INDEX

Soroll

Definició

Sorolls acústics i visuals

Importància de la relació senyal/soroll

Interferències

Interferències naturals

Interferències d'origen còsmic

Descàrregues elèctriques naturals

Fadings i conseqüències

Interferències accidentals

Diafonia entre emisores

Paràsits industrials

Interferències voluntàries

Un físic de renom: Arno A. Penzias

Nota Biogràfica

Direcció corporativa (informe de la Bell Labs)

Breu introducció a la Teoria del Big-bang

L'Univers actual

El model "Big-bang".

De la primera deumil·lèsima de segon a la recombinació de l'hidrògen

Abast i dificultats de la versió ordinària del model "Big-bang"

Fundaments de la Radiació de Fons Microones

Introducció

Propietats de la RFM

Un passat calent i dens

Origen de la RFM

Material Anexe

Bibliografia

Soroll

Definició

Una definició que podem trobar a qualsevol diccionari podria ser per exemple:

Soroll: Pertorbació natural, accidental o voluntària que té per efecte la reducció o supressió d'intel·ligibilitat de missatges transmesos. Comunament se sol denominar interferència.

En cara que, podríem definir el soroll com un senyal elèctric de naturalesa aleatòria que es produeix en el funcionament normal d'aparells elèctrics o electrònics i que es tradueix en l'aparició d'un senyal pertorbador a l'eixida. En telefonia, telecomunicacions o electroacústica, el soroll es manifesta en forma de senyals audibles que emmascaren el senyal que transmet l'altaveu; en televisió, en forma de pertorbacions de la imatge.

Segons la naturalesa del senyal pertorbador, el soroll pot ser classificat com a blanc (quan la seua energia és constant en una àmplia gamma de freqüències), rosa (quan la seua energia decreix amb la freqüència) i d'impulsos (quan es manifesta com la successió d'una sèrie d'impulsos separats).

La relació que existeix entre l'energia del senyal d'eixida d'un sistema de transmissió i l'energia del soroll que l'acompanya rep el nom de factor de soroll o relació senyal/soroll:

F = S. / R

Generalment s'expressa de forma logarítmica : F(db) = 10. Log10 S. / R .

Existeix un tipus de soroll que és totalment inevitable, dic inevitable ja que hi ha que es poden evitar o com a mínim reduir, a mesura que es milloren les tècniques de fabricar amplificadors de qualitat, el soroll de què parlem és el denominat soroll tèrmic o soroll de Johnson.

Denominem soroll tèrmic a tota classe de sorolls paràsits que apareixen en els aparells de reproducció sonora. Són deguts a l'agitació tèrmica en les resistències i a les fluctuacions del corrent anódica als tubs.

1.2. Sorolls acústics i visuals

Les fonts d'interferències són innumerables. Els Seus efectes constitueixen el soroll, paraula que fa referència no tan sols a l'acústic, sinó a l'òptic: per exemple, sobre una pantalla de televisió es pot observar l'aparició fugitiva de taques clares o neu, un desenmarcatge de la imatge, l'efecte avió caracteritzat per l'aparició de nombroses imatges fantasma al pas d'una aeronau o fins i tot d'un vehicle, vibracions de la imatge sincronitzades sobre el so d'acompanyament i anomenades so en la imatge, etc...

1.3. Importància de la relació senyal/soroll.

La intel·ligibilitat d'un missatge telefònic, radioelèctric o televisat que constitueix la informació útil depén de la relació senyal/soroll (relació S. / R) que ha de ser el més elevada possible, però la seua determinació precisa es complica per les diferents formes en què intervvé: continu o discontinu, pot manifestar-se per espurnege, xiulits, bufades de naturalesa diversa o distorsions.

Tot açò defineix el factor de soroll. El soroll pot tindre origen intern o extern, En qualsevol receptor, fins i tot en absència de senyal, existeix un nivell mínim de soroll, anomenat soroll tèrmic a causa de l'agitació molecular espontània en els diversos components del muntatge. Per a reduir aquesta agitació molecular i millorar, per tant, la relació senyal/soroll, s'utilitzen molt baixes temperatures, com amb els máser.

1.4. Interferències naturals

Interferències d'origen còsmic.

En la utilització de molt altes freqüències intervvenen altres efectes d'interferència, deguts al soroll còsmic, d'orígens molt diversos. Així és com les telecomunicacions per ràdio són fortament pertorbades, quan no resulten impossibles, durant els períodes de gran activitat solar o durant la formació d'aurores boreals. Existeixen igualment sorolls d'origen interestel·lar (excitació d'àtoms aïllats) o deguts a les emissions dels quasar (radiofonts).

