In cosmologia, la radiazione cosmica di fondo, detta anche radiazione di fondo, abbreviata in CMBR (dall'inglese Cosmic Microwave Background Radiation), è la radiazione elettromagnetica che permea tutto l'universo osservabile, considerata come prova del modello del Big Bang.

Nonostante lo spazio tra stelle e galassie appaia nero a chi lo osserva con un telescopio ottico tradizionale, tramite un radiotelescopio è possibile rilevare una debole radiazione isotropa che non è associata ad alcuna stella, galassia o altro corpo celeste e che ha intensità maggiore nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico.

La CMBR fu scoperta nel 1964 dagli astronomi statunitensi Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson (al termine di studi avviati negli anni 1940 da Alpher ed Herman), che vinsero per questo il Premio Nobel per la fisica nel 1978.

Introduzione

La radiazione di fondo è definibile come la radiazione residua proveniente dalle fasi iniziali della nascita dell'universo in accordo con il modello del Big Bang, di cui è considerata una conferma chiave.

Nelle fasi iniziali della sua vita, prima della formazione di stelle e pianeti, l'universo aveva dimensioni molto più contenute di quelle attuali, era molto più caldo e permeato da una radiazione uniforme in stretta interazione con il plasma di idrogeno. L'elevata energia dei fotoni impediva agli elettroni di legarsi ai protoni, impedendo la formazione degli atomi. Con l'espansione dell'universo, sia il plasma sia la radiazione iniziarono a raffreddarsi, fino a raggiungere una temperatura a cui la minor energia dei fotoni non era più in grado di impedire la formazione dei primi atomi stabili. Questi non poterono più assorbire la radiazione termica, cosicché l'universo, che fino a quel momento era stato una sorta di nebbia opaca, diventò trasparente alla radiazione. I fotoni che esistevano in quel momento iniziarono a propagarsi, divenendo meno energetici, dal momento che andavano a riempire un universo più grande.

Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto dell'universo deve essere in grado di spiegare questa radiazione. La CMB ha uno spettro termico di corpo nero a una temperatura di , quindi lo spettro presenta un picco nell'intervallo delle microonde alla frequenza di ; al riguardo, va ricordato immediatamente, che essendo la densità di energia una distribuzione spettrale e non una funzione 'ordinaria', la lunghezza d'onda di 1,9 millimetri,Se si misura la densità di energia per unità di frequenza, secondo la legge di Planck, alla temperatura di 2,725 K, il massimo della distribuzione è a 160,2 GHz. Se invece si misura la densità di energia per unità di lunghezza d'onda, utilizzando la legge di Wien, la quale può sempre derivarsi dalla legge di Planck opportunamente riscritta, allora il picco in lunghezza d'onda sarà a 1,06 millimetri: la sua corrispondente frequenza di 283 gigahertz non ha nulla a che vedere con la frequenza del massimo, che, repetita iuvant, è di 160,2 GHz. corrispondente alla suddetta frequenza di massimo, non ha nulla a che vedere con la lunghezza d'onda del massimo della distribuzione di Planck, che è, infatti, di 1,06 millimetri. L'emissione è quasi, ma non del tutto, uniforme in ogni direzione e mostra un andamento molto specifico corrispondente a quello che si otterrebbe da un gas molto caldo e quasi uniforme che si espandesse fino alle attuali dimensioni dell'universo. In particolare, la distribuzione spaziale dell'energia dello spettro (cioè la differenza osservata in funzione della distanza delle regioni del cielo) contiene piccole anisotropie, o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Queste anisotropie sono state misurate in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole oscillazioni termiche, generate da fluttuazioni quantistiche della materia in uno spazio ristretto, si fossero espanse fino alla dimensione dello spazio attualmente osservabile. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati più accurati (per esempio con la sonda Planck) sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.

Anche se molti processi differenti possono produrre la forma generale di uno spettro di corpo nero, nessun modello diverso dal Big Bang ha finora spiegato le fluttuazioni. Per questo la maggior parte dei cosmologi ritiene che il modello del Big Bang sia quello che dà la miglior interpretazione della radiazione di fondo.

