La radiació còsmica de fons (també anomenada fons còsmic de microones o CMB, de l'anglès Cosmic microwave background) és una radiació residual isòtropa procedent del període del desacoblament, quan l'Univers tenia només 400.000 anys. Es correspon a una radiació de cos negre amb un pic a una temperatura de 2,725 K i a una freqüència de 282 GHz (longitud d'ona 1,06 mm), en el rang de les microones.
La seva existència va ser predita pels cosmòlegs George Gamow, Ralph Alpher i Robert Hermann el 1948, com una conseqüència del big-bang. Gamow, Alpher i Hermann van calcular que tenia una temperatura d'uns 5 kelvin, però llavors la tecnologia de detecció de microones no estava gaire avançada i no hi va haver gaire interès per part dels astrònoms per a intentar detectar-la. No va ser fins al 1965 quan Arno Penzias i Robert Wilson van observar una radiació de fons de l'esmentada temperatura, descobriment que els va valer el Premi Nobel de Física el 1978. Actualment, la majoria de cosmòlegs consideren la radiació còsmica de fons la millor evidència del big-bang.
A principis dels anys 90, el satèl·lit COBE de la NASA va aportar noves dades sobre la radiació còsmica de fons creant un mapa de microones de l'Univers primitiu. Actualment, el satèl·lit WMAP, també de la NASA, continua la tasca del seu predecessor amb mesures molt més precises.
Característiques miniatura|L'espectre de la radiació de fons de microones mesurat per l'instrument FIRAS al satèl·lit COBE és l'espectre de cos negre mesurat amb més precisió en la naturalesa. Les variables i l'error estàndard estan ocultats per la corba teòrica.
La radiació de fons de microones és isòtropa fins a una part entre 10⁵: les variacions del valor eficaç són només 18 μK. L'espectrofotòmetre FIRAS (The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer per les seves sigles en anglès) en el satèl·lit COBE de la NASA mesurà acuradament l'espectre de la radiació de fons del microones. El FIRAS comparà el CMB amb un cos negre de referència i no es va poder veure cap diferència en els seus espectres. Qualsevol desviació del cos negre que pogués seguir estant sense detectar en l'espectre del CMB sobre el rang de longituds d'ona des de 0,5 a 5 mm hauria de tenir un valor d'unes 50 parts per milió del pic de brillantor del CMB. Això va fer l'espectre del CMB: el cos negre mesurat de la manera més precisa en la natura.
Aquesta radiació és una predicció del model del big-bang, ja que segons aquest model, l'Univers primigeni era un plasma compost principalment per electrons, fotons i barions (protons i neutrons). Els fotons estaven constantment interaccionant amb el plasma mitjançant la dispersió Thomson. Els electrons no es podien unir als protons i altres nuclis atòmics per formar àtoms perquè l'energia mitjana del plasma era molt alta, de manera que els electrons interaccionaven constantment amb els fotons mitjançant el procés conegut com a dispersió Compton. A mesura que l'Univers es va anar expandint, el refredament adiabàtic (del qual el desplaçament cap al roig cosmològic és un símptoma actual) feu que el plasma es refredés fins a fer possible que els electrons es combinéssin amb protons i formessinn àtoms d'hidrogen. Això va ocórrer quan la temperatura va arribar als 3.000 K, uns 380.000 anys després del big-bang. A partir d'aquest moment, els fotons van poder viatjar lliurement a través de l'espai sense col·lidir amb els electrons dispersos. Aquest fenomen és conegut com a era de la recombinació i descomposició; la radiació de fons de microones és precisament el resultat d'aquest període. En anar expandint-se l'Univers, aquesta radiació també va disminuir la seva temperatura, la qual cosa explica per què avui dia és només d'uns 2,7 K. La radiació de fons és el soroll que fa l'Univers. Es diu que és el ressò que prové de l'inici de l'Univers, és a dir, el ressò que va quedar de la gran explosió que va donar origen a l'Univers.
Els fotons han continuat refredant-se des de llavors; actualment, han caigut a 2,725 K i la seva temperatura continuarà caient segons s'expandeixi l'Univers. De la mateixa manera, la radiació del cel que mesurem ve d'una superfície esfèrica, anomenada superfície de l'última dispersió, en què els fotons que es van descompondre en la interacció amb matèria en l'Univers primigeni, fa 13.700.000.000 anys, estan observant actualment la Terra. El big-bang suggereix que el fons de radiació còsmic omple tot l'espai observable i que gran part de la radiació de l'Univers està en el CMB, que té una fracció d'aproximadament 5·10-5 de la densitat total de l'Univers.
Dos dels grans èxits de la teoria del big-bang són les seves prediccions d'aquest espectre de cos negre gairebé perfecte i la seva predicció detallada de les anisotropies en el fons còsmic de microones. El recent WMAP ha mesurat precisament aquestes anisotropies sobre el cel per complet a escales angulars de 0,2°. Aquestes es poden utilitzar per a estimar els paràmetres del model lambda-CDM estàndard del big-bang. Alguna informació, com la forma de l'Univers, es pot obtenir directament del CMB, mentre d'altres, com la constant de Hubble, no estan restringides i han de ser inferides d'altres mesures.