Si anem girant l'antena d'un receptor de Radioastronomia sensible, des del zenit fins a l'horitzó, el soroll a l'eixida es va incrementant fortament a causa del soroll emés pel calor de la Terra.

Si la dirigim aquesta mateixa antena-receptor cap al Sol, el soroll d'eixida multiplicarà per 200.

I si dirigim l'antena cap a un punt de l'espai, rebrem un soroll equivalent a 3K (Graus Celsius per damunt del Zero Absolut). La radiació que causa aquest soroll és un verdader vestigi de la creació, residu del Big-bang que va crear l'univers fa uns 20 mil milions d'anys (aquesta és l'espinal de tot el treball, i d'un físic de renom: Arno A. Penzias).

Descàrregues elèctriques naturals.

Entre els sorolls naturals discontinus figuren les descàrregues elèctriques a l'atmosfera, que van acompanyades d'emissió d'ones electromagnètiques; aquestes interferències van ser objecte d'estudis sistemàtics amb l'ajuda d'aparells especials, ja que, la permanència d'unes 1500 tempestats simultànies a la superfície del globus terrestre és objecte d'un interés de primeríssim ordre per a la meteorologia.

1.4.1.3. Fadings i conseqüències.

En radiodifusió, una font d'interferències naturals es troba en l'estructura de les capes ionitzades de la molt alta atmosfera. La Seua densitat i altitud varien amb el grau d'insolació de la part del globus terrestre sobre la qual s'efectua la propagació d'ones.

No obstant això, aquestes capes no són de cap manera estàtiques; es produeixen pertubacions esporàdiques, notablement als límits de propagació òptima. En les ones anomenades "mitges" (hectomètriques), la propagació de les quals és diürna, aquests límits són els de la zona de silenci. Les modificacions de les capes ionitzades comporten, bé una disminució del nivell de recepció (fading), lenta o ràpida (fading centellegen-te), bé un desfasament del senyal, la qual cosa introdueix forts distorsions (fading selectiu).

S'observa també aquest últim fenomen sobre les ones anomenades "llargues" (quilomètriques): és l'efecte Luxembourg.

1.4.2. Interferències accidentals

1.4.2.1. Diafonía entre emissores.

Al camp de les interferències accidentals no es poden esquivar les ocasionades per la diafonía entre emissores pròximes. Teòricament els seus corresponents ones portadores han d'estar espaiades en 11 kHz en modulació d'amplitud (la meitat, en banda lateral única) i en 25 kHz en modulació de freqüència. Ja que aquestes normes sempre han sigut respectades, resulta d'això nombroses emissores geogràficament allunyades treballen en ona comuna i poden ocasionar fadings selectius i intermitents.

1.4.2.2. Paràsits industrials

No obstant l'anterior, les interferències més importants són degudes als paràsits industrials. La nostra civilització ha multiplicat la font d'aquests paràsits. Tot el que implique l'admissió, modificació o interrupció d'un corrent elèctric comporta l'emissió d'ones amortidores cobrint una ampla banda de freqüències, per tant eminentment pertorbadores, tant més quant que la xarxa elèctrica és un excel·lent vehicle.

L'eliminació dels paràsits industrials, problema no fàcilment resoluble, ha d'atacar-se necessàriament a la font mateixa mitjançant l'aplicació de la teoria dels filtres, comprenent d'una banda les inductàncies que s'oposen al pas de certes components i per una altra les capacitàncies que les deriven a massa. En els casos més greus, principalment si la pertubació principal se superposa un espectre continu (cas dels tubs de càrrega), els mòduls del filtrat son més complexos, encara que funcionen sempre sota el mateix principi. Finalment, un altre mètode, complementari a l'anterior, consisteix a col·locar el mòdul de filtrat dins d'una caixa de Faraday connectada a terra o a massa; aquest últim mètode s'empren als laboratoris que deban d'estar aïllats de les influències exteriors. Igualment s'opera en el cas els blindatges antiinductius (cables coaxials)

1.4.3. Interferències voluntàries

Mentre que les interferències naturals i les accidentals constitueixen normalment un soroll, les interferències voluntàries formen part d'un camp exhaustiu constituït pel que s'han anomenat contramesures. Consta pràcticament d'accions polítiques o militars amb el fi de convertir en intel·ligibles els missatges de l'adversari mitjançant la reducció suficient de la relació senyal/soroll. En principi, és suficient una emissió d'ones amortides en la mateixa longitud d'ona. En el curs de la Segona Guerra Mundial, les interferències s'efectuaven amb oscil·lador cíclic; pràcticament, el condensador de sintonia del circuit emissor variava contínuament, cobrint així una ampla banda de freqüències.

