares más altos del CMB, lo que significa una variación más rápida con el ángulo.

Término monopolar de CMBR ( ℓ = 0)

El término monopolar, ℓ = 0 , es la temperatura media isotrópica constante del CMB, T _γ =2,7255 ± 0,0006 K ^{[ 96 ]} con un nivel de confianza de una desviación estándar. Este término debe medirse con dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS del satélite COBE .^{[ 96 ]}^{: 499}

Anisotropía dipolar del CMBR ( ℓ = 1)

El dipolo del CMB representa la mayor anisotropía, que se encuentra en el primer armónico esférico ( ℓ = 1 ), una función coseno. La amplitud del dipolo del CMB es de aproximadamente3,3621 ± 0,0010 mK . ^{[ 96 ]} El momento dipolar del CMB se interpreta como el movimiento peculiar de la Tierra con respecto al CMB. Su amplitud depende del tiempo debido a la órbita de la Tierra alrededor del baricentro del sistema solar. Esto nos permite agregar un término dependiente del tiempo a la expresión del dipolo. La modulación de este término es 1 año, ^{[ 96 ]}^{[ 97 ]} lo que coincide con la observación realizada por COBE FIRAS. ^{[ 97 ]}^{[ 98 ]} El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.

A partir de los datos del CMB, se observa que el Sol parece estar moviéndose a369,82 ± 0,11 km/s en relación con el marco de referencia del CMB (también llamado marco de reposo del CMB, o el marco de referencia en el que no hay movimiento a través del CMB). El Grupo Local —el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea— parece estar moviéndose a620 ± 15 km/s en la dirección de la longitud galáctica ℓ =271,9° ± 2° , b =30° ± 3° .^{[ 96 ]} El dipolo se utiliza ahora para calibrar estudios de mapeo.

Multipolo ( ℓ ≥ 2)

La variación de temperatura en los mapas de temperatura del CMB en multipolos superiores, o ℓ ≥ 2 , se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo temprano, antes de la época de recombinación a un corrimiento al rojo de alrededor de z ⋍ 1100. Antes de la recombinación, el Universo consistía en un plasma caliente y denso de electrones y bariones. En un entorno tan caliente y denso, los electrones y protones no podían formar átomos neutros. Los bariones en ese Universo temprano permanecieron altamente ionizados y, por lo tanto, estaban fuertemente acoplados con los fotones a través del efecto de dispersión de Thompson. Estos fenómenos hicieron que la presión y los efectos gravitacionales actuaran en contraposición, y desencadenaron fluctuaciones en el plasma de fotones y bariones. Poco después de la época de recombinación, la rápida expansión del universo provocó que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones están "congeladas" en los mapas del CMB que observamos hoy. ^[⁹⁶^]

Anomalías

Con los datos cada vez más precisos proporcionados por WMAP, ha habido varias afirmaciones de que el CMB exhibe anomalías, como anisotropías de muy gran escala, alineaciones anómalas y distribuciones no gaussianas. ^{[ 99 ]}^{[ 100 ]}^{[ 101 ]} La más antigua de estas es la controversia del multipolo de bajo ℓ . Incluso en el mapa COBE, se observó que el cuadrupolo ( ℓ = 2 , armónico esférico) tiene una amplitud baja en comparación con las predicciones del Big Bang. En particular, los modos cuadrupolar y octupolar ( ℓ = 3 ) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y con el plano de la eclíptica y los equinoccios . ^{[ 102 ]}^{[ 103 ]}^{[ 104 ]} Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de correcciones cuánticas o nueva física en las escalas observables más grandes; Otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos. ^{[ 105 ]}^{[ 106 ]}^{[ 107 ]}^{[ 108 ]}

En última instancia, debido a los primeros planos y al problema de la varianza cósmica , los modos más grandes nunca se medirán tan bien como los modos de pequeña escala angular. Los análisis se realizaron en dos mapas a los que se les han eliminado los primeros planos en la medida de lo posible: el mapa de "combinación lineal interna" de la colaboración WMAP y un mapa similar preparado por Max Tegmark y otros. ^{[ 109 ]}^{[ 41 ]}^{[ 110 ]} Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación de primer plano de la emisión de sincrotrón, polvo y bremsstrahlung, y de la incertidumbre experimental en el monopolo y el dipolo.

Un análisis bayesiano completo del espectro de potencia de WMAP demuestra que la predicción cuadrupolar de la cosmología Lambda-CDM es consistente con los datos al nivel del 10% y que el octupolo observado no es notable. ^{[ 111 ]} Considerar cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa completo del cielo reduce aún más la significancia de la alineación en ~5%. ^{[ 112 ]}^{[ 113 ]}^{[ 114 ]}^{[ 115 ]} Observaciones recientes con el telescopio Planck , que es mucho más sensible que WMAP y tiene una mayor resolución angular, registran la misma anomalía, por lo que el error instrumental (pero no la contaminación de primer plano) parece descartarse. ^{[ 116 ]} La coincidencia es una posible explicación, el científico jefe de WMAP , Charles L. Bennett, sugirió que la coincidencia y la psicología humana estaban involucradas, "Creo que hay un poco de efecto psicológico; la gente quiere encontrar cosas inusuales". ^{[ 117 ]}

Las mediciones de la densidad de cuásares basadas en datos del Wide-field Infrared Survey Explorer revelan un dipolo significativamente diferente del extraído de la anisotropía del CMB. ^{[ 118 ]} Esta diferencia entra en conflicto con el principio cosmológico . ^{[ 119 ]}

Evolución futura

Suponiendo que el universo continúa expandiéndose y no sufre un Big Crunch , un Big Rip u otro destino similar, el fondo cósmico de microondas continuará corriéndose al rojo hasta que deje de ser detectable, ^{[ 120 ]} y será reemplazado primero por el producido por la luz estelar y, quizás, más tarde por los campos de radiación de fondo de procesos que pueden tener lugar en el futuro lejano del universo, como la desintegración de protones , la evaporación de agujeros negros , la desintegración del positronio o la radiación del efecto Unruh asociada con el horizonte de partículas . ^{[ 121 ]}^{[ 122 ]}

Cronología de predicción, descubrimiento e interpretación

Predicciones de temperatura térmica (sin fondo de microondas)

1896 – Charles Édouard Guillaume estima que la "radiación de las estrellas" es de 5–6 K. ^[⁶⁷^]^[¹²³^]
1926 – Sir Arthur Eddington estima la radiación no térmica de la luz estelar en la galaxia "... por la fórmula E = σT ⁴ la temperatura efectiva correspondiente a esta densidad es 3,18° absolutos ... cuerpo negro". ^{[ 67 ]}^{[ 124 ]}
Década de 1930: El cosmólogo Erich Regener calcula que el espectro no térmico de los rayos cósmicos en la galaxia tiene una temperatura efectiva de 2,8 K. ^{[ 67 ]}
1931 – Primer uso impreso del término microondas : «Cuando se dieron a conocer los ensayos con longitudes de onda tan bajas como 18 cm, hubo una sorpresa manifiesta de que el problema de las microondas se hubiera resuelto tan pronto». Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
1934 – Richard Tolman demuestra que la radiación de cuerpo negro en un universo en expansión se enfría, pero sigue siendo térmica.
1946 – Robert Dicke predice "... radiación de materia cósmica" a < 20 K, pero no se refirió a la radiación de fondo. ^{[ 125 ]}
1946 – George Gamow calcula una temperatura de 50 K (suponiendo un universo de 3 mil millones de años), ^{[ 126 ]} comentando que "... está razonablemente de acuerdo con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo. ^{[ 127 ]}
1953 – Erwin Finlay-Freundlich, en apoyo de su teoría de la luz cansada , deriva una temperatura de cuerpo negro para el espacio intergaláctico de 2,3 K y, al año siguiente, valores de 1,9 K y 6,0 K. ^{[ 128 ]}

Predicciones y mediciones de la radiación de fondo de microondas

1941 – Andrew McKellar detectó una temperatura "rotacional" de 2,3 K para el medio interestelar al comparar la población de líneas doblete CN medidas por WS Adams en una estrella B. ^[¹²⁹^]^[¹³⁰^]
1948 – Ralph Alpher y Robert Herman estiman que "la temperatura del universo" es de 5 K. Aunque no mencionan específicamente la radiación de fondo de microondas, puede inferirse. ^{[ 131 ]}
1953 – George Gamow estima 7 K basándose en un modelo que no depende de un parámetro libre ^{[ 125 ]}^{[ 132 ]}^{: 2181}
1955 – Émile Le Roux del Observatorio de Radio de Nançay , en un estudio del cielo a λ = 33 cm, informó inicialmente una radiación de fondo casi isotrópica de 3 kelvins, más o menos 2; no reconoció la importancia cosmológica ^{[ 125 ]}^{: 343}^{[ 28 ]}^{: 8.3.1} y posteriormente revisó las barras de error a 20K. ^{[ 133 ]}^{[ 5 ]}
1957 – Tigran Shmaonov informa que "la temperatura efectiva absoluta del fondo de radioemisión... es de 4±3 K". ^{[ 134 ]} con intensidad de radiación independiente del tiempo o la dirección de observación. Aunque Shmaonov no lo reconoció en ese momento, ahora está claro que sí observó el fondo cósmico de microondas a una longitud de onda de 3,2 cm ^{[ 135 ].}
1964 – AG Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publican un breve artículo en el que sugieren búsquedas en microondas de la radiación de cuerpo negro predicha por Gamow, Alpher y Herman, donde nombran el fenómeno de la radiación CMB como detectable. ^{[ 136 ]}
1964–65 – Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden una temperatura de aproximadamente 3 K. Robert Dicke , James Peebles , PG Roll y DT Wilkinson interpretan esta radiación como una señal del Big Bang.
1966 – Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe predicen teóricamente amplitudes de fluctuación del fondo de microondas creadas por variaciones del potencial gravitatorio entre observadores y la superficie de última dispersión (véase efecto Sachs-Wolfe ).
1968 – Martin Rees y Dennis Sciama predicen teóricamente las amplitudes de fluctuación del fondo de microondas creadas por fotones que atraviesan pozos de potencial dependientes del tiempo.
1969 – R.A. Sunyaev y Yakov Zel'dovich estudian la dispersión Compton inversa de fotones de fondo de microondas por electrones calientes (véase efecto Sunyaev-Zel'dovich ).
1983 – Investigadores del Grupo de Radioastronomía de Cambridge y del Observatorio de Radio de Owens Valley detectan por primera vez el efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias .
1983 – Se puso en marcha el experimento soviético RELIKT-1 para estudiar la anisotropía del fondo cósmico de microondas (CMB).
1990 – El instrumento FIRAS del satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mide la forma de cuerpo negro del espectro CMB con una precisión exquisita y muestra que el fondo de microondas tiene un espectro de cuerpo negro casi perfecto con T = 2,73 K y, por lo tanto, restringe fuertemente la densidad del medio intergaláctico .
Enero de 1992 – Científicos que analizaron datos del RELIKT-1 informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas en el seminario astrofísico de Moscú. ^{[ 137 ]}
1992 – Científicos que analizaron datos del COBE DMR informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas. ^{[ 138 ]}
1995 – El Telescopio de Anisotropía Cósmica realiza las primeras observaciones de alta resolución del fondo cósmico de microondas.
1999 – Primeras mediciones de oscilaciones acústicas en el espectro de potencia angular de la anisotropía del CMB obtenidas por los experimentos MAT/TOCO , BOOMERANG y Maxima. El experimento BOOMERANG genera mapas de mayor calidad con resolución intermedia y confirma que el universo es "plano".
2002 – Descubrimiento de la polarización por DASI . ^{[ 139 ]}
2003 – Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI. ^{[ 140 ]} El CBI y el Very Small Array producen mapas de mayor calidad a alta resolución (que cubren pequeñas áreas del cielo).
2003 – La sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe produce un mapa de aún mayor calidad a baja e intermedia resolución de todo el cielo (WMAP no proporciona datos de alta resolución, pero mejora los mapas de resolución intermedia de BOOMERanG ).
2004 – Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI . ^{[ 141 ]}
2004 – El receptor de la matriz de bolómetros cosmológicos Arcminute produce un mapa de mayor calidad de la estructura de alta resolución no cartografiada por WMAP.
2005 – El Arcminute Microkelvin Imager y el Sunyaev–Zel'dovich Array comienzan los primeros estudios de cúmulos de galaxias con muy alto corrimiento al rojo utilizando el efecto Sunyaev–Zel'dovich .
2005 – Ralph A. Alpher recibe la Medalla Nacional de Ciencia por su trabajo pionero en nucleosíntesis y por predecir que la expansión del universo deja tras de sí radiación de fondo, proporcionando así un modelo para la teoría del Big Bang.
2006 – Se publican los tan esperados resultados trienales del proyecto WMAP , que confirman análisis previos, corrigen varios puntos e incluyen datos de polarización .
2006 – Dos de los investigadores principales de COBE, George Smoot y John Mather , recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo sobre la medición de precisión de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB).
2006–2011 – Las mediciones mejoradas de WMAP , los nuevos estudios de supernovas ESSENCE y SNLS, y las oscilaciones acústicas de bariones de SDSS y WiggleZ , siguen siendo consistentes con el modelo estándar Lambda-CDM .
2010 – Se publica el primer mapa de todo el cielo obtenido con el telescopio Planck .
2013 – Se publica un mapa mejorado de todo el cielo, obtenido con el telescopio Planck , que mejora las mediciones de WMAP y las extiende a escalas mucho menores.
2014 – El 17 de marzo de 2014, astrofísicos de la colaboración BICEP2 anunciaron la detección de ondas gravitacionales inflacionarias en el espectro de potencia del modo B , lo que, de confirmarse, proporcionaría evidencia experimental clara para la teoría de la inflación . ^[¹⁴²^]^[¹⁴³^]^[¹⁴⁴^]^[¹⁴⁵^]^[¹⁴⁶^]^[¹⁴⁷^] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de inflación cósmica . ^[¹⁴⁶^]^[¹⁴⁸^]^[¹⁴⁹^]
2015 – El 30 de enero de 2015, el mismo equipo de astrónomos de BICEP2 retiró la afirmación realizada el año anterior. Basándose en los datos combinados de BICEP2 y Planck, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse completamente al polvo de la Vía Láctea. ^{[ 150 ]}
2018 – Se publican los datos y mapas finales del telescopio Planck , con mediciones mejoradas de la polarización a gran escala. ^{[ 151 ]}
2019 – Se siguen publicando los análisis del telescopio Planck de sus datos finales de 2018. ^{[ 152 ]}