Caratteristiche

La radiazione cosmica di fondo è isotropa fino a circa una parte su : infatti il valore quadratico medio delle variazioni è di solo .Dopo che è stata sottratta l'anisotropia di dipolo dovuta all'effetto Doppler della radiazione di fondo, causata dalla nostra velocità peculiare rispetto alla struttura dell'universo in coordinate comoventi. Questa correzione è coerente con il fatto che la Terra si muove a circa verso la costellazione della Vergine. Lo spettrofotometro FIRAS (Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) montato sul COBE della NASA, ha accuratamente misurato il suo spettro. I membri del progetto FIRAS hanno confrontato la CMB con la radiazione di corpo nero del riferimento interno dello strumento, e hanno trovato che gli spettri corrispondono entro l'errore sperimentale. Hanno concluso che qualsiasi deviazione dalla forma del corpo nero che potrebbe ancora non essere stata individuata nello spettro della CMB nella gamma di lunghezze d'onda 0,5–5 mm, deve avere un valore quadratico medio ponderato al massimo di 50 parti per milione (0,005%) rispetto al picco di luminosità della CMB. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura.

La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del Big Bang. Inoltre, la cosmologia inflazionaria prevede che dopo circa 10−37 secondi, l'universo appena nato abbia subito una crescita esponenziale che appianò quasi tutte le disomogeneità.Le poche eccezioni sono le disomogeneità derivanti dalle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionario. A questo seguì la rottura spontanea di simmetria, un tipo di transizione di fase che ha fissato le interazioni fondamentali e le particelle elementari nella loro forma attuale. Dopo 10−6 secondi, l'universo primordiale era costituito da un plasma caldissimo di fotoni, elettroni, e barioni. I fotoni interagivano continuamente con il plasma attraverso lo scattering Thomson. L'espansione dell'universo, con il conseguente raffreddamento adiabatico, ha causato il raffreddamento del plasma fino a rendere possibile la combinazione degli elettroni con i protoni, per dare così luogo agli atomi di idrogeno. Questo evento di ricombinazione è avvenuto quando la temperatura era scesa a circa , cioè quando l'età dell'universo era di circa .Equivale ad un redshift di A questo punto, i fotoni hanno potuto allontanarsi dagli atomi ora elettricamente neutri e hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con il conseguente disaccoppiamento tra la materia e la radiazione.

Da allora la temperatura di colore dei fotoni ha continuato a diminuire; attualmente ha raggiunto i 2,725 K, e continua a scendere mentre l'universo si espande. Secondo il modello del Big Bang, la radiazione che misuriamo oggi nel cielo proviene da una superficie sferica chiamata superficie di ultimo scattering. Questo rappresenta l'insieme dei punti nello spazio in cui si ritiene sia avvenuto l'evento di disaccoppiamento, a meno di 400 000 anni dopo il Big Bang; i fotoni che ci hanno appena raggiunto provengono da questo remoto punto nel tempo. L'età stimata dell'Universo è di 13,82 miliardi di anni. Tuttavia, poiché l'Universo ha continuato ad espandersi da allora, la distanza comovente dalla Terra al bordo dell'universo osservabile è ora di almeno 46,5 miliardi anni luce.

La teoria del Big Bang suggerisce che la radiazione cosmica di fondo riempia tutto lo spazio osservabile, e che la maggior parte dell'energia di radiazione nell'universo sia nella radiazione cosmica di fondo, che costituisce una frazione di circa 6 × 10−5 della densità totale dell'universo.La densità dei fotoni è di , mentre la densità critica è di . Il rapporto tra i due è di . Si veda

Due dei più grandi successi della teoria del big bang sono la previsione del suo spettro quasi perfetto di corpo nero e la previsione dettagliata delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo. La sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ha misurato con precisione queste anisotropie su tutto il cielo fino a scale angolari di 0,2 gradi. Queste possono essere usate per stimare i parametri del modello Lambda-CDM standard del Big Bang. Alcune informazioni, come ad esempio la forma dell'universo, possono essere ottenute direttamente dalla radiazione cosmica di fondo, mentre altre, come la costante di Hubble, non sono collegate e devono essere dedotte da altre misurazioni. Il valore di quest'ultima dà lo spostamento verso il rosso delle galassie (da interpretare come la velocità di recessione) in proporzione alla loro distanza.

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