Encara que l'esmentat sistema se segueix utilitzant, existeixen molts altres, basats, no obstant això, en el mateix concepte.

Cada eventual adversari sap que el seu antagonista empra sistemes codificats per a la transmissió dels seus missatges, utilitzant ones ordinàries, ones quadrades, ones modulades en amplitud o en freqüència i fins i tot impulsos particulars.

És suficient doncs, comptar amb aquestes premisses perquè una interferència voluntària siga eficaç. Les mateixes contramesures s'apliquen al radar, facilitades, en aquest cas, per la molt dèbil reflectància de la carlinga dels avions a les ones electromagnètiques.

Un físic de renom: Arno Allan Penzias

2.1. Nota Biogràfica

Astrofísic nord-americà d'origen alemany, nascut a Munic el 26 d'abril de 1933. La seua família es va anar a Estats Units en 1940; ell va adquirir la nacionalitat nord-americana en 1946. Va estudiar a la Universitat de Colúmbia i obtingué el seu doctorat en 1962

Després d'haver complit el seu servei militar, va ingressar als Laboratoris de la Bell Telephone, en New Jersei, incorporat al Departament de Comunicacions, junt amb Robert Woodrow Wilson. Home de ciència amb el qual treballaria en equip. Va dirigir la investigació en comunicació de la ràdio i va prendre part en les pioneres comunicacions experimentals en satèl·lits com el Tire i el Telstar.

Fruit d'aquesta labor en equip va ser el descobriment d'un soroll exgalàctic, descobriment que es va fer a partir del mesurament de la radiació còsmica universal per Ohm en 1958.Penzias va observar en una de les antenes de seguiment del satèl·lit Echo un lleuger excés de soroll de fons, que Ohm atribuïa a un defecte dels instruments, però que, segons va demostrar el nostre biografiat, no era imputable als aparells de seguiment ni depenia de l'estació de l'any; tampoc no era produït per l'atmosfera, i ho va interpretar com la resta o residu de la gran de la gran explosió (big bang) que, partint d'un nucli inicial, degué donar origen a l'univers fa uns deu mil milions d'anys. La interpretació del nostre biografiat constitueix en l'actualitat un dels més ferms pilars en què es basa la teoria de l'expansió de l'univers.

Per tal aportació a la ciència se li va adjudicar el premi Nobel de Física corresponent a 1978, que compartiria amb el professor Wilson. En 1972 va ser nomenat director del Departament d'Investigacions en Radiotècnica de la Bell Telephone, per a després, des de 1974, dirigir el Laboratori d'Investigacions en Radioastronomia. Se li ha guardonat també amb les medalles Henry Draper, de l'Acadèmia Nacional de Ciències (1977), i Herschel, de la Societat Reial d'Astronomia (1977). És membre, entre altres entitats, de l'Acadèmia Nacional de Ciències, la Societat Americana d'Astronomia, Acadèmia Americana de Ciències i Arts, la Societat Americana de Física i la Unió Internacional d'Astronomia. Ha publicat prop de 70 articles sobre la seua especialitat en nombrosos periòdics ( un dels quals podrem trobar a la secció de material Anexe al treball, que no he vullgut traduïr per a major veracitat del document).

Hui, en el seu paper com a Científic Principal, continua buscant idees innovadores visitant companyies xicotetes al voltant del país. Essencial al procés d'innovació, aquestes visites generen sovint noves oportunitats per aprendre i les noves idees del producte.

2.2. Direcció corporativa (informe de la Bell Labs)

En la seua carrera de direcció, Penzias amb contribucions innovadores, ha aconseguit la reració de la Bell Labs, creant un nou paradigma que ha demostrat ser eficaç i model per a altres corporacions. La visió de Penzias i direcció van ajudar a estructurar la reordenació de la Investigació de la Bell Labs en una estructura verticalment integrada, basant-se en disciplines acadèmiques clàssiques amb una estructura que enfoca tecnologies estratègiques. Aquest canvi revolucionari en l'organització de la Investigació és un dels més grans èxits en el seu temps que executa l'organització.

Al centre d'aquest canvi dramàtic en el grup de la Investigació, un enfocament augmentat es dirigeix als clients, junt amb el nou èmfasi en el desenvolupament de valuosos dispositius comercials i de sistemes. Penzias ho explica d'aquesta manera: "Mentre nosaltres continuem sent excel·lència científica en àrees fonamentals, la majoria dels nostres científics buscaren descobriments en àrees locals." Passant al futur, la Bell Labs reestructurarà prioritats de la investigació sota la qual Arno Penzias ha posat a la base per a una era d'innovació en ciència aplicada que es dirigirà les necessitats canviants de companyies i societat.