En la cultura popular

En la serie de televisión Stargate Universe (2009–2011), una antigua nave espacial, Destiny , fue construida para estudiar patrones en el CMBR, que es un mensaje consciente que quedó desde el principio de los tiempos. ^{[ 154 ]}
En Wheelers , una novela (2000) de Ian Stewart y Jack Cohen , la radiación cósmica de fondo de microondas (CMBR) se explica como las transmisiones encriptadas de una civilización antigua. Esto permite que los dirigibles jovianos tengan una sociedad más antigua que la edad del universo observada actualmente. ^{[ 155 ]}
En El problema de los tres cuerpos , una novela de Liu Cixin de 2008 , una sonda de una civilización alienígena compromete los instrumentos que monitorean la radiación cósmica de fondo de microondas (CMBR) para engañar a un personaje y hacerle creer que dicha civilización tiene el poder de manipular la CMBR. ^{[ 156 ]}
El billete suizo de 20 francos de 2017 enumera varios objetos astronómicos con sus distancias; se menciona el CMB con 430 · 10 ¹⁵segundos luz . ^{[ 157 ]}
En la serie de Marvel de 2021, WandaVision , se descubre una misteriosa transmisión de televisión dentro del Fondo Cósmico de Microondas. ^{[ 158 ]}

Véase también

Eje del mal (cosmología) – Anomalía en el fondo cósmico de microondas
Fondo cósmico de neutrinos : radiación de fondo de partículas del universo compuesta por neutrinos.
Distorsiones espectrales del fondo cósmico de microondas : fluctuaciones en el espectro de energía del fondo de microondas.
Teoría de la perturbación cosmológica : teoría de la evolución de la estructura cosmológica.
Fondo de ondas gravitacionales : Fondo aleatorio de ondas gravitacionales que impregna el Universo.
Muerte térmica del universo : posible destino del universo.
Horizontes: Explorando el Universo – Libro de texto de astronomía
Modelo Lambda-CDM : modelo matemático del Big Bang.
Lista de software de computación cosmológica
Cosmología no estándar : modelos del universo que se desvían del consenso científico vigente en ese momento.
Cosmología observacional : estudio del origen del universo (estructura y evolución).
Historia de la observación de galaxias : sistema de estrellas y materia interestelar.
Cosmología física : rama de la física que estudia los modelos matemáticos del universo.
Cronología de las teorías cosmológicas

Notas

↑ El Telescopio del Laboratorio de Receptores (RLT), un instrumento de 80 cm (31 pulgadas), es más alto a 5525 m (18 125 pies), pero no es permanente ya que está fijado al techo de un contenedor de transporte móvil.^{[ 46 ]} El Observatorio Atacama de la Universidad de Tokio de 2009es significativamente más alto que ambos.