Breu introducció a la Teoria del Big-bang

L'Univers Actual

Abans de parlar del tema que específicament ens ocupa descriurem en poques paraules l'aspecte general de l'univers actual. Aquest se'ns presenta format de matèria i radiació. La primera, en la seua part visible, es trobaen gran mesura concentrada en estels semblants al nostre Sol. Alhora els estels es'agrupen en conglomerats que reben el nom de "galàxies". En l'actualitat s'ha comptat indirectament uns 10.000 milions de galàxies i cada galàxia conté per terme mitjà uns 100.000 milions d'estreles. La densitat mitjana de matèria en l'univers és baixíssima.

Com acabem de dir, el contingut de l'univers comprén , a més de matèria, radiació: raigs g, raigs c, llum visible, etc...

A gran escala , la distribució de la matèria i la radiació en l'univers apareix com homogènia i isòtropa. Ara bé, nosaltres, com observadors terrestres, no tenim res de particular. Per tant la suposició més natural és que tots els observadors en el cosmos veuen aqueixa homogeneïtat i isòtropia en la distribució de la matèria i la radiació. D'un altra banda, això no sembla massa raonable, tret del cas que, o bé aquestes qualitats únicament facen referència a aquella part de l'univers que, pel moment, ens és accessible a l'observació i molt més lluny l'univers no siga globablement ni homogeni, ni isòtop, o bé l'univers siga infinit, puix que, altrament, aquells observadors que siguen en les vores de l'univers, en el supòsit que el Cosmos siga finit, no podrien veure ni homogeneïtat ni isotropia. En qualsevol cas, i fins i tot en el cas que l'univers fóra finit, i homogeni i isòtrop pertot arreu, la hipòtesi és que la llum en l'univers es propaga de tal manera que ningú no s'hi veu mai a les vores, la qual cosa no s'ha d'interpretar com si l'homogeneïtat i la isotropia, que veuen tots els observadors, siga en general un efecte òptic enganyós: al contrari, a falta d'un altre criteri, per a cada observador una galàxia hi és realment on la veu.

Totes les galàxies s'allunyen de nosaltres radialment, i, en particular, més de pressa com més lluny són. D'ací es dedueix que en el passat el Cosmos degué estar més concentrat i per tant més calent. El caràcter necessàriament aproximat de la radialitat en l'expansió podria fer pensar en un límit per a la passada concentració de l'univers .

El model Big-bang. De la primera deumil·lèsima de segon a la recombinació de l'hidrogen

En la teoria cosmològica hui més comunament acceptada, l'univers s'originà en un gran "esclafit" que va ocórrer fa uns 15.000 milions d'anys.D'aleshores l'univers no ha cessat d'expandir-se i per tant de refredar-se. Una deumil·lèsima de segon després de l'esclafit la temperatura de l'univers era de més d'un bilió de graus. A temperatures com aquestes cap nucli atòmic podia sobreviure sense desintegrar-se immediatament en llurs constituents: partícules fonamentals (leptons = electrons, muons i neutrins, i barions= protons i neutrons).

Finalment hi havia fotons de llum. En principi els leptons tendeixen a aniquil·lar-se #Salt#entre si per donar-hi fotons, la matèria es transforma en pura energia radiant d'acord amb E=mc2 . No obstant això, per damunt de 1,2 bilions de graus els fotons són suficientment energètics per fer possibles els processos de signe contrari. Per sota d'1,2 bilions de graus la probabilitat d'aquest procés minva molt ràpidament, de manera que el que passa a partir de la promera deumil·lèsima de segon després del "gran esclafit", moment en el quel la temperatura de l'univers en expansió ha baixat fins els 1,2 bilions de graus, és que els muons i els antimuons s'aniquilen ràpidament donant lloc a nou fotons. Per sota dels 130.000 milions de graus, els neutrins interaccionen molt dèbilment amb la matèria. Quan la temperatura baixà una mica per sota d'aquest límit, els neutrins deixaren d'interaccionar amb la matèria i evolucionaren per ells mateixos, diluint-se i en coseqüència refredant-se. L'evolució continuà tres segons després aprox. amb l'aniquilació electró-positó. El nombre de fotons ja no augmentaria i com el nombre de barions tampoc no varià (relació: 1 barió per cada mil milions de fotons). Entre el segon 180 i el segon 1000 després de l'eclafit trobem la síntesi de l'Heli amb la seua prèvia formació de Deuteri i Triti.

Atès que en els nuclis d'Heli hi ha tants protons com neutrons

La síntesi de l`heli

Atés que en els nuclis d`heli hi ha tants protons com neutrons, en resulta finalment una abundància en massa d'un poc menys del doble d'aquesta xifra per a la proporció de nuclis d'heli relativa al total d'hidrogen (protons) + heli,, en definitiva, d'un 22%, si fa no fa (la proporció exacta prevista depén, en particular, de quants altres nuclis lleugers, diferents de l'hidrogen i l'heli, es formen finalment, sempre en proporcions molt reduïdes). Dins de les dificultats experimentals per obtindre amb precisió l'abundància mitjana d'heli en l'univers, el resultat teòric esmentat concideix amb l'experiència. Aquesta és una de les dues previsions de la teoria del "Big-bang ", l'acord de les quals amb les dades experimentals ha mogut la major part de la comunitat científica internacional a acceptar, si més no provisionalment, l'esmentada teoria. La segona previsió exitosa, a què ens hem referit, és el que s'anomena la radiació còsmica de microones de fons, de què parlem tot seguit.

La recombinació de l'hidrogen

Una volta la síntesi de l'heli s'ha acabat (cap als 1.000 segons) l'univers està format essencialment d'hidrogen (protons) i heli ionitzats, açò és, sense els electrons que formen la corfa, els quals hi són arrancats a conseqüència dels xocs tan violents que s'esdevenen en un medi encara tan calent (300 milions de graus). En particular, la proporció de l`heli és l'esmentada adés : un 22%, aproximadament. A aquest nuclis cal afegir els electrons lliures, en nombre igual al de protons, més un gran nombre de fotons, en la proporció de mil milions per cada barió, tot això en equilibri mutu, és a dir, a una temperatura comuna. No cal afegir-hi que els neutrins continuen expandint-se desacoblats de la resta, la qual, per descomptat, continua també en refredant-se progressivament. Aquest quadre romandrà essencialment inalterat fins a l'any 500.000, més o menys, encara que abans (cap a l'any 100.000) la densitat d'energia. La qual minvava amb el tems més ràpidament que la de la matèria, esdevingué més menuda que aquesta . fins aleshores , el contrari havia estat cert .

Això no obstant , tornem al que és essencial: es aquesta data dels 500.000 anys , la temperatura de l'univers ha baixat fins a uns 4.000 graus i aquesta temperatura té lloc el que se'n diu la "recombinació de l'hidrogen". Fins aleshores el medi era massa calent perquè els electrons que eren capturats, pels protons o els nuclis d'heli pogueren romandre lligats formant hidrogen i heli atòmics. Per sota d'aquesta temperatura , però, això ja no fou així. La formació dels àtoms (hidrogen i heli) deixà als fotons incapaços de reaccionar amb la matèria. Aquesta es feu transparent per la radiació: la una i l'altra es desacoblaren. Aquest fotons lliures haurien de ser ara al nostre voltant considerablement refredats a causa de l'expansió açò és , a una temperatura d'uns tres graus absoluts i amb una densitat d'uns 500 fotons per cm .

Una volta es van formar els àtoms, la interacció electromagnètica va cedir el lloc a l'atracció gravitatòria com a factor rellevant en l'evolució del cosmos., fins a la formació de les actuals estreles i galàxies . Aquest, però, és un període de la vida de l'univers que cau fora de l`abast abast d'aquesta conferència, que únicament pretén parlar-ne dels orígens.

Tornem, doncs, a la deumil·lèsima de segon de què havíem partit i remuntem el tems a la recerca dels seus orígens.

Abast i dificultats de la versió ordinària del model "Big-bang"

L'esdeveniment més primitiu previst pel model del "Big-bang", és la síntesi de l`heli descrits adés, el començament de la qual és remunta "sols" a algun instant al voltant dels primers 180 segons de la vida de l'univers.

Cal assenyalar que, per al tems de 10-35 segons, el model preveu una temperatura per a l'univers de 1027 graus, per sota de la qual les teories actuals prediuen un trencament de la unificació entre les interaccions, la forta, la feble, i l'electromagnètica, unificació que suposadament existia en la natura per damunt d'aquesta temperatura. En realitat, el model "Big-bang" ordinari, que hem descrit fins ací té almenys tres problemes que anem a presentar:

El problema de la planor

L'univers actual és aproximadament pla, la curvatura espacial és molt petita. Amb l'expansió de l'univers, la curvatura evoluciona de tal manera que perquè hui siga aproximadament nul·la hauria calgut

Que en el temps de Planck t = 10-43 , ho fora en una aproximació de fins una part en 1059 . Com es això que l'univers en els seus orígens ha estat "ajustat" tan finament?

Aquesta és la primera de les dificultats enunciades.