Referencias

1 2 Komatsu, Eiichiro (2022-05-18). "Nueva física a partir de la luz polarizada del fondo cósmico de microondas" . Nature Reviews Physics . 4 (7): 452– 469. arXiv : 2202.13919 . Bibcode : 2022NatRP...4..452K . doi : 10.1038/s42254-022-00452-4 . ISSN 2522-5820 .
↑ "LAMBDA - Explorador del Fondo Cósmico" . lambda.gsfc.nasa.gov . Consultado el 17 de mayo de 2024 .
↑ Fixsen, DJ; Mather, JC (2002-12-20). "Resultados espectrales del espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano en COBE" . The Astrophysical Journal . 581 (2): 817– 822. Bibcode : 2002ApJ...581..817F . doi : 10.1086/344402 . ISSN 0004-637X .
1 2 Fixsen, DJ (2009). "La temperatura del fondo cósmico de microondas". The Astrophysical Journal . 707 (2): 916– 920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode : 2009ApJ...707..916F . doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . S2CID 119217397 .
1 2 Wright, Edward. "Fondo cósmico de microondas" . astro.ucla.edu . Consultado el 28 de mayo de 2024 .
1 2 3 Hu, Wayne; Dodelson, Scott (septiembre de 2002). "Anisotropías del fondo cósmico de microondas" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 40 (1): 171– 216. arXiv : astro-ph/0110414 . Bibcode : 2002ARA & A..40..171H . doi : 10.1146/annurev.astro.40.060401.093926 . ISSN 0066-4146 .
↑ La Colaboración Planck (2020), "Resultados de Planck 2018 V. Espectros de potencia y probabilidades del CMB", Astronomía y Astrofísica , 641 : A5, arXiv : 1907.12875 , Bibcode : 2020A & A...641A...5P , doi : 10.1051/0004-6361/201936386
↑ La Colaboración Planck (2020), "Resultados de Planck 2018. I. Panorama general y el legado cosmológico de Planck", Astronomía y Astrofísica , 641 : A1, arXiv : 1807.06205 , Bibcode : 2020A & A...641A...1P , doi : 10.1051/0004-6361/201833880 , S2CID 119185252
↑ The Planck Collaboration (2014), "Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove", Astronomy , 571 (27): A27, arXiv : 1303.5087 , Bibcode : 2014A & A...571A..27P , doi : 10.1051/0004-6361/201321556 , S2CID 5398329
↑ Hu, Wayne y Martin White. "Una introducción a la polarización del CMB". Preimpresión de arXiv astro-ph/9706147 (1997).
↑ Chluba, J.; et al. (2021). "Nuevos horizontes en cosmología con distorsiones espectrales del fondo cósmico de microondas" . Voyage 2050 Proposals . 51 (3): 1515– 1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode : 2021ExA....51.1515C . doi : 10.1007/s10686-021-09729-5 . S2CID 202539910 .
1 2 Ćirković, Milan M.; Perović, Slobodan (2018-05-01). "Explicaciones alternativas del fondo cósmico de microondas: una perspectiva histórica y epistemológica" . Estudios en Historia y Filosofía de la Ciencia Parte B: Estudios en Historia y Filosofía de la Física Moderna . 62 : 1–18 . arXiv : 1705.07721 . Bibcode : 2018SHPMP..62....1C . doi : 10.1016/j.shpsb.2017.04.005 . ISSN 1355-2198 .
↑ Ryden, Barbara (2017). Introducción a la cosmología (Segunda edición). Nueva York, NY: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-15483-4.
↑ KA Olive y JA Peacock (septiembre de 2017) "21. Cosmología del Big Bang" en Navas, S.; et al. (Particle Data Group) (agosto de 2024). "Revisión de la física de partículas" . Physical Review D. 110 ( 3) 030001. doi : 10.1103/PhysRevD.110.030001 .
↑ "29. Fondo cósmico de microondas: Grupo de datos de partículas PA Zyla (LBL, Berkeley) et al" (PDF) .
1 2 Peebles, PJ E (1993). Principios de cosmología física . Princeton University Press . págs. 139–148 . ISBN 978-0-691-01933-8.
↑ Alpher, RA; Herman, RC (1948). "Evolución del Universo". Nature . 162 (4124): 774– 775. Bibcode : 1948Natur.162..774A . doi : 10.1038/162774b0 . S2CID 4113488 .
↑ Gamow, G. (1948). " La evolución del universo". Nature . 162 (4122): 680– 682. Bibcode : 1948Natur.162..680G . doi : 10.1038/162680a0 . PMID 18893719. S2CID 4793163 .
↑ Assis, AKT; Neves, MCD (1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) . Apeiron (3): 79–87 .
1 2 Overbye, Dennis (5 de septiembre de 2023). "De vuelta a Nueva Jersey, donde comenzó el universo: hace medio siglo, un radiotelescopio en Holmdel, NJ, envió a dos astrónomos 13.800 millones de años atrás en el tiempo, y abrió una ventana cósmica a través de la cual los científicos han estado observando desde entonces" . The New York Times . Consultado el 5 de septiembre de 2023 .
↑ Penzias, Arno A. (1979-07-01). "El origen de los elementos" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 51 (3): 425– 431. Bibcode : 1979RvMP...51..425P . doi : 10.1103/RevModPhys.51.425 . ISSN 0034-6861 . Archivado del original el 25-09-2006.
↑ Dicke, RH (1946). "La medición de la radiación térmica en frecuencias de microondas" . Review of Scientific Instruments . 17 (7): 268– 275. Bibcode : 1946RScI...17..268D . doi : 10.1063/1.1770483 . PMID 20991753. S2CID 26658623 . Este diseño básico de radiómetro se ha utilizado en la mayoría de los experimentos posteriores sobre el fondo cósmico de microondas.
↑ "La radiación cósmica de fondo de microondas (Conferencia Nobel) por Robert Wilson, 8 de diciembre de 1978, pág. 474" (PDF) .
↑ Penzias, AA; Wilson, RW (1965). "Una medición de la temperatura excesiva de la antena a 4080 Mc/s" . The Astrophysical Journal . 142 (1): 419– 421. Bibcode : 1965ApJ...142..419P . doi : 10.1086/148307 .
↑ Grupo Smoot (28 de marzo de 1996). "La radiación cósmica de fondo de microondas" . Laboratorio Lawrence Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .
↑ Dicke, RH; et al. (1965). "Radiación cósmica de cuerpo negro". Astrophysical Journal . 142 : 414–419 . Bibcode : 1965ApJ...142..414D . doi : 10.1086/148306 .
↑ "El Premio Nobel de Física de 1978" . Fundación Nobel . 1978. Consultado el 8 de enero de 2009 .
1 2 3 4 5 6 7 Partridge, R. Bruce (2019-04-04). «El fondo cósmico de microondas: del descubrimiento a la cosmología de precisión». En Kragh, Helge; Longair, Malcolm S. (eds.). The Oxford Handbook of the History of Modern Cosmology (1.ª ed.). Oxford University Press. pp. 292–345 . doi : 10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8 . ISBN 978-0-19-881766-6.
↑ Harrison, ER (1970). "Fluctuaciones en el umbral de la cosmología clásica". Physical Review D . 1 (10): 2726– 2730. Bibcode : 1970PhRvD...1.2726H . doi : 10.1103/PhysRevD.1.2726 .
↑ Peebles, PJE; Yu, JT (1970). "Perturbación adiabática primordial en un universo en expansión". Astrophysical Journal . 162 : 815–836 . Bibcode : 1970ApJ...162..815P . doi : 10.1086/150713 .
↑ Zel'dovich, YB (1972). "Una hipótesis que unifica la estructura y la entropía del Universo" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 160 : 1P– 4P. Bibcode : 1972MNRAS.160P...1Z . doi : 10.1093/mnras/160.1.1P .
↑ Sunyaev, RA; Zel'dovich, YB (1970). "Fluctuaciones a pequeña escala de la radiación relicta" . Astrofísica. Ciencia espacial . 7 (1): 3– 19. Bibcode : 1970Ap & SS...7....3S . doi : 10.1007/BF00653471 . S2CID 117050217 .
↑ Smoot, GF; et al. (1992). "Estructura en los mapas del primer año del radiómetro diferencial de microondas COBE" . Astrophysical Journal Letters . 396 (1): L1– L5. Bibcode : 1992ApJ...396L...1S . doi : 10.1086/186504 . S2CID 120701913 .
↑ Bennett, CL; et al. (1996). "Observaciones de fondo cósmico de microondas DMR de COBE de cuatro años: mapas y resultados básicos". Astrophysical Journal Letters . 464 : L1– L4. arXiv : astro-ph/9601067 . Bibcode : 1996ApJ...464L...1B . doi : 10.1086/310075 . S2CID 18144842 .
^ Grupen, C.; et al. (2005). Física de Astropartículas . Saltador . págs. 240-241 . ISBN 978-3-540-25312-9.
↑ Miller, AD; et al. (1999). "Una medición del espectro de potencia angular del fondo de microondas realizada desde los altos Andes chilenos". Astrophysical Journal . 521 (2): L79– L82. arXiv : astro-ph/9905100 . Bibcode : 1999ApJ...521L..79T . doi : 10.1086/312197 . S2CID 16534514 .
↑ Melchiorri, A. ; et al. (2000). "Una medición de Ω del vuelo de prueba norteamericano de Boomerang". The Astrophysical Journal Letters . 536 (2): L63– L66. arXiv : astro-ph/9911445 . Bibcode : 2000ApJ...536L..63M . doi : 10.1086/312744 . PMID 10859119 . S2CID 27518923 .
↑ Hanany, S.; et al. (2000). "MAXIMA-1: Una medición de la anisotropía del fondo cósmico de microondas en escalas angulares de 10'–5°". Astrophysical Journal . 545 (1): L5– L9. arXiv : astro-ph/0005123 . Bibcode : 2000ApJ...545L...5H . doi : 10.1086/317322 . S2CID 119495132 .
↑ de Bernardis, P.; et al. (2000). "Un universo plano a partir de mapas de alta resolución de la radiación cósmica de fondo de microondas". Nature . 404 (6781): 955– 959. arXiv : astro-ph/0004404 . Bibcode : 2000Natur.404..955D . doi : 10.1038/35010035 . hdl : 10044/1/60851 . PMID 10801117 . S2CID 4412370 .
↑ Pogosian, L. ; et al. (2003). "Restricciones observacionales sobre la producción de cuerdas cósmicas durante la inflación de branas". Physical Review D . 68 (2) 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode : 2003PhRvD..68b3506P . doi : 10.1103/PhysRevD.68.023506 .
1 2 3 Bennett, CL; (colaboración WMAP); Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Page, L.; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E.; Wright, EL; Barnes, C.; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E.; Nolta, MR; Odegard, N.; Peiris, HV; Verde, L.; Weiland, JL; et al. (2003). "Observaciones del primer año de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): mapas preliminares y resultados básicos". Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 1– 27. arXiv : astro-ph/0302207 . Bibcode : 2003ApJS..148....1B . doi : 10.1086/377253 . S2CID 115601 . Este artículo advierte que "las estadísticas de este mapa de combinación lineal interna son complejas e inapropiadas para la mayoría de los análisis del CMB".
↑ Bennett, CL; Larson, D.; Weiland, JL; Jarosik, N.; Hinshaw, G.; Odegard, N.; Smith, KM; Hill, RS; Gold, B.; Halpern, M.; Komatsu, E.; Nolta, MR; Page, L.; Spergel, DN; Wollack, E. (2013-09-20). "OBSERVACIONES DE LA SONDA DE ANISOTROPÍA DE MICROONDAS WILKINSON ( WMAP ) DE NUEVE AÑOS : MAPAS Y RESULTADOS FINALES" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . ISSN 0067-0049 .
↑ Glanz, James (30 de abril de 2001). "Escucha atentamente: Del pequeño zumbido surgió el Big Bang" . The New York Times . Consultado el 4 de agosto de 2014 .
↑ Leitch, EM; et al. (diciembre de 2002). "Medición de la polarización con el interferómetro de escala angular de grados". Nature . 420 ( 6917): 763– 771. arXiv : astro-ph/0209476 . Bibcode : 2002Natur.420..763L . doi : 10.1038/nature01271 . PMID 12490940. S2CID 13967570 .
↑ Fowler, JW; Niemack, MD; Dicker, SR; Aboobaker, AM; Ade, PAR; Battistelli, ES; Devlin, MJ; Fisher, RP; Halpern, M.; Hargrave, PC; Hincks, AD (2007-06-10). "Diseño óptico del Telescopio Cosmológico de Atacama y la Cámara de Matriz Bolométrica de Millimeter" . Óptica Aplicada . 46 (17): 3444– 3454. arXiv : astro-ph/0701020 . Bibcode : 2007ApOpt..46.3444F . doi : 10.1364/AO.46.003444 . ISSN 0003-6935 . PMID 17514303 . S2CID 10833374 .
↑ Marrone; et al. (2005). "Observaciones en las ventanas atmosféricas de 1,3 y 1,5 THz con el telescopio Receiver Lab". Decimosexto Simposio Internacional sobre Tecnología de Terahercios Espaciales : 64. arXiv : astro-ph/0505273 . Bibcode : 2005stt..conf...64M .
↑ Clavin, Whitney; Harrington, JD (21 de marzo de 2013). "La misión Planck enfoca con nitidez el universo" . NASA . Consultado el 21 de marzo de 2013 .
↑ Redacción (21 de marzo de 2013). "Mapeando el universo primitivo" . The New York Times . Consultado el 23 de marzo de 2013 .
↑ Colaboración Planck (2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos (véase la tabla 4 en la página 31 del pfd)". Astronomía y Astrofísica . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 .
^ JE Carlstrom ; Desfile; KA Aird; et al. (mayo de 2011). "El telescopio de 10 metros del Polo Sur". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 123 (903): 568– 581. arXiv : 0907.4445 . Código Bib : 2011PASP..123..568C . doi : 10.1086/659879 . ISSN 0004-6280 . Wikidata Q56603073 .
↑ D. Hanson; S. Hoover; A. Crites; et al. (30 de septiembre de 2013). "Detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas con datos del Telescopio del Polo Sur". Physical Review Letters . 111 (14) 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PHYSREVLETT.111.141301 . ISSN 0031-9007 . PMID 24138230 . Wikidata Q27450018 .
↑ LE Bleem; S. Bocquet; B. Stalder; et al. (5 de marzo de 2020). "The SPTpol Extended Cluster Survey" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 247 (1): 25. arXiv : 1910.04121 . Bibcode : 2020ApJS..247...25B . doi : 10.3847/1538-4365/AB6993 . ISSN 0067-0049 . Wikidata Q109579496 .
↑ ML Strandet; A. Weiss; JD Vieira; et al. (10 de mayo de 2016). "La distribución de corrimiento al rojo de galaxias polvorientas formadoras de estrellas del sondeo SPT" . The Astrophysical Journal . 822 (2): 80– 80. arXiv : 1603.05094 . Bibcode : 2016ApJ...822...80S . doi : 10.3847/0004-637X/822/2/80 . ISSN 0004-637X . Wikidata Q59785811 .
↑ Camphuis, Etienne; et al. (2025). "SPT-3G D1: Espectros de potencia de temperatura y polarización del CMB y cosmología a partir de observaciones de 2019 y 2020 del campo principal de SPT-3G". arXiv : 2506.20707 [ astro-ph.CO ].
↑ Fei, Ge; et al. (2025). "Cosmología a partir de lentes CMB y espectros de potencia EE sin densidad utilizando datos de polarización SPT-3G 2019-2020". Physical Review D . 111 (8) 083534. doi : 10.1103/PhysRevD.111.083534 .
↑ Scott, D. (2005). "El modelo cosmológico estándar". Revista canadiense de física . 84 ( 6– 7): 419– 435. arXiv : astro-ph/0510731 . Bibcode : 2006CaJPh..84..419S . CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi : 10.1139/P06-066 . S2CID 15606491 .
↑ Durham, Frank; Purrington, Robert D. (1983). Marco del universo: una historia de la cosmología física . Columbia University Press. pp. 193–209 . ISBN 978-0-231-05393-8.
↑ Guth, AH (1998). El universo inflacionario: La búsqueda de una nueva teoría de los orígenes cósmicos . Basic Books . pág . 186. ISBN 978-0-201-32840-0OCLC 35701222
↑ Cirigliano, D.; de Vega, HJ; Sanchez, NG (2005). "Aclarando los modelos de inflación: El potencial inflacionario preciso a partir de la teoría de campo efectiva y los datos de WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 71 (10): 77– 115. arXiv : astro-ph/0412634 . Bibcode : 2005PhRvD..71j3518C . doi : 10.1103/PhysRevD.71.103518 . S2CID 36572996 .
↑ Abbott, B. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey" . Planetario Hayden . Archivado del original el 13 de febrero de 2013. Recuperado el 13 de enero de 2008 .
↑ Gawiser, E.; Silk, J. (agosto de 2000). "La radiación cósmica de fondo de microondas". Physics Reports . 333–334 : 245–267 . arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode : 2000PhR...333..245G . CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . S2CID 15398837 .
↑ Smoot, GF (2006). "Anisotropías de la radiación cósmica de fondo de microondas: su descubrimiento y utilización" . Conferencia Nobel . Fundación Nobel . Recuperado el 22 de diciembre de 2008 .
↑ "Superficie de última dispersión del CMB de la NASA"" . Consultado el 5 de julio de 2023 .
↑ Hobson, MP ; Efstathiou, G.; Lasenby, AN (2006). Relatividad general: Una introducción para físicos . Cambridge University Press . pp. 388. ISBN 978-0-521-82951-9.
↑ Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). El nuevo cosmos: una introducción a la astronomía y la astrofísica (5.ª ed.). Springer-Verlag . pág. 485. Bibcode : 2001ncia.book.....U . ISBN 978-3-540-67877-9.
↑ White, M. (1999). "Anisotropías en el CMB". Actas de la Reunión de Los Ángeles, DPF 99. UCLA . arXiv : astro -ph/9903232 . Bibcode : 1999dpf..conf.....W .
1 2 3 4 5 Assis, AKT; Paulo, São; Neves, MCD (julio de 1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) . Apeiron . 2 (3): 79–87 . Archivado del original (PDF) el 24 de marzo de 2024. Recuperado el 1 de abril de 2014 .
↑ Kaku, M. (2014). "Primer segundo del Big Bang". Cómo funciona el universo . Temporada 3. Episodio 4. Discovery Science .
↑ Fixsen, DJ (1995). "Formación de la estructura en el universo". arXiv : astro-ph/9508159 .
↑ "Número convertido: Conversión de K a eV" .
↑ Noterdaeme, P.; Petitjean, P.; Srianand, R.; Ledoux, C.; López, S. (febrero de 2011). "La evolución de la temperatura del fondo cósmico de microondas. Mediciones de T _CMB a alto corrimiento al rojo a partir de la excitación del monóxido de carbono". Astronomía y Astrofísica . 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode : 2011A & A...526L...7N . doi : 10.1051/0004-6361/201016140 . S2CID 118485014 .
↑ Dodelson, S. (2003). "Argumento de fase coherente para la inflación". AIP Conference Proceedings . 689 : 184– 196. arXiv : hep-ph/0309057 . Bibcode : 2003AIPC..689..184D . CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi : 10.1063/1.1627736 . S2CID 18570203 .
↑ Baumann, D. (2011). "La física de la inflación" (PDF) . Universidad de Cambridge . Archivado del original (PDF) el 21 de septiembre de 2018. Recuperado el 9 de mayo de 2015 .
↑ Wayne Hu. "Bariones e inercia" .
↑ Wayne Hu. "Fuerza impulsora de la radiación" .
↑ Hu, W.; White, M. (1996). "Firmas acústicas en el fondo cósmico de microondas". Astrophysical Journal . 471 : 30–51 . arXiv : astro-ph/9602019 . Bibcode : 1996ApJ...471...30H . doi : 10.1086/177951 . S2CID 8791666 .
1 2 Colaboración WMAP; Verde, L.; Peiris, HV; Komatsu, E.; Nolta, MR; Bennett, CL; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). "Observaciones de primer año de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): Determinación de parámetros cosmológicos". Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 175– 194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S . doi : 10.1086/377226 . S2CID 10794058 .
1 2 Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, DN; Bennett, CL; Dunkley, J.; Nolta, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Odegard, N.; Page, L.; Smith, KM; Weiland, JL; Gold, B.; Jarosik, N. (2013-09-20). "OBSERVACIONES DE LA SONDA DE ANISOTROPÍA DE MICROONDAS WILKINSON ( WMAP ) DE NUEVE AÑOS : RESULTADOS DE PARÁMETROS COSMOLÓGICOS" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode : 2013ApJS..208...19H . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/19 . ISSN 0067-0049 .
1 2 3 4 Narlikar, Jayant V.; Padmanabhan, T. (septiembre de 2001). "Cosmología estándar y alternativas: una evaluación crítica" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1): 211– 248. Bibcode : 2001ARA & A..39..211N . doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.211 . ISSN 0066-4146 .
1 2 Trippe, Sascha (2014). "Polarización y polarimetría: una revisión" . Revista de la Sociedad Astronómica Coreana . 47 (1): 15– 39. arXiv : 1401.1911 . Bibcode : 2014JKAS...47...15T . doi : 10.5303/JKAS.2014.47.1.15 . ISSN 1225-4614 .
↑ Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C.; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (diciembre de 2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas usando DASI" . Nature . 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . ISSN 0028-0836 . PMID 12490941 .
↑ Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M. (2014-06-19). "Detección de polarización en modo B a escalas angulares de grados por BICEP2" . Physical Review Letters . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ISSN 0031-9007 . PMID 24996078 .
↑ Seljak, U. (junio de 1997). "Medición de la polarización en el fondo cósmico de microondas". Astrophysical Journal . 482 (1): 6– 16. arXiv : astro-ph/9608131 . Bibcode : 1997ApJ...482....6S . doi : 10.1086/304123 . S2CID 16825580 .