El problema de l'homogeneïtat global

Per damunt dels 100 Mpc l'univers és altament homogeni i, com és lògic, encara ho fou més en el passat, es a dir, que el camí que aleshores havia pogut recórrer un raig de llum des de l'inici de l'univers era molt menys (unes 90 voltes) que la grandària de la superfície esfèrica, centrada en nosaltres, on es trobaven les fonts de la radiació de fonts que ara ens arriba. Com és possible que en els seus inicis l'univers fora "ajustat" a una homogeneïtat de partida tan estricta. Aquesta és la segona dificultat.

El problema de les no-homogeneïtats locals observades

Com s'acaba de dir, a gran escala l'univers és altament homogeni, a menor escala hom troba galàxies. En el model "Big-bang" aquestes estructures s'han generat per inestabilitat gravitatòria , un conjunt present per tot arreu de petites no-homogeneïtats, en la distribució de la matèria, d'una distinta grandaria espacial i d'una distinta intensitat. El problema és que el model corrent del "Big-bang" no conté cap mecanisme susceptible d'explicar l'aparició en un moment donat del tipus d'espectre de no-homogeneïtats necessari per originar, per exemple, la formació final de les galàxies típiques que hui observem.

Aquesta és la tercera dificultat.

L'univers inflacionari i la solució de les tres dificultats

De les tres dificultats descrites, solament la tercera és verdadera, es pot dissenyar un model físic raonable d'expansió accelerada per a l'univers, alternatiu al model "Big-bang" ordinari: és allò que s'anomena "la inflació" o la "fase inflacionària", que permet explicar les tres dificultats.

A partir d'aquests 10-32 , és vàlid el model ordinari i es pot veure que l'expansió s'atenua amb el temps.

L'esmentada fase inflacionària l'expansió és accelerada, s'anomena en les matemàtiques l'expansió exponencial.

4. Fundaments de la Radiació de Fons Microones

4.1. Introducció

La Radiació de Fons Microones (RFM) és una distribució de fotons les freqüències de la qual estan compreses entre - 103 ghz (0.03 cm) i - 0.4 ghz (70cm). Diverses fonts galàctiques i extragalàctiques radien en aquestes freqüències. Dins d'aquestes fonts, la radiació pot ser produïda: (i) per pols generat durant l'evolució estel·lar, (ii) per camps magnètics creuats per electrons relativistes o (iii) per plasma que produeix radiació tèrmica de frenada; no obstant això, hem de subratllar: (1) que la intensitat de la RFM és molt superior -en totes les freqüències significatives- a la produïda per les fonts citades anteriorment i (2) que les proporcions de fotons de diferents freqüències que caracteritzen a la RFM no coincideixen amb les d'aquestes fonts, sinó amb les proporcions d'una distribució de fotons d'especial rellevància teòrica que és coneguda com la radiació del cos negre. El que s'ha dit ens suggereix que la RFM no prové d'objectes concrets situats en determinades direccions. Ens arriba al llarg de qualsevol direcció quasi amb les mateixes propietats. És com si aquesta radiació banyara tot l'univers -fins i tot des d'abans que es formaren galàxies, estreles etc- arribant així a qualsevol observador en qualsevol direcció.

El fons de microones va ser predit per George Gamov als anys 40 i detectat en 1965 per Arno Penzias i Robert Wilson. La detecció va ser casual. Altres científics -basant-se en les prediccions teòriques existents- van interpretar el resultat de les observacions. Penzias i Wilson van ser guardonats amb el premi Nobel de Física en 1979

El lector ha d'estar preguntant-se per la procedència dels fotons de la RFM, per l'origen de les proporcions de fotons de diferents freqüències que caracteritzen aquesta radiació i per l'estranya circumstància de què les seues propietats depenguen molt poc de la direcció d'observació. Existeixen excel·lents llibres que tracten aquestes qüestions matemàticament i amb molt de detall ( Kolb & Turner, 1994; Padmanabhan, 1993 i Peebles P.J.E., 1994). L'objectiu d'aquestes esbosses és presentar una anàlisi qualitativa del tema.

4.2. Propietats de la RFM

Suposem uns detectors adequats, que orientats en una direcció (0, /), mesuren el flux d'energia electromagnètica que arriba en aqueixa direcció. Considerem que entre tots els detectors cobreixen moltes longituds d'ona entre 0.01 cm i 1 m. El resultat de les observacions seria com el que es mostra en la figura següent :

On els eixos x e i contenen longituds d'ona ( ) i fluxos (IV), respectivament. En general, donada una distribució de fotons, la relació entre IV i K és denominada espectre. L'espectre ens dóna les abundàncies de fotons de diferents freqüències en la distribució. Podem dir que els nostres detectors tracten d'obtindre l'espectre de la RFM en una direcció donada,. Les observacions de cada detector estan representades per un símbol distint. És lògic buscar una funció explícita (un espectre teòric) que s'ajuste a les dades observacionals. També és raonable assajar amb els coneguts. Podem provar amb la funció següent que correspon a l'espectre de la radiació del cos negre a temperatura T.

On c és la velocitat del llum, h la constant de Planck i k la constant de Boltzmann. El millor ajust d'aquest tipus d'espectre a les dades observacionals s'obté per a T= 2.73 k (corba contínua de la figura)

A aquesta temperatura, els fotons més abundants tenen una longitud d'ona d'uns 0,2 cm. Per a altres temperatures, les abundàncies i proporcions canvien d'acord amb (1). El màxim de cada corba correspon a una longitud d'ona que depén de T.

Podríem observar ara en una altra direcció (0', 0') i tornar a ajustar una corba de tipus (1) a les dades observacionals; doncs bé, les nous dades s'ajustarien quasi perfectament a la mateixa corba que abans; és a dir a un cos negre amb una temperatura. Açò significa que la RFM és quasi isòtropa (propietats independents de la direcció). Hem de subratllar la paraula "quasi", ja que després de molts esforços ha sigut possible mesurar xicotetes diferències entre les temperatures corresponents a direccions distintes. En l'argot cosmològic, aquestes diferències són anomenades "anisotropies de la RFM.

Des d'un punt de vista Copernicà, la nostra posició a l'univers no haurien de ser observades des de qualsevol altra galàxia llunyana. La quasi isotropia observada per nosaltres implicaria quasi isotropia per a altres observadors en altres galàxies llunyanes. La quasi isotropia observable en cada punt de l'univers només és compatible amb una distribució quasi homogènia de fotons. Les propietats de la RFM descrites en aquesta secció seran justifiques qualitativament més endavant.

4.3. Un passat calent i dens

Actualment, l'univers està constituït per galàxies, matèria fosca i radiació i, en mitjana, està molt va buit i molt gelat. Hubble va demostrar -en els anys 20- que les galàxies se separaren totes de totes; és a dir, que l'univers està en expansió. Aquest científic va mesurar les velocitats de moltes galàxies i va concloure que -en el nostre lloc d'observació en el Cosmos- existeix un sistema de referència en què: (i) qualsevol galàxia només té velocitat radial i (ii) en qualsevol direcció, el mòdul d'aquesta velocitat (V) obeeix amb molta aproximació la següent llei:

V= HD

on D és la distància a la que es troba la galàxia considerada i H és l'anomenada “ constant de Hubble“ . Tornem a trobar una llei que es compleix en totes direccions. Açò significa que existeix un observador per al que l'expansió és quasi isòtropa (independent de la direcció ). De nou adoptem el punt de vista Copernicà -no estem en un lloc privilegiat de l'univers- que condueix que en qualsevol punt de l'univers ha d'existir un sistema de referència en què l'expansió obeeix la llei (2) de forma quasi isòtropa. Aquest a manera d'expansió convertiria un univers perfectament homogeni en un altre del mateix tipus i un quasi homogeni en un altre quasi homogeni. Tornem a la idea -ja suggerida suggerida per les propietats de la RFM- d'un univers molt homogeni que s'expandeix mantenint un alt grau d'homogeneïtat.

Com l'expansió està frenada per la gravetat, la velocitat d'expansió va haver de ser major en el passat; a més a més, la temperatura i la densitat van haver de ser molt més altes aleshores. L'expansió ha anat refredant l'univers i fent-ho menys dens fins a arribar a la situació actual. L'origen de l'expansió és un misteri; ens podem imaginar una gran explosió inicial d'origen desconegut -el Big Bang- que ens donaria les grans velocitats inicials necessàries per a justificar l'expansió que observem actualment. Si considerem temps passats suficientment remots, l'univers arribarà a ser tant calent i dens com vulguem i la seua composició -en qualsevol època- serà aquella que siga compatible amb les condicions de densitat i temperatura.

Un univers suficientment primitiu amb una temperatura de l'ordre de 10 K no pot contindre ni àtoms, ni nuclis atòmics, la raó d'açò és que, a tan alta temperatura , els fotons i altres partícules tindrien energies enormes i podrien ser considerats com a projectils que trencarien sense dificultat àtoms i nuclis. Només partícules més elementals serien estables en aquesta situació. L'univers seria com una sopa molt calenta de densa de protons, neutrons, electrons, fotons i altres partícules. Posteriorment, quan la temperatura va baixar suficientment a causa de l'expansió, es van formar nuclis lleugers a partir de les partícules preexistents. Aquests nuclis ja no es van trencar perquè els projectils ja no tenien suficient energia.