1 2 Seljak, U.; Zaldarriaga M. (17 de marzo de 1997). "Firma de ondas gravitacionales en la polarización del fondo de microondas". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054– 2057. arXiv : astro-ph/9609169 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2054S . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2054 . S2CID 30795875 .
↑ Kamionkowski, M.; Kosowsky A. y Stebbins A. (1997). "Una sonda de ondas gravitacionales primordiales y vorticidad". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058– 2061. arXiv : astro-ph/9609132 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2058K . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2058 . S2CID 17330375 .
↑ Zaldarriaga, M.; Seljak U. (15 de julio de 1998). "Efecto de lente gravitacional en la polarización del fondo cósmico de microondas". Physical Review D . 2. 58 (2) 023003. arXiv : astro-ph/9803150 . Bibcode : 1998PhRvD..58b3003Z . doi : 10.1103/PhysRevD.58.023003 . S2CID 119512504 .
↑ Lewis, A.; Challinor, A. (2006). "Lente gravitacional débil del CMB". Physics Reports . 429 (1): 1– 65. arXiv : astro-ph/0601594 . Bibcode : 2006PhR...429....1L . doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 . S2CID 1731891 .
↑ Hanson, D.; et al. (2013). "Detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas con datos del Telescopio del Polo Sur" . Physical Review Letters . 111 (14) 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PhysRevLett.111.141301 . PMID 24138230. S2CID 9437637 .
1 2 Kamionkowski, Marc; Kovetz, Ely D. (2016-09-19). "La búsqueda de modos B a partir de ondas gravitacionales inflacionarias" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 (1): 227– 269. arXiv : 1510.06042 . Bibcode : 2016ARA & A..54..227K . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023433 . ISSN 0066-4146 .
↑ Overbye, Dennis (22 de septiembre de 2014). "Un estudio confirma las críticas al hallazgo del Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 22 de septiembre de 2014 .
↑ Equipo de Colaboración Planck (9 de febrero de 2016). "Resultados intermedios de Planck. XXX. El espectro de potencia angular de la emisión de polvo polarizado en latitudes galácticas intermedias y altas". Astronomía y Astrofísica . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A y A...586A.133P . doi : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID 9857299 .
↑ Colaboración BICEP/Keck; Ade, PAR; Ahmed, Z.; Amiri, M.; Barkats, D.; Thakur, R. Basu; Bischoff, CA; Beck, D.; Bock, JJ; Boenish, H.; Bullock, E.; Buza, V.; Cheshire, JR; Connors, J.; Cornelison, J. (2021-10-04). "Restricciones mejoradas sobre ondas gravitacionales primordiales utilizando observaciones de Planck, WMAP y BICEP/Keck a través de la temporada de observación de 2018" . Physical Review Letters . 127 (15) 151301. arXiv : 2110.00483 . Bibcode : 2021PhRvL.127o1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.151301 . PMID 34678017 .
↑ Samuel Reich, Eugenie (2013). "Polarización detectada en el eco del Big Bang" . Nature . doi : 10.1038/nature.2013.13441 . S2CID 211730550 .
↑ The Polarbear Collaboration (2014). "Una medición del espectro de potencia de polarización en modo B del fondo cósmico de microondas a escalas subgradientes con POLARBEAR". The Astrophysical Journal . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Bibcode : 2014ApJ...794..171P . doi : 10.1088/0004-637X/794/2/171 . S2CID 118598825 .
↑ "El proyecto POLARBEAR ofrece pistas sobre el origen del rápido crecimiento cósmico del universo" . Christian Science Monitor . 21 de octubre de 2014.
1 2 3 4 5 6 7 P.A. Zyla et al. (Particle Data Group) (2020). "Revisión de la física de partículas" (PDF) . Progress of Theoretical and Experimental Physics . 2020 (8) 083C01. doi : 10.1093/ptep/ptaa104 .Revisión de la radiación cósmica de fondo de microondas por Scott y Smoot.
1 2 Bennett, C. "Radiómetros diferenciales de microondas COBE: técnicas de calibración" .
↑ Shosh, S. (2016). "Modulación dipolar de la temperatura y polarización del fondo cósmico de microondas". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Bibcode : 2016JCAP...01..046G . doi : 10.1088/1475-7516/2016/01/046 . S2CID 118553819 .
↑ Rossmanith, G.; Räth, C.; Banday, AJ; Morfill, G. (2009). "Firmas no gaussianas en los datos de cinco años de WMAP identificadas con índices de escala isotrópicos" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 1921– 1933. arXiv : 0905.2854 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1921R . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID 11586058 .
↑ Bernui, A.; Mota, B.; Rebouças, MJ; Tavakol, R. (2007). "Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data". Astronomy and Astrophysics . 464 (2): 479– 485. arXiv : astro-ph/0511666 . Bibcode : 2007A & A...464..479B . doi : 10.1051/0004-6361:20065585 . S2CID 16138962 .
↑ Jaffe, TR; Banday, AJ; Eriksen, HK; Górski, KM; Hansen, FK (2005). "Evidencia de vorticidad y cizallamiento a grandes escalas angulares en los datos de WMAP: ¿una violación de la isotropía cosmológica?". The Astrophysical Journal . 629 (1): L1– L4. arXiv : astro-ph/0503213 . Bibcode : 2005ApJ...629L...1J . doi : 10.1086/444454 . S2CID 15521559 .
↑ de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Hamilton, Andrew (2004). "La importancia de las fluctuaciones de CMB a mayor escala en WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 69 (6) 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . Bibcode : 2004PhRvD..69f3516D . doi : 10.1103/PhysRevD.69.063516 . S2CID 119463060 .
↑ Schwarz, DJ; Starkman, Glenn D.; et al. (2004). "¿Es cósmico el fondo de microondas de bajo ℓ ?" . Physical Review Letters (Manuscrito enviado). 93 (22) 221301. arXiv : astro-ph/0403353 . Bibcode : 2004PhRvL..93v1301S . doi : 10.1103/PhysRevLett.93.221301 . PMID 15601079 . S2CID 12554281 .
↑ Bielewicz, P.; Gorski, KM; Banday, AJ (2004). "Mapas multipolares de bajo orden de la anisotropía del CMB derivados de WMAP" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (4): 1283– 1302. arXiv : astro-ph/0405007 . Bibcode : 2004MNRAS.355.1283B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID 5564564 .
↑ Cao, FJ; de Vega, HJ; Sánchez, NG (22-10-2004). "Inflatón cuántico, perturbaciones primordiales y fluctuaciones del CMB" . Physical Review D. 70 ( 8) 083528. arXiv : astro-ph/0406168 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3528C . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083528 .
↑ Liu, Hao; Li, Ti-Pei (2009). "Mapa mejorado del CMB a partir de datos de WMAP". arXiv : 0907.2731v3 [ astro-ph ].
↑ Sawangwit, Utane; Shanks, Tom (2010). "Lambda-CDM y la sensibilidad del perfil del haz del espectro de potencia de WMAP". arXiv : 1006.1270v1 [ astro-ph ].
↑ Liu, Hao; et al. (2010). "Diagnóstico de errores de sincronización en datos de WMAP" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 413 (1): L96– L100. arXiv : 1009.2701v1 . Bibcode : 2011MNRAS.413L..96L . doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID 118739762 .
↑ Hinshaw, G.; (colaboración WMAP); Bennett, CL; Bean, R. ; Doré, O.; Greason, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Jarosik, N.; Kogut, A.; Komatsu, E.; Limon, M.; Odegard, N.; Meyer, SS; Page, L.; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L.; Weiland, JL; Wollack, E.; Wright, EL; et al. (2007). "Observaciones de tres años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): análisis de temperatura". Astrophysical Journal Supplement Series . 170 (2): 288– 334. arXiv : astro-ph/0603451 . Bibcode : 2007ApJS..170..288H . CiteSeerX 10.1.1.471.7186 . doi : 10.1086/513698 . S2CID 15554608 .
↑ Tegmark, M.; de Oliveira-Costa, A.; Hamilton, A. (2003). "Un mapa CMB de alta resolución con limpieza de primer plano a partir de WMAP". Physical Review D . 68 (12) 123523. arXiv : astro-ph/0302496 . Bibcode : 2003PhRvD..68l3523T . doi : 10.1103/PhysRevD.68.123523 . S2CID 17981329 . Este artículo afirma: "Como era de esperar, los dos multipolos más contaminados son [el cuadrupolo y el octupolo], que son los que mejor reflejan la morfología del plano galáctico".
↑ O'Dwyer, I.; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S.; Lilje, PB (2004). "Análisis del espectro de potencia bayesiano de los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson del primer año". Astrophysical Journal Letters . 617 (2): L99– L102. arXiv : astro-ph/0407027 . Bibcode : 2004ApJ...617L..99O . doi : 10.1086/427386 . S2CID 118150531 .
↑ Slosar, A.; Seljak, U. (2004). "Evaluación de los efectos de los primeros planos y la eliminación del cielo en WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 70 (8) 083002. arXiv : astro-ph/0404567 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3002S . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083002 . S2CID 119443655 .
↑ Bielewicz, P.; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). "Anomalías vectoriales multipolares en los datos del primer año de WMAP: un análisis de corte de cielo". Astrophysical Journal . 635 (2): 750– 60. arXiv : astro-ph/0507186 . Bibcode : 2005ApJ...635..750B . doi : 10.1086/497263 . S2CID 1103733 .
↑ Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). "Sobre las anomalías de gran ángulo del cielo de microondas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (1): 79– 102. arXiv : astro-ph/0508047 . Bibcode : 2006MNRAS.367...79C . CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID 6184966 .
↑ de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (2006). "Mediciones multipolares del CMB en presencia de primeros planos" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 74 (2) 023005. arXiv : astro-ph/0603369 . Bibcode : 2006PhRvD..74b3005D . doi : 10.1103/PhysRevD.74.023005 . S2CID 5238226 .
↑ "Planck muestra un cosmos casi perfecto, además de un eje del mal" .
↑ "Encontrado: las iniciales de Hawking escritas en el universo" .
↑ Secrest, Nathan J.; Hausegger, Sebastian von; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (2021). "Una prueba del principio cosmológico con cuásares" . The Astrophysical Journal Letters . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Bibcode : 2021ApJ...908L..51S . doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID 222066749 .
↑ Perivolaropoulos, L.; Skara, F. (2022-12-01). "Desafíos para ΛCDM: una actualización" . New Astronomy Reviews . 95 101659. arXiv : 2105.05208 . Bibcode : 2022NewAR..9501659P . doi : 10.1016/j.newar.2022.101659 . ISSN 1387-6473 .
↑ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). "El retorno de un universo estático y el fin de la cosmología". Relatividad general y gravitación . 39 (10): 1545– 1550. arXiv : 0704.0221 . Bibcode : 2007GReGr..39.1545K . doi : 10.1007/s10714-007-0472-9 . S2CID 123442313 .
↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: El destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .
↑ Freese, Katherine; Kinney, William H. (abril de 2003). "El destino final de la vida en un universo acelerado". Physics Letters B . 558 ( 1– 2): 1– 8. arXiv : astro-ph/0205279 . Bibcode : 2003PhLB..558....1F . doi : 10.1016/S0370-2693(03)00239-9 .
↑ Guillaume, C.-É., 1896, La Nature 24, serie 2, p. 234
↑ Lang, Kenneth R.; Gingerich, Owen, eds. (31 de diciembre de 1979). «45. La constitución interna de las estrellas» . Un libro de referencia en astronomía y astrofísica, 1900-1975 . Harvard University Press. págs. 281-290 . doi : 10.4159/harvard.9780674366688.c50 . ISBN 978-0-674-36668-8.
1 2 3 Kragh , H. (1999). Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo . Princeton University Press. pág. 135. ISBN 978-0-691-00546-1.En 1946, Robert Dicke y sus colaboradores del MIT probaron equipos que podían medir un fondo cósmico de microondas con una intensidad equivalente a unos 20 K en la región de microondas. Sin embargo, no se refirieron a dicho fondo, sino solo a la "radiación de la materia cósmica". Además, este trabajo no estaba relacionado con la cosmología y solo se menciona porque sugiere que, para 1950, la detección de la radiación de fondo podría haber sido técnicamente posible, y también por el papel posterior de Dicke en el descubrimiento. Véase también Dicke, RH; et al. (1946). "Mediciones de absorción atmosférica con un radiómetro de microondas". Physical Review . 70 ( 5–6 ): 340–348 . Bibcode : 1946PhRv...70..340D . doi : 10.1103/PhysRev.70.340 .
↑ George Gamow, La creación del universo, pág. 50 (reimpresión de Dover de la edición revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6
↑ Gamow, G. (2004) [1961]. Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo . Courier Dover Publications . pág. 40. ISBN 978-0-486-43868-9.
↑ Erwin Finlay-Freundlich, " Ueber die Rotverschiebung der Spektrallinien " (1953) Contributions from the Observatory, University of St. Andrews ; no. 4, págs. 96–102. Finlay-Freundlich dio dos valores extremos de 1,9 K y 6,0 K en Finlay-Freundlich, E.: 1954, "Red shifts in the spectra of celeste bodies", Phil. Mag., vol. 45, págs. 303–319.
↑ McKellar, A. (1941). "Líneas moleculares de los estados más bajos de moléculas diatómicas compuestas de átomos probablemente presentes en el espacio interestelar". Publicaciones del Observatorio Astrofísico Dominion . 7 (6). Vancouver, BC, Canadá: 251– 272. Bibcode : 1941PDAO....7..251M .
↑ Weinberg, Steven (1972). Gravitación y cosmología: principios y aplicaciones de la teoría general de la relatividad . Nueva York: Wiley. pp . 514. ISBN 978-0-471-92567-5.
↑ Helge Kragh , Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo (1999) ISBN 0-691-00546-XAlpher y Herman calcularon por primera vez la temperatura actual de la radiación primordial desacoplada en 1948, cuando reportaron un valor de 5 K. Si bien no se mencionó entonces ni en publicaciones posteriores que la radiación se encuentra en la región de las microondas, esto se deduce inmediatamente de la temperatura... Alpher y Herman dejaron claro que lo que habían llamado "la temperatura en el universo" el año anterior se refería a una radiación de fondo distribuida como un cuerpo negro, muy diferente de la luz estelar.
↑ Alpher, Ralph A.; Gamow, George; Herman, Robert (diciembre de 1967). "Radiación cósmica térmica y la formación de protogalaxias" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 58 (6): 2179– 2186. Bibcode : 1967PNAS...58.2179A . doi : 10.1073/pnas.58.6.2179 . ISSN 0027-8424 . PMC 223817. PMID 16591578 .
^ Delannoy, J., Denisse, JF, Le Roux, E. y Morlet, B. (1957). Medidas absolutas de baja densidad de flujo de rayo de 900 MHz. Annales d'Astrophysique, vol. 20, pág. 222, 20, 222.
^ Shmaonov, TA (1957). "Comentario". Pribory I Tekhnika Experimenta (en ruso). 1 : 83. doi : 10.1016/S0890-5096(06)60772-3 .
↑ Naselsky, PD; Novikov, DI; Novikov, ID (2006). La física del fondo cósmico de microondas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85550-1.
↑ Doroshkevich, AG; Novikov, ID (1964). "Densidad media de radiación en la metagalaxia y ciertos problemas en cosmología relativista". Soviet Physics Doklady . 9 (23): 4292– 4298. Bibcode : 1999EnST...33.4292W . doi : 10.1021/es990537g . S2CID 96773397 .
↑ Premio Nobel de Física: Oportunidades perdidas por Rusia , RIA Novosti , 21 de noviembre de 2006
↑ Sanders, R.; Kahn, J. (13 de octubre de 2006). "El cosmólogo de UC Berkeley y LBNL, George F. Smoot, recibe el Premio Nobel de Física 2006" . Noticias de UC Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .
↑ Kovac, JM; et al. (2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas usando DASI" . Nature (Manuscrito enviado). 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro - ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . PMID 12490941. S2CID 4359884 .
↑ Readhead, ACS; et al. (2004). "Observaciones de polarización con el generador de imágenes del fondo cósmico". Science . 306 (5697): 836– 844. arXiv : astro-ph/0409569 . Bibcode : 2004Sci...306..836R . doi : 10.1126/science.1105598 . PMID 15472038 . S2CID 9234000 .
↑ A. Readhead et al., "Observaciones de polarización con el generador de imágenes del fondo cósmico", Science 306, 836–844 (2004).
↑ Personal (17 de marzo de 2014). "Publicación de resultados de BICEP2 2014" . Fundación Nacional de Ciencias . Consultado el 18 de marzo de 2014 .
↑ Clavin, Whitney (17 de marzo de 2014). "La tecnología de la NASA contempla el nacimiento del universo" . NASA . Consultado el 17 de marzo de 2014 .
↑ Overbye, Dennis (17 de marzo de 2014). "Las ondas espaciales revelan la prueba irrefutable del Big Bang" . The New York Times . Consultado el 17 de marzo de 2014 .
↑ Overbye, Dennis (24 de marzo de 2014). "Ondas del Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 24 de marzo de 2014 .
1 2 Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M.; Hasselfield, M.; Hildebrandt, SR; Hilton, GC; Hristov, VV; Irwin, KD; Karkare, KS; Kaufman, JP; Keating, BG; Kernasovskiy, SA; Kovac, JM; Kuo, CL; Leitch, EM; Lueker, M.; Masón, P.; Netterfield, CB; Nguyen, H. T.; O'Brient, R.; Ogburn, R. W.; Orlando, A.; Pryke, C.; Reintsema, C. D.; Richter, S.; Schwarz, R.; Sheehy, C. D.; Staniszewski, Z. K.; Sudiwala, R. V.; Teply, G. P.; Tolan, J. E.; Turner, A. D.; Vieregg, A. G.; Wong, C. L.; Yoon, K. W. (2014-06-19). "Detección de polarización en modo B a escalas angulares de grados por BICEP2" . Physical Review Letters . 112 (24) 241101. (Colaboración BICEP2). arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ISSN 0031-9007 . PMID 24996078. S2CID 22780831. Consultado el 26 de abril de 2026 .
↑ "Noticias de BICEP2 | Ni siquiera se equivocan" . 13 de mayo de 2014.
↑ Overbye, Dennis (19 de junio de 2014). "Los astrónomos se muestran cautelosos sobre su afirmación de haber detectado el Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 20 de junio de 2014 .
↑ Amos, Jonathan (19 de junio de 2014). "Inflación cósmica: disminuye la confianza en la señal del Big Bang" . BBC News . Consultado el 20 de junio de 2014 .
↑ Cowen, Ron (30 de enero de 2015). "El descubrimiento de las ondas gravitacionales ahora está oficialmente muerto". Nature . doi : 10.1038/nature.2015.16830 . S2CID 124938210 .
↑ Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. I. Panorama general y el legado cosmológico de Planck". Astronomía y Astrofísica . 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . Bibcode : 2020A & A...641A...1P . doi : 10.1051/0004-6361/201833880 . S2CID 119185252 .
↑ Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. V. Espectros de potencia y probabilidades del CMB". Astronomía y Astrofísica . 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . Bibcode : 2020A & A...641A...5P . doi : 10.1051/0004-6361/201936386 . S2CID 198985935 .
↑ "Registro del Big Bang - Acerca de" . www.bigbangregistry.com . Archivado del original el 8 de mayo de 2013. Consultado el 2 de julio de 2026 .
↑ Universo Stargate - Robert Carlyle habla sobre la radiación de fondo y la misión de Destiny (Vídeo). YouTube. 10 de noviembre de 2010. Consultado el 28 de febrero de 2023 .
↑ Stewart, Ian; Cohen, Jack (2001). Wheelers . Warner Books. ISBN 978-0-446-61008-7.
↑ Liu, Cixin (23 de septiembre de 2014). "El problema de los tres cuerpos: "El universo parpadea"" . Tor.com . Consultado el 23 de enero de 2023 .
↑ "Astronomía en tu cartera - NCCR PlanetS" . nccr-planets.ch . Consultado el 23 de enero de 2023 .
↑ "La 'radiación cósmica de fondo de microondas' de WandaVision es real, de hecho" . Sitio oficial de SYFY . 3 de febrero de 2021. Consultado el 23 de enero de 2023 .