A la temperatura de 10 K, només hi havia partícules elementals a l'univers, però podrien estar ja presents les " llavors " de les actuals galàxies i de les seues agrupacions. En efecte, aquestes llavors serien xicotetes regions en què hi havia un xicotet excés de massa ( més partícules elementals que a l'univers mig). Aquest excés produiria un excés de gravetat dins de les citades regions i per tant una deceleració de l'expansió més ràpida que la de l'univers mig ( que s'expandeix d'acord amb (2); com a conseqüència, la densitat fora i una estructura s'aniria formant. A causa de l'expansió, la grandària inicial de la llavor augmentaria fins que es formaren galàxies i estructures com les actuals. Després d'una dilatada història, l'expansió seria completament anular dins de les galàxies i en els nuclis cúmuls (excés de gravetat) i parcialment als voltants dels cúmuls. Al seu degut temps s'anirien formant àtoms, estreles planetes etc. Tornem a la idea d'un univers molt homogeni amb lleugeres inhomogeneitats serien les llavors de les estructures cosmològiques actuals (les galàxies i les seues agrupacions).

4.4. Origen de la RFM

Analitzem el tema de la formació de la RFM en el passat remot. A la temperatura de 4000 K, no hi havia àtoms a l'univers. L'àtom d'hidrògen -com qualsevol altre- es trencava al ser bombardejat per fotons d'alta energia. En el cas de l'hidrògen el procés de ruptura és el següent:

Els electrons estaven lliures i intereaccionaven amb els fotons d'acord amb aquesta una altra reacció:

Per mitjà de la qual, els electrons i fotons intercanviaven energia i moment. La Física Estadística de mostra que en aquesta situació s'arriba a un estat d'equilibri termodinàmic local en què les abundàncies de fotons són les que corresponen a l'espectre (1) amb T=4000 K; és a dir al cos negre a aquesta temperatura. Ja sabem com va aparéixer, en el passat remot, una distribució de fotons similars a l'observada actualment (el mateix tipus d'espectre), si bé amb una temperatura molt superior. A tan altes temperatures, els fotons tenien un recorregut lliure mig molt xicotet perquè interaccionaven freqüentment amb els electrons lliures; per això, l'univers era opac.

Quan l'expansió va fer descendir la temperatura per davall d'uns 3500 K, la situació va canviar dràsticament. Els fotons ja no tenien energia per a trencar els àtoms de hidrògen d'acord amb (3) i, per tant, es va formar hidrògen neutre i van desaparéixer els electrons lliures:

Açò va fer que la reacció (4) ja no fóra operativa i que els fotons començaren a recórrer lliurement grans distàncies. Sol dir-se que a 3500 K es va produir la Recombinació (formació d'hidrògen neutre) i el Desacoblament (evolució separada dels fotons i de la matèria). El desacoblament va conduir a un univers transparent en el que els fotons (la RFM) van començar a propagar-se lliurement des de tots els punts i en totes direccions. Es pot demostrar l'espectre de cos negre. Però amb una temperatures superiors a 3500 K es va mantindre de cos negre, però amb una temperatura cada vegada menor. Així es va arribar des dels 3500 K inicials fins als 2.73 K actuals.

Ja coneixem l'origen de la RFM i de les seues propietats fonamentals, en les pròximes seccions tractarem d'entendre el seu refredament, el significat de la seua alta isotropia i el de les seues xicotetes desviacions respecte a la isotropia.

"Entrega dels premi Nobel 1978.

Arno Penzias ("hui es compleixen quaranta anys de la deportació de la meua família pels nazis") i Robert Wilson, dels laboratoris de la companyia Telefónica Bell, en Nova Jersei. La Seua aportació frega els temes de ciència ficció. La radiació de fons de les microones còsmiques que van descobrir els va fer pensar al principi en una fallada del receptor. Després van advertir que provenia de l'espai exterior i que la seua intensitat era la mateixa en totes les direccions. Per a ells i per a molts quedava provada la veracitat de la teoria de la gran explosió exposada pel Físic Nord-americà George Gamov i segons el qual l'univers té el seu origen en una gegantina explosió."

11

Propagació de ones mitges

De dia, les ones de la emisora E sols alcancen el receptor R1 (ones de superfície).

De nit, es reflexen en les capes ionitzades C i alcancen el Receptor R2, molt més allunyat.

Les variacions en densitat i en altitut de les capes ionitzades C donen lloc a la aparició de diversos fadings en la zona perturbada Zp.

R2

E

R1

Zp

Zs Zona de silenci

C

10-15

10-16

10-17

10-18

100 10 1 0.1 0.01

H +  p+ + e -

e - +  e - + 

p+ + e - H +