Lecturas adicionales

Balbi, Amedeo (2008). La música del Big Bang: El fondo cósmico de microondas y la nueva cosmología . Berlín: Springer. ISBN 978-3-540-78726-6.
Durrer, Ruth (2008). El fondo cósmico de microondas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9.
Evans, Rhodri (2015). El fondo cósmico de microondas: cómo cambió nuestra comprensión del universo . Springer. ISBN 978-3-319-09927-9.

Enlaces externos

Introducción al CMB para estudiantes: Una introducción pedagógica y paso a paso al análisis del espectro de potencia del fondo cósmico de microondas, adecuada para estudiantes de física. Más detallada que los sitios web habituales. Menos densa que los textos de cosmología.
Tema CMBR en arxiv.org
Audio: Fraser Cain y la Dra. Pamela Gay – Programa de Astronomía. El Big Bang y la radiación cósmica de fondo de microondas – Octubre de 2006
Visualización de los datos del fondo cósmico de microondas (CMB) de la misión Planck.
Copeland, Ed. "CMBR: Radiación Cósmica de Fondo de Microondas" . Sesenta Símbolos . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .

[47] El Telescopio del Laboratorio de Receptores (RLT), un instrumento de 80 cm (31 pulgadas), es más alto a 5525 m (18 125 pies), pero no es permanente ya que está fijado al techo de un contenedor de transporte móvil.^{[ 46 ]} El Observatorio Atacama de la Universidad de Tokio de 2009es significativamente más alto que ambos.

[Komatsu2022Review-1] 1 2 Komatsu, Eiichiro (2022-05-18). "Nueva física a partir de la luz polarizada del fondo cósmico de microondas" . Nature Reviews Physics . 4 (7): 452– 469. arXiv : 2202.13919 . Bibcode : 2022NatRP...4..452K . doi : 10.1038/s42254-022-00452-4 . ISSN 2522-5820 .

[2] "LAMBDA - Explorador del Fondo Cósmico" . lambda.gsfc.nasa.gov . Consultado el 17 de mayo de 2024 .

[3] Fixsen, DJ; Mather, JC (2002-12-20). "Resultados espectrales del espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano en COBE" . The Astrophysical Journal . 581 (2): 817– 822. Bibcode : 2002ApJ...581..817F . doi : 10.1086/344402 . ISSN 0004-637X .

[apj707_2_916-4] 1 2 Fixsen, DJ (2009). "La temperatura del fondo cósmico de microondas". The Astrophysical Journal . 707 (2): 916– 920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode : 2009ApJ...707..916F . doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . S2CID 119217397 .

[WrightUCLASite-5] 1 2 Wright, Edward. "Fondo cósmico de microondas" . astro.ucla.edu . Consultado el 28 de mayo de 2024 .

[HuDodelsonReview-6] 1 2 3 Hu, Wayne; Dodelson, Scott (septiembre de 2002). "Anisotropías del fondo cósmico de microondas" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 40 (1): 171– 216. arXiv : astro-ph/0110414 . Bibcode : 2002ARA & A..40..171H . doi : 10.1146/annurev.astro.40.060401.093926 . ISSN 0066-4146 .

[PlanckV-7] La Colaboración Planck (2020), "Resultados de Planck 2018 V. Espectros de potencia y probabilidades del CMB", Astronomía y Astrofísica , 641 : A5, arXiv : 1907.12875 , Bibcode : 2020A & A...641A...5P , doi : 10.1051/0004-6361/201936386

[PlanckI-8] La Colaboración Planck (2020), "Resultados de Planck 2018. I. Panorama general y el legado cosmológico de Planck", Astronomía y Astrofísica , 641 : A1, arXiv : 1807.06205 , Bibcode : 2020A & A...641A...1P , doi : 10.1051/0004-6361/201833880 , S2CID 119185252

[PlanckXXVII-9] The Planck Collaboration (2014), "Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove", Astronomy , 571 (27): A27, arXiv : 1303.5087 , Bibcode : 2014A & A...571A..27P , doi : 10.1051/0004-6361/201321556 , S2CID 5398329

[10] Hu, Wayne y Martin White. "Una introducción a la polarización del CMB". Preimpresión de arXiv astro-ph/9706147 (1997).

[Voyage2050-11] Chluba, J.; et al. (2021). "Nuevos horizontes en cosmología con distorsiones espectrales del fondo cósmico de microondas" . Voyage 2050 Proposals . 51 (3): 1515– 1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode : 2021ExA....51.1515C . doi : 10.1007/s10686-021-09729-5 . S2CID 202539910 .

[HistoryOfAlternatives-12] 1 2 Ćirković, Milan M.; Perović, Slobodan (2018-05-01). "Explicaciones alternativas del fondo cósmico de microondas: una perspectiva histórica y epistemológica" . Estudios en Historia y Filosofía de la Ciencia Parte B: Estudios en Historia y Filosofía de la Física Moderna . 62 : 1–18 . arXiv : 1705.07721 . Bibcode : 2018SHPMP..62....1C . doi : 10.1016/j.shpsb.2017.04.005 . ISSN 1355-2198 .

[Ryden-2016-13] Ryden, Barbara (2017). Introducción a la cosmología (Segunda edición). Nueva York, NY: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-15483-4.

[14] KA Olive y JA Peacock (septiembre de 2017) "21. Cosmología del Big Bang" en Navas, S.; et al. (Particle Data Group) (agosto de 2024). "Revisión de la física de partículas" . Physical Review D. 110 ( 3) 030001. doi : 10.1103/PhysRevD.110.030001 .

[15] "29. Fondo cósmico de microondas: Grupo de datos de partículas PA Zyla (LBL, Berkeley) et al" (PDF) .

[PeeblesPrinciples-16] 1 2 Peebles, PJ E (1993). Principios de cosmología física . Princeton University Press . págs. 139–148 . ISBN 978-0-691-01933-8.

[17] Alpher, RA; Herman, RC (1948). "Evolución del Universo". Nature . 162 (4124): 774– 775. Bibcode : 1948Natur.162..774A . doi : 10.1038/162774b0 . S2CID 4113488 .

[18] Gamow, G. (1948). " La evolución del universo". Nature . 162 (4122): 680– 682. Bibcode : 1948Natur.162..680G . doi : 10.1038/162680a0 . PMID 18893719. S2CID 4793163 .

[19] Assis, AKT; Neves, MCD (1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) . Apeiron (3): 79–87 .

[NYT-20230905-20] 1 2 Overbye, Dennis (5 de septiembre de 2023). "De vuelta a Nueva Jersey, donde comenzó el universo: hace medio siglo, un radiotelescopio en Holmdel, NJ, envió a dos astrónomos 13.800 millones de años atrás en el tiempo, y abrió una ventana cósmica a través de la cual los científicos han estado observando desde entonces" . The New York Times . Consultado el 5 de septiembre de 2023 .

[Penzias-Nobel-1979-21] Penzias, Arno A. (1979-07-01). "El origen de los elementos" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 51 (3): 425– 431. Bibcode : 1979RvMP...51..425P . doi : 10.1103/RevModPhys.51.425 . ISSN 0034-6861 . Archivado del original el 25-09-2006.

[22] Dicke, RH (1946). "La medición de la radiación térmica en frecuencias de microondas" . Review of Scientific Instruments . 17 (7): 268– 275. Bibcode : 1946RScI...17..268D . doi : 10.1063/1.1770483 . PMID 20991753. S2CID 26658623 . Este diseño básico de radiómetro se ha utilizado en la mayoría de los experimentos posteriores sobre el fondo cósmico de microondas.

[23] "La radiación cósmica de fondo de microondas (Conferencia Nobel) por Robert Wilson, 8 de diciembre de 1978, pág. 474" (PDF) .

[Penzias&Wilson-24] Penzias, AA; Wilson, RW (1965). "Una medición de la temperatura excesiva de la antena a 4080 Mc/s" . The Astrophysical Journal . 142 (1): 419– 421. Bibcode : 1965ApJ...142..419P . doi : 10.1086/148307 .

[25] Grupo Smoot (28 de marzo de 1996). "La radiación cósmica de fondo de microondas" . Laboratorio Lawrence Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .

[26] Dicke, RH; et al. (1965). "Radiación cósmica de cuerpo negro". Astrophysical Journal . 142 : 414–419 . Bibcode : 1965ApJ...142..414D . doi : 10.1086/148306 .

[PenziasWilsonNobelSummary-27] "El Premio Nobel de Física de 1978" . Fundación Nobel . 1978. Consultado el 8 de enero de 2009 .

[PartridgeReview-28] 1 2 3 4 5 6 7 Partridge, R. Bruce (2019-04-04). «El fondo cósmico de microondas: del descubrimiento a la cosmología de precisión». En Kragh, Helge; Longair, Malcolm S. (eds.). The Oxford Handbook of the History of Modern Cosmology (1.ª ed.). Oxford University Press. pp. 292–345 . doi : 10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8 . ISBN 978-0-19-881766-6.

[29] Harrison, ER (1970). "Fluctuaciones en el umbral de la cosmología clásica". Physical Review D . 1 (10): 2726– 2730. Bibcode : 1970PhRvD...1.2726H . doi : 10.1103/PhysRevD.1.2726 .

[30] Peebles, PJE; Yu, JT (1970). "Perturbación adiabática primordial en un universo en expansión". Astrophysical Journal . 162 : 815–836 . Bibcode : 1970ApJ...162..815P . doi : 10.1086/150713 .

[31] Zel'dovich, YB (1972). "Una hipótesis que unifica la estructura y la entropía del Universo" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 160 : 1P– 4P. Bibcode : 1972MNRAS.160P...1Z . doi : 10.1093/mnras/160.1.1P .

[32] Sunyaev, RA; Zel'dovich, YB (1970). "Fluctuaciones a pequeña escala de la radiación relicta" . Astrofísica. Ciencia espacial . 7 (1): 3– 19. Bibcode : 1970Ap & SS...7....3S . doi : 10.1007/BF00653471 . S2CID 117050217 .

[33] Smoot, GF; et al. (1992). "Estructura en los mapas del primer año del radiómetro diferencial de microondas COBE" . Astrophysical Journal Letters . 396 (1): L1– L5. Bibcode : 1992ApJ...396L...1S . doi : 10.1086/186504 . S2CID 120701913 .

[34] Bennett, CL; et al. (1996). "Observaciones de fondo cósmico de microondas DMR de COBE de cuatro años: mapas y resultados básicos". Astrophysical Journal Letters . 464 : L1– L4. arXiv : astro-ph/9601067 . Bibcode : 1996ApJ...464L...1B . doi : 10.1086/310075 . S2CID 18144842 .

[35] Grupen, C.; et al. (2005). Física de Astropartículas . Saltador . págs. 240-241 . ISBN 978-3-540-25312-9.

[36] Miller, AD; et al. (1999). "Una medición del espectro de potencia angular del fondo de microondas realizada desde los altos Andes chilenos". Astrophysical Journal . 521 (2): L79– L82. arXiv : astro-ph/9905100 . Bibcode : 1999ApJ...521L..79T . doi : 10.1086/312197 . S2CID 16534514 .

[37] Melchiorri, A. ; et al. (2000). "Una medición de Ω del vuelo de prueba norteamericano de Boomerang". The Astrophysical Journal Letters . 536 (2): L63– L66. arXiv : astro-ph/9911445 . Bibcode : 2000ApJ...536L..63M . doi : 10.1086/312744 . PMID 10859119 . S2CID 27518923 .

[38] Hanany, S.; et al. (2000). "MAXIMA-1: Una medición de la anisotropía del fondo cósmico de microondas en escalas angulares de 10'–5°". Astrophysical Journal . 545 (1): L5– L9. arXiv : astro-ph/0005123 . Bibcode : 2000ApJ...545L...5H . doi : 10.1086/317322 . S2CID 119495132 .

[39] Bernardis, P.; et al. (2000). "Un universo plano a partir de mapas de alta resolución de la radiación cósmica de fondo de microondas". Nature . 404 (6781): 955– 959. arXiv : astro-ph/0004404 . Bibcode : 2000Natur.404..955D . doi : 10.1038/35010035 . hdl : 10044/1/60851 . PMID 10801117 . S2CID 4412370 .

[40] Pogosian, L. ; et al. (2003). "Restricciones observacionales sobre la producción de cuerdas cósmicas durante la inflación de branas". Physical Review D . 68 (2) 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode : 2003PhRvD..68b3506P . doi : 10.1103/PhysRevD.68.023506 .

[FirstWMAP-41] 1 2 3 Bennett, CL; (colaboración WMAP); Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Page, L.; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E.; Wright, EL; Barnes, C.; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E.; Nolta, MR; Odegard, N.; Peiris, HV; Verde, L.; Weiland, JL; et al. (2003). "Observaciones del primer año de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): mapas preliminares y resultados básicos". Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 1– 27. arXiv : astro-ph/0302207 . Bibcode : 2003ApJS..148....1B . doi : 10.1086/377253 . S2CID 115601 . Este artículo advierte que "las estadísticas de este mapa de combinación lineal interna son complejas e inapropiadas para la mayoría de los análisis del CMB".

[WMAP9Map-42] Bennett, CL; Larson, D.; Weiland, JL; Jarosik, N.; Hinshaw, G.; Odegard, N.; Smith, KM; Hill, RS; Gold, B.; Halpern, M.; Komatsu, E.; Nolta, MR; Page, L.; Spergel, DN; Wollack, E. (2013-09-20). "OBSERVACIONES DE LA SONDA DE ANISOTROPÍA DE MICROONDAS WILKINSON ( WMAP ) DE NUEVE AÑOS : MAPAS Y RESULTADOS FINALES" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . ISSN 0067-0049 .

[Degree_Angular_Scale_Interferometer_LCFTHCBB-43] Glanz, James (30 de abril de 2001). "Escucha atentamente: Del pequeño zumbido surgió el Big Bang" . The New York Times . Consultado el 4 de agosto de 2014 .

[Degree_Angular_Scale_Interferometer_MPDASI-44] Leitch, EM; et al. (diciembre de 2002). "Medición de la polarización con el interferómetro de escala angular de grados". Nature . 420 ( 6917): 763– 771. arXiv : astro-ph/0209476 . Bibcode : 2002Natur.420..763L . doi : 10.1038/nature01271 . PMID 12490940. S2CID 13967570 .

[45] Fowler, JW; Niemack, MD; Dicker, SR; Aboobaker, AM; Ade, PAR; Battistelli, ES; Devlin, MJ; Fisher, RP; Halpern, M.; Hargrave, PC; Hincks, AD (2007-06-10). "Diseño óptico del Telescopio Cosmológico de Atacama y la Cámara de Matriz Bolométrica de Millimeter" . Óptica Aplicada . 46 (17): 3444– 3454. arXiv : astro-ph/0701020 . Bibcode : 2007ApOpt..46.3444F . doi : 10.1364/AO.46.003444 . ISSN 0003-6935 . PMID 17514303 . S2CID 10833374 .

[46] Marrone; et al. (2005). "Observaciones en las ventanas atmosféricas de 1,3 y 1,5 THz con el telescopio Receiver Lab". Decimosexto Simposio Internacional sobre Tecnología de Terahercios Espaciales : 64. arXiv : astro-ph/0505273 . Bibcode : 2005stt..conf...64M .

[NASA-20130321-48] Clavin, Whitney; Harrington, JD (21 de marzo de 2013). "La misión Planck enfoca con nitidez el universo" . NASA . Consultado el 21 de marzo de 2013 .

[NYT-20130321g-49] Redacción (21 de marzo de 2013). "Mapeando el universo primitivo" . The New York Times . Consultado el 23 de marzo de 2013 .

[Planck_2015-50] Colaboración Planck (2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos (véase la tabla 4 en la página 31 del pfd)". Astronomía y Astrofísica . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 .

[South_Pole_Telescope_carlstrom09-51] JE Carlstrom ; Desfile; KA Aird; et al. (mayo de 2011). "El telescopio de 10 metros del Polo Sur". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 123 (903): 568– 581. arXiv : 0907.4445 . Código Bib : 2011PASP..123..568C . doi : 10.1086/659879 . ISSN 0004-6280 . Wikidata Q56603073 .

[South_Pole_Telescope_hanson13-52] D. Hanson; S. Hoover; A. Crites; et al. (30 de septiembre de 2013). "Detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas con datos del Telescopio del Polo Sur". Physical Review Letters . 111 (14) 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PHYSREVLETT.111.141301 . ISSN 0031-9007 . PMID 24138230 . Wikidata Q27450018 .

[South_Pole_Telescope_bleem20-53] LE Bleem; S. Bocquet; B. Stalder; et al. (5 de marzo de 2020). "The SPTpol Extended Cluster Survey" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 247 (1): 25. arXiv : 1910.04121 . Bibcode : 2020ApJS..247...25B . doi : 10.3847/1538-4365/AB6993 . ISSN 0067-0049 . Wikidata Q109579496 .

[South_Pole_Telescope_strandet16-54] ML Strandet; A. Weiss; JD Vieira; et al. (10 de mayo de 2016). "La distribución de corrimiento al rojo de galaxias polvorientas formadoras de estrellas del sondeo SPT" . The Astrophysical Journal . 822 (2): 80– 80. arXiv : 1603.05094 . Bibcode : 2016ApJ...822...80S . doi : 10.3847/0004-637X/822/2/80 . ISSN 0004-637X . Wikidata Q59785811 .

[55] Camphuis, Etienne; et al. (2025). "SPT-3G D1: Espectros de potencia de temperatura y polarización del CMB y cosmología a partir de observaciones de 2019 y 2020 del campo principal de SPT-3G". arXiv : 2506.20707 [ astro-ph.CO ].

[56] Fei, Ge; et al. (2025). "Cosmología a partir de lentes CMB y espectros de potencia EE sin densidad utilizando datos de polarización SPT-3G 2019-2020". Physical Review D . 111 (8) 083534. doi : 10.1103/PhysRevD.111.083534 .

[57] Scott, D. (2005). "El modelo cosmológico estándar". Revista canadiense de física . 84 ( 6– 7): 419– 435. arXiv : astro-ph/0510731 . Bibcode : 2006CaJPh..84..419S . CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi : 10.1139/P06-066 . S2CID 15606491 .

[58] Durham, Frank; Purrington, Robert D. (1983). Marco del universo: una historia de la cosmología física . Columbia University Press. pp. 193–209 . ISBN 978-0-231-05393-8.

[59] Guth, AH (1998). El universo inflacionario: La búsqueda de una nueva teoría de los orígenes cósmicos . Basic Books . pág . 186. ISBN 978-0-201-32840-0OCLC 35701222

[60] Cirigliano, D.; de Vega, HJ; Sanchez, NG (2005). "Aclarando los modelos de inflación: El potencial inflacionario preciso a partir de la teoría de campo efectiva y los datos de WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 71 (10): 77– 115. arXiv : astro-ph/0412634 . Bibcode : 2005PhRvD..71j3518C . doi : 10.1103/PhysRevD.71.103518 . S2CID 36572996 .

[61] Abbott, B. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey" . Planetario Hayden . Archivado del original el 13 de febrero de 2013. Recuperado el 13 de enero de 2008 .

[62] Gawiser, E.; Silk, J. (agosto de 2000). "La radiación cósmica de fondo de microondas". Physics Reports . 333–334 : 245–267 . arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode : 2000PhR...333..245G . CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . S2CID 15398837 .

[63] Smoot, GF (2006). "Anisotropías de la radiación cósmica de fondo de microondas: su descubrimiento y utilización" . Conferencia Nobel . Fundación Nobel . Recuperado el 22 de diciembre de 2008 .

[64] "Superficie de última dispersión del CMB de la NASA"" . Consultado el 5 de julio de 2023 .

[65] Hobson, MP ; Efstathiou, G.; Lasenby, AN (2006). Relatividad general: Una introducción para físicos . Cambridge University Press . pp. 388. ISBN 978-0-521-82951-9.

[66] Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). El nuevo cosmos: una introducción a la astronomía y la astrofísica (5.ª ed.). Springer-Verlag . pág. 485. Bibcode : 2001ncia.book.....U . ISBN 978-3-540-67877-9.

[dpf99-67] White, M. (1999). "Anisotropías en el CMB". Actas de la Reunión de Los Ángeles, DPF 99. UCLA . arXiv : astro -ph/9903232 . Bibcode : 1999dpf..conf.....W .

[Apeiron2_3_79-68] 1 2 3 4 5 Assis, AKT; Paulo, São; Neves, MCD (julio de 1995). "Historia de la temperatura de 2,7 K antes de Penzias y Wilson" (PDF) . Apeiron . 2 (3): 79–87 . Archivado del original (PDF) el 24 de marzo de 2024. Recuperado el 1 de abril de 2014 .

[69] Kaku, M. (2014). "Primer segundo del Big Bang". Cómo funciona el universo . Temporada 3. Episodio 4. Discovery Science .

[70] Fixsen, DJ (1995). "Formación de la estructura en el universo". arXiv : astro-ph/9508159 .

[71] "Número convertido: Conversión de K a eV" .

[72] Noterdaeme, P.; Petitjean, P.; Srianand, R.; Ledoux, C.; López, S. (febrero de 2011). "La evolución de la temperatura del fondo cósmico de microondas. Mediciones de T _CMB a alto corrimiento al rojo a partir de la excitación del monóxido de carbono". Astronomía y Astrofísica . 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode : 2011A & A...526L...7N . doi : 10.1051/0004-6361/201016140 . S2CID 118485014 .

[hep-ph/0309057-73] Dodelson, S. (2003). "Argumento de fase coherente para la inflación". AIP Conference Proceedings . 689 : 184– 196. arXiv : hep-ph/0309057 . Bibcode : 2003AIPC..689..184D . CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi : 10.1063/1.1627736 . S2CID 18570203 .

[74] Baumann, D. (2011). "La física de la inflación" (PDF) . Universidad de Cambridge . Archivado del original (PDF) el 21 de septiembre de 2018. Recuperado el 9 de mayo de 2015 .

[75] Wayne Hu. "Bariones e inercia" .

[76] Wayne Hu. "Fuerza impulsora de la radiación" .

[hu_white_1996-77] Hu, W.; White, M. (1996). "Firmas acústicas en el fondo cósmico de microondas". Astrophysical Journal . 471 : 30–51 . arXiv : astro-ph/9602019 . Bibcode : 1996ApJ...471...30H . doi : 10.1086/177951 . S2CID 8791666 .

[WMAP_1_cosmo_params-78] 1 2 Colaboración WMAP; Verde, L.; Peiris, HV; Komatsu, E.; Nolta, MR; Bennett, CL; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). "Observaciones de primer año de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): Determinación de parámetros cosmológicos". Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 175– 194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S . doi : 10.1086/377226 . S2CID 10794058 .

[WMAP9Cosmo-79] 1 2 Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, DN; Bennett, CL; Dunkley, J.; Nolta, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Odegard, N.; Page, L.; Smith, KM; Weiland, JL; Gold, B.; Jarosik, N. (2013-09-20). "OBSERVACIONES DE LA SONDA DE ANISOTROPÍA DE MICROONDAS WILKINSON ( WMAP ) DE NUEVE AÑOS : RESULTADOS DE PARÁMETROS COSMOLÓGICOS" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode : 2013ApJS..208...19H . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/19 . ISSN 0067-0049 .

[NarlikarPadmanabhan-80] 1 2 3 4 Narlikar, Jayant V.; Padmanabhan, T. (septiembre de 2001). "Cosmología estándar y alternativas: una evaluación crítica" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1): 211– 248. Bibcode : 2001ARA & A..39..211N . doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.211 . ISSN 0066-4146 .

[Trippe2014-81] 1 2 Trippe, Sascha (2014). "Polarización y polarimetría: una revisión" . Revista de la Sociedad Astronómica Coreana . 47 (1): 15– 39. arXiv : 1401.1911 . Bibcode : 2014JKAS...47...15T . doi : 10.5303/JKAS.2014.47.1.15 . ISSN 1225-4614 .

[82] Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C.; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (diciembre de 2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas usando DASI" . Nature . 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . ISSN 0028-0836 . PMID 12490941 .

[83] Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M. (2014-06-19). "Detección de polarización en modo B a escalas angulares de grados por BICEP2" . Physical Review Letters . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ISSN 0031-9007 . PMID 24996078 .

[SeljakMeasuring-84] Seljak, U. (junio de 1997). "Medición de la polarización en el fondo cósmico de microondas". Astrophysical Journal . 482 (1): 6– 16. arXiv : astro-ph/9608131 . Bibcode : 1997ApJ...482....6S . doi : 10.1086/304123 . S2CID 16825580 .

[SeljakSignature-85] 1 2 Seljak, U.; Zaldarriaga M. (17 de marzo de 1997). "Firma de ondas gravitacionales en la polarización del fondo de microondas". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054– 2057. arXiv : astro-ph/9609169 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2054S . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2054 . S2CID 30795875 .

[86] Kamionkowski, M.; Kosowsky A. y Stebbins A. (1997). "Una sonda de ondas gravitacionales primordiales y vorticidad". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058– 2061. arXiv : astro-ph/9609132 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2058K . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2058 . S2CID 17330375 .

[SeljakGraviational-87] Zaldarriaga, M.; Seljak U. (15 de julio de 1998). "Efecto de lente gravitacional en la polarización del fondo cósmico de microondas". Physical Review D . 2. 58 (2) 023003. arXiv : astro-ph/9803150 . Bibcode : 1998PhRvD..58b3003Z . doi : 10.1103/PhysRevD.58.023003 . S2CID 119512504 .

[88] Lewis, A.; Challinor, A. (2006). "Lente gravitacional débil del CMB". Physics Reports . 429 (1): 1– 65. arXiv : astro-ph/0601594 . Bibcode : 2006PhR...429....1L . doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 . S2CID 1731891 .

[89] Hanson, D.; et al. (2013). "Detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas con datos del Telescopio del Polo Sur" . Physical Review Letters . 111 (14) 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PhysRevLett.111.141301 . PMID 24138230. S2CID 9437637 .

[KamionkowskiReview-90] 1 2 Kamionkowski, Marc; Kovetz, Ely D. (2016-09-19). "La búsqueda de modos B a partir de ondas gravitacionales inflacionarias" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 (1): 227– 269. arXiv : 1510.06042 . Bibcode : 2016ARA & A..54..227K . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023433 . ISSN 0066-4146 .

[NYT-20140922-91] Overbye, Dennis (22 de septiembre de 2014). "Un estudio confirma las críticas al hallazgo del Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 22 de septiembre de 2014 .

[AXV-20140919-92] Equipo de Colaboración Planck (9 de febrero de 2016). "Resultados intermedios de Planck. XXX. El espectro de potencia angular de la emisión de polvo polarizado en latitudes galácticas intermedias y altas". Astronomía y Astrofísica . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A y A...586A.133P . doi : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID 9857299 .

[93] Colaboración BICEP/Keck; Ade, PAR; Ahmed, Z.; Amiri, M.; Barkats, D.; Thakur, R. Basu; Bischoff, CA; Beck, D.; Bock, JJ; Boenish, H.; Bullock, E.; Buza, V.; Cheshire, JR; Connors, J.; Cornelison, J. (2021-10-04). "Restricciones mejoradas sobre ondas gravitacionales primordiales utilizando observaciones de Planck, WMAP y BICEP/Keck a través de la temporada de observación de 2018" . Physical Review Letters . 127 (15) 151301. arXiv : 2110.00483 . Bibcode : 2021PhRvL.127o1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.151301 . PMID 34678017 .

[94] Samuel Reich, Eugenie (2013). "Polarización detectada en el eco del Big Bang" . Nature . doi : 10.1038/nature.2013.13441 . S2CID 211730550 .

[pc1-95] The Polarbear Collaboration (2014). "Una medición del espectro de potencia de polarización en modo B del fondo cósmico de microondas a escalas subgradientes con POLARBEAR". The Astrophysical Journal . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Bibcode : 2014ApJ...794..171P . doi : 10.1088/0004-637X/794/2/171 . S2CID 118598825 .

[cs-96] "El proyecto POLARBEAR ofrece pistas sobre el origen del rápido crecimiento cósmico del universo" . Christian Science Monitor . 21 de octubre de 2014.

[cmbreview-97] 1 2 3 4 5 6 7 P.A. Zyla et al. (Particle Data Group) (2020). "Revisión de la física de partículas" (PDF) . Progress of Theoretical and Experimental Physics . 2020 (8) 083C01. doi : 10.1093/ptep/ptaa104 .Revisión de la radiación cósmica de fondo de microondas por Scott y Smoot.

[cobe-98] 1 2 Bennett, C. "Radiómetros diferenciales de microondas COBE: técnicas de calibración" .

[99] Shosh, S. (2016). "Modulación dipolar de la temperatura y polarización del fondo cósmico de microondas". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Bibcode : 2016JCAP...01..046G . doi : 10.1088/1475-7516/2016/01/046 . S2CID 118553819 .

[arXiv:0905.2854v2-100] Rossmanith, G.; Räth, C.; Banday, AJ; Morfill, G. (2009). "Firmas no gaussianas en los datos de cinco años de WMAP identificadas con índices de escala isotrópicos" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 1921– 1933. arXiv : 0905.2854 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1921R . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID 11586058 .

[arXiv:astro-ph/0511666-101] Bernui, A.; Mota, B.; Rebouças, MJ; Tavakol, R. (2007). "Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data". Astronomy and Astrophysics . 464 (2): 479– 485. arXiv : astro-ph/0511666 . Bibcode : 2007A & A...464..479B . doi : 10.1051/0004-6361:20065585 . S2CID 16138962 .

[arXiv:astro-ph/0503213-102] Jaffe, TR; Banday, AJ; Eriksen, HK; Górski, KM; Hansen, FK (2005). "Evidencia de vorticidad y cizallamiento a grandes escalas angulares en los datos de WMAP: ¿una violación de la isotropía cosmológica?". The Astrophysical Journal . 629 (1): L1– L4. arXiv : astro-ph/0503213 . Bibcode : 2005ApJ...629L...1J . doi : 10.1086/444454 . S2CID 15521559 .

[103] Oliveira-Costa, A.; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Hamilton, Andrew (2004). "La importancia de las fluctuaciones de CMB a mayor escala en WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 69 (6) 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . Bibcode : 2004PhRvD..69f3516D . doi : 10.1103/PhysRevD.69.063516 . S2CID 119463060 .

[104] Schwarz, DJ; Starkman, Glenn D.; et al. (2004). "¿Es cósmico el fondo de microondas de bajo ℓ ?" . Physical Review Letters (Manuscrito enviado). 93 (22) 221301. arXiv : astro-ph/0403353 . Bibcode : 2004PhRvL..93v1301S . doi : 10.1103/PhysRevLett.93.221301 . PMID 15601079 . S2CID 12554281 .

[105] Bielewicz, P.; Gorski, KM; Banday, AJ (2004). "Mapas multipolares de bajo orden de la anisotropía del CMB derivados de WMAP" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (4): 1283– 1302. arXiv : astro-ph/0405007 . Bibcode : 2004MNRAS.355.1283B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID 5564564 .

[106] Cao, FJ; de Vega, HJ; Sánchez, NG (22-10-2004). "Inflatón cuántico, perturbaciones primordiales y fluctuaciones del CMB" . Physical Review D. 70 ( 8) 083528. arXiv : astro-ph/0406168 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3528C . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083528 .

[arXiv:0907.2731v3-107] Liu, Hao; Li, Ti-Pei (2009). "Mapa mejorado del CMB a partir de datos de WMAP". arXiv : 0907.2731v3 [ astro-ph ].

[arXiv:1006.1270v1-108] Sawangwit, Utane; Shanks, Tom (2010). "Lambda-CDM y la sensibilidad del perfil del haz del espectro de potencia de WMAP". arXiv : 1006.1270v1 [ astro-ph ].

[arXiv:1009.2701v1-109] Liu, Hao; et al. (2010). "Diagnóstico de errores de sincronización en datos de WMAP" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 413 (1): L96– L100. arXiv : 1009.2701v1 . Bibcode : 2011MNRAS.413L..96L . doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID 118739762 .

[hinshaw07-110] Hinshaw, G.; (colaboración WMAP); Bennett, CL; Bean, R. ; Doré, O.; Greason, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Jarosik, N.; Kogut, A.; Komatsu, E.; Limon, M.; Odegard, N.; Meyer, SS; Page, L.; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L.; Weiland, JL; Wollack, E.; Wright, EL; et al. (2007). "Observaciones de tres años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): análisis de temperatura". Astrophysical Journal Supplement Series . 170 (2): 288– 334. arXiv : astro-ph/0603451 . Bibcode : 2007ApJS..170..288H . CiteSeerX 10.1.1.471.7186 . doi : 10.1086/513698 . S2CID 15554608 .

[111] Tegmark, M.; de Oliveira-Costa, A.; Hamilton, A. (2003). "Un mapa CMB de alta resolución con limpieza de primer plano a partir de WMAP". Physical Review D . 68 (12) 123523. arXiv : astro-ph/0302496 . Bibcode : 2003PhRvD..68l3523T . doi : 10.1103/PhysRevD.68.123523 . S2CID 17981329 . Este artículo afirma: "Como era de esperar, los dos multipolos más contaminados son [el cuadrupolo y el octupolo], que son los que mejor reflejan la morfología del plano galáctico".

[112] O'Dwyer, I.; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S.; Lilje, PB (2004). "Análisis del espectro de potencia bayesiano de los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson del primer año". Astrophysical Journal Letters . 617 (2): L99– L102. arXiv : astro-ph/0407027 . Bibcode : 2004ApJ...617L..99O . doi : 10.1086/427386 . S2CID 118150531 .

[113] Slosar, A.; Seljak, U. (2004). "Evaluación de los efectos de los primeros planos y la eliminación del cielo en WMAP" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 70 (8) 083002. arXiv : astro-ph/0404567 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3002S . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083002 . S2CID 119443655 .

[114] Bielewicz, P.; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). "Anomalías vectoriales multipolares en los datos del primer año de WMAP: un análisis de corte de cielo". Astrophysical Journal . 635 (2): 750– 60. arXiv : astro-ph/0507186 . Bibcode : 2005ApJ...635..750B . doi : 10.1086/497263 . S2CID 1103733 .

[115] Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). "Sobre las anomalías de gran ángulo del cielo de microondas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (1): 79– 102. arXiv : astro-ph/0508047 . Bibcode : 2006MNRAS.367...79C . CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID 6184966 .

[116] Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (2006). "Mediciones multipolares del CMB en presencia de primeros planos" . Physical Review D (Manuscrito enviado). 74 (2) 023005. arXiv : astro-ph/0603369 . Bibcode : 2006PhRvD..74b3005D . doi : 10.1103/PhysRevD.74.023005 . S2CID 5238226 .

[117] "Planck muestra un cosmos casi perfecto, además de un eje del mal" .

[118] "Encontrado: las iniciales de Hawking escritas en el universo" .

[SuburSarkar-119] Secrest, Nathan J.; Hausegger, Sebastian von; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (2021). "Una prueba del principio cosmológico con cuásares" . The Astrophysical Journal Letters . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Bibcode : 2021ApJ...908L..51S . doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID 222066749 .

[120] Perivolaropoulos, L.; Skara, F. (2022-12-01). "Desafíos para ΛCDM: una actualización" . New Astronomy Reviews . 95 101659. arXiv : 2105.05208 . Bibcode : 2022NewAR..9501659P . doi : 10.1016/j.newar.2022.101659 . ISSN 1387-6473 .

[endcosmology-121] Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). "El retorno de un universo estático y el fin de la cosmología". Relatividad general y gravitación . 39 (10): 1545– 1550. arXiv : 0704.0221 . Bibcode : 2007GReGr..39.1545K . doi : 10.1007/s10714-007-0472-9 . S2CID 123442313 .

[fate-122] Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: El destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .

[123] Freese, Katherine; Kinney, William H. (abril de 2003). "El destino final de la vida en un universo acelerado". Physics Letters B . 558 ( 1– 2): 1– 8. arXiv : astro-ph/0205279 . Bibcode : 2003PhLB..558....1F . doi : 10.1016/S0370-2693(03)00239-9 .

[G_1896-124] Guillaume, C.-É., 1896, La Nature 24, serie 2, p. 234

[125] Lang, Kenneth R.; Gingerich, Owen, eds. (31 de diciembre de 1979). «45. La constitución interna de las estrellas» . Un libro de referencia en astronomía y astrofísica, 1900-1975 . Harvard University Press. págs. 281-290 . doi : 10.4159/harvard.9780674366688.c50 . ISBN 978-0-674-36668-8.

[Kragh-126] 1 2 3 Kragh , H. (1999). Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo . Princeton University Press. pág. 135. ISBN 978-0-691-00546-1.En 1946, Robert Dicke y sus colaboradores del MIT probaron equipos que podían medir un fondo cósmico de microondas con una intensidad equivalente a unos 20 K en la región de microondas. Sin embargo, no se refirieron a dicho fondo, sino solo a la "radiación de la materia cósmica". Además, este trabajo no estaba relacionado con la cosmología y solo se menciona porque sugiere que, para 1950, la detección de la radiación de fondo podría haber sido técnicamente posible, y también por el papel posterior de Dicke en el descubrimiento. Véase también Dicke, RH; et al. (1946). "Mediciones de absorción atmosférica con un radiómetro de microondas". Physical Review . 70 ( 5–6 ): 340–348 . Bibcode : 1946PhRv...70..340D . doi : 10.1103/PhysRev.70.340 .

[The_Creation_Of_The_Universe-127] George Gamow, La creación del universo, pág. 50 (reimpresión de Dover de la edición revisada de 1961) ISBN 0-486-43868-6

[128] Gamow, G. (2004) [1961]. Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo . Courier Dover Publications . pág. 40. ISBN 978-0-486-43868-9.

[129] Erwin Finlay-Freundlich, " Ueber die Rotverschiebung der Spektrallinien " (1953) Contributions from the Observatory, University of St. Andrews ; no. 4, págs. 96–102. Finlay-Freundlich dio dos valores extremos de 1,9 K y 6,0 K en Finlay-Freundlich, E.: 1954, "Red shifts in the spectra of celeste bodies", Phil. Mag., vol. 45, págs. 303–319.

[dao7-130] McKellar, A. (1941). "Líneas moleculares de los estados más bajos de moléculas diatómicas compuestas de átomos probablemente presentes en el espacio interestelar". Publicaciones del Observatorio Astrofísico Dominion . 7 (6). Vancouver, BC, Canadá: 251– 272. Bibcode : 1941PDAO....7..251M .

[131] Weinberg, Steven (1972). Gravitación y cosmología: principios y aplicaciones de la teoría general de la relatividad . Nueva York: Wiley. pp . 514. ISBN 978-0-471-92567-5.

[132] Helge Kragh , Cosmología y controversia: El desarrollo histórico de dos teorías del universo (1999) ISBN 0-691-00546-XAlpher y Herman calcularon por primera vez la temperatura actual de la radiación primordial desacoplada en 1948, cuando reportaron un valor de 5 K. Si bien no se mencionó entonces ni en publicaciones posteriores que la radiación se encuentra en la región de las microondas, esto se deduce inmediatamente de la temperatura... Alpher y Herman dejaron claro que lo que habían llamado "la temperatura en el universo" el año anterior se refería a una radiación de fondo distribuida como un cuerpo negro, muy diferente de la luz estelar.

[133] Alpher, Ralph A.; Gamow, George; Herman, Robert (diciembre de 1967). "Radiación cósmica térmica y la formación de protogalaxias" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 58 (6): 2179– 2186. Bibcode : 1967PNAS...58.2179A . doi : 10.1073/pnas.58.6.2179 . ISSN 0027-8424 . PMC 223817. PMID 16591578 .

[134] Delannoy, J., Denisse, JF, Le Roux, E. y Morlet, B. (1957). Medidas absolutas de baja densidad de flujo de rayo de 900 MHz. Annales d'Astrophysique, vol. 20, pág. 222, 20, 222.

[135] Shmaonov, TA (1957). "Comentario". Pribory I Tekhnika Experimenta (en ruso). 1 : 83. doi : 10.1016/S0890-5096(06)60772-3 .

[136] Naselsky, PD; Novikov, DI; Novikov, ID (2006). La física del fondo cósmico de microondas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85550-1.

[137] Doroshkevich, AG; Novikov, ID (1964). "Densidad media de radiación en la metagalaxia y ciertos problemas en cosmología relativista". Soviet Physics Doklady . 9 (23): 4292– 4298. Bibcode : 1999EnST...33.4292W . doi : 10.1021/es990537g . S2CID 96773397 .

[138] Premio Nobel de Física: Oportunidades perdidas por Rusia , RIA Novosti , 21 de noviembre de 2006

[139] Sanders, R.; Kahn, J. (13 de octubre de 2006). "El cosmólogo de UC Berkeley y LBNL, George F. Smoot, recibe el Premio Nobel de Física 2006" . Noticias de UC Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .

[140] Kovac, JM; et al. (2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas usando DASI" . Nature (Manuscrito enviado). 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro - ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . PMID 12490941. S2CID 4359884 .

[141] Readhead, ACS; et al. (2004). "Observaciones de polarización con el generador de imágenes del fondo cósmico". Science . 306 (5697): 836– 844. arXiv : astro-ph/0409569 . Bibcode : 2004Sci...306..836R . doi : 10.1126/science.1105598 . PMID 15472038 . S2CID 9234000 .

[142] A. Readhead et al., "Observaciones de polarización con el generador de imágenes del fondo cósmico", Science 306, 836–844 (2004).

[BICEP2-2014-143] Personal (17 de marzo de 2014). "Publicación de resultados de BICEP2 2014" . Fundación Nacional de Ciencias . Consultado el 18 de marzo de 2014 .

[NASA-20140317-144] Clavin, Whitney (17 de marzo de 2014). "La tecnología de la NASA contempla el nacimiento del universo" . NASA . Consultado el 17 de marzo de 2014 .

[NYT-20140317-145] Overbye, Dennis (17 de marzo de 2014). "Las ondas espaciales revelan la prueba irrefutable del Big Bang" . The New York Times . Consultado el 17 de marzo de 2014 .

[NYT-20140324-146] Overbye, Dennis (24 de marzo de 2014). "Ondas del Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 24 de marzo de 2014 .

[PRL-20140619-147] 1 2 Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M.; Hasselfield, M.; Hildebrandt, SR; Hilton, GC; Hristov, VV; Irwin, KD; Karkare, KS; Kaufman, JP; Keating, BG; Kernasovskiy, SA; Kovac, JM; Kuo, CL; Leitch, EM; Lueker, M.; Masón, P.; Netterfield, CB; Nguyen, H. T.; O'Brient, R.; Ogburn, R. W.; Orlando, A.; Pryke, C.; Reintsema, C. D.; Richter, S.; Schwarz, R.; Sheehy, C. D.; Staniszewski, Z. K.; Sudiwala, R. V.; Teply, G. P.; Tolan, J. E.; Turner, A. D.; Vieregg, A. G.; Wong, C. L.; Yoon, K. W. (2014-06-19). "Detección de polarización en modo B a escalas angulares de grados por BICEP2" . Physical Review Letters . 112 (24) 241101. (Colaboración BICEP2). arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ISSN 0031-9007 . PMID 24996078. S2CID 22780831. Consultado el 26 de abril de 2026 .

[148] "Noticias de BICEP2 | Ni siquiera se equivocan" . 13 de mayo de 2014.

[NYT-20140619-149] Overbye, Dennis (19 de junio de 2014). "Los astrónomos se muestran cautelosos sobre su afirmación de haber detectado el Big Bang" . The New York Times . Archivado del original el 1 de enero de 2022. Consultado el 20 de junio de 2014 .

[BBC-20140619-150] Amos, Jonathan (19 de junio de 2014). "Inflación cósmica: disminuye la confianza en la señal del Big Bang" . BBC News . Consultado el 20 de junio de 2014 .

[nature-20150130-151] Cowen, Ron (30 de enero de 2015). "El descubrimiento de las ondas gravitacionales ahora está oficialmente muerto". Nature . doi : 10.1038/nature.2015.16830 . S2CID 124938210 .

[152] Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. I. Panorama general y el legado cosmológico de Planck". Astronomía y Astrofísica . 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . Bibcode : 2020A & A...641A...1P . doi : 10.1051/0004-6361/201833880 . S2CID 119185252 .

[153] Colaboración Planck; et al. (2020). "Resultados de Planck 2018. V. Espectros de potencia y probabilidades del CMB". Astronomía y Astrofísica . 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . Bibcode : 2020A & A...641A...5P . doi : 10.1051/0004-6361/201936386 . S2CID 198985935 .

[154] "Registro del Big Bang - Acerca de" . www.bigbangregistry.com . Archivado del original el 8 de mayo de 2013. Consultado el 2 de julio de 2026 .

[155] Universo Stargate - Robert Carlyle habla sobre la radiación de fondo y la misión de Destiny (Vídeo). YouTube. 10 de noviembre de 2010. Consultado el 28 de febrero de 2023 .

[156] Stewart, Ian; Cohen, Jack (2001). Wheelers . Warner Books. ISBN 978-0-446-61008-7.

[157] Liu, Cixin (23 de septiembre de 2014). "El problema de los tres cuerpos: "El universo parpadea"" . Tor.com . Consultado el 23 de enero de 2023 .

[158] "Astronomía en tu cartera - NCCR PlanetS" . nccr-planets.ch . Consultado el 23 de enero de 2023 .

[159] "La 'radiación cósmica de fondo de microondas' de WandaVision es real, de hecho" . Sitio oficial de SYFY . 3 de febrero de 2021. Consultado el 23 de enero de 2023 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[

[

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[

[

[ 45 ]

[

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[

[

[ 96 ]

[ 97 ]

[ 98 ]

[ 102 ]

[ 103 ]