Història Aquesta radiació va ser predita per George Gamow, Ralph Alpher i Robert Hermann el 1948. És més, Alpher i Herman van poder estimar que la temperatura del fons de radiació de microones era 5 K, encara que dos anys després, la reestimaren en 28 K. Hi havia diverses estimacions prèvies de la temperatura de l'espai (vegeu cronologia), però aquestes havien patit dos defectes. Primer, van ser mesurades en temperatura efectiva de l'espai i no suggereixen que l'espai fos emplenat amb un espectre de Planck tèrmic. Segon, són dependents del nostre lloc especial en l'extrem de la Via Làctia i no suggereixen que la radiació sigui isòtropa. A més, produiria prediccions molt diferents si la Terra estigués localitzada en qualsevol lloc de l'Univers.A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, "Història de la Temperatura de 2,7 K abans de Penzias i Wilson," (1995, PDF | HTML ) però vegeu també N. Wright, "Eddington no va predir el CMB". Els resultats del 1948 de Gamow i Alpher no van ser àmpliament discutits. No obstant això, van ser redescoberts per Robert Dicke i Iàkov Zeldóvitx a principis dels anys 1960. La primera apreciació de la radiació del CMB com un fenomen detectable va aparèixer en un breu article dels astrofísics soviètics A. G. Doroshkevich i Igor Dmitriyevich Novikov, a la primavera del 1964. El 1964, David Todd Wilkinson i Peter Roll, i els col·legues de Dicke en la Universitat de Princeton, van començar a construir un radiòmetre de Dicke per mesurar el fons de radiació de microones. El 1965, Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson, en els laboratoris Bell de Crawford Hill, prop de Holmdel Township (Nova Jersey), havien construït un radiòmetre Dicke que van intentar utilitzar per a radioastronomia i experiments de comunicacions per satèl·lit. El seu instrumental tenia un excés de temperatura de soroll de 3,5 K amb el qual no comptaven. Després de rebre una trucada telefònica de Crawford Hill, Dicke va dir la gràcia: "Nois, hem estat robats". Una trobada entre els grups de Princeton i Crawford Hill va determinar que la temperatura de l'antena va ser induïda a causa del fons de radiació de microones. Penzias i Wilson van rebre el Premi Nobel de Física del 1978 pel seu descobriment.
La interpretació de la radiació de fons de microones va ser un tema controvertit en els anys 1960 entre els defensors de la teoria de l'estat estacionari, argumentant que el fons de microones era el resultat de la llum dispersada dels estels, procedent de les galàxies distants. Utilitzant aquest model i basat en l'estudi de l'absorció reduïda de línies que caracteritza l'espectre de les estrelles, l'astrònom Andrew McKellar va escriure el 1941: "Es pot calcular que el rotacional de temperatura de l'espai interestel·lar és 2 K". No obstant això, durant els anys 1970, el consens va ser que la radiació de fons de microones és un romanent del big-bang. Això va ser en gran part perquè les noves mesures en un rang de freqüències van demostrar que l'espectre era un tèrmic cos negre, un resultat que el model de l'estat estacionari no podia reproduir.
Harrison, Peebles i Yu, i d'altra banda Zeldóvitx, es van adonar que l'Univers primigeni hauria de tenir heterogeneïtats en un nivell de 10–4 o 10–5 . Rashid Sunyaev, després, va calcular la petjada observable que aquestes heterogeneïtats tindrien en el fons de radiació de microones.R. A. Sunyaev, "Fluctuacions del fons de radiació de microones", en Estructures a Gran Escala de l'Univers ed. M. S. Longair i J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Incrementalment, els límits estrictes de l'anisotropia del fons de radiació de microones van ser establerts per experiments basats en la Terra, però l'anisotropia es va detectar per primera vegada pel radiòmetre de microones diferencial del satèl·lit COBE.
Inspirat pels resultats del COBE, una sèrie d'experiments en la Terra o basats en globus van mesurar les anisotropies del fons de radiació de microones en petites escales angulars durant la dècada següent. L'objectiu primari d'aquests experiments va ser mesurar l'escala del primer pic acústic, per al qual el COBE no tenia suficient resolució per a resoldre'l. El primer pic en l'anisotropia va ser detectat temptativament per l'experiment Toco i el resultat va ser confirmat pels experiments Boomerang i MÀXIMA.A. D. Miller i altres., "Una mesura de l'espectre de potència angular del fons de radiació de microones des l = 100 hata 400", Astrophysical Journal' '524 ', L1 -L4 (1999). A. E. Lange i altres., "Paràmetres cosmològics dels primers resultats del Boomerang". P. de Bernardis i altres., "Un Univers pla a partir dels mapes d'alta-resolució del fons de radiació de microones", Nature' '404 ', 955 (2000). S. Hanany i altres. "MAXIMA-1: Una mesura de l'anisotropia del fons de radiació de microones on en escales angulars de 10'-5 °", Astrophysical Journal'''' '545 'L5 -L9 (2000). Aquestes mesures van demostrar que l'univers era aproximadament pla i podia descartar les cordes còsmiques com un gran component en la formació d'estructures còsmiques i suggereix que la inflació còsmica era la teoria correcta per a la formació d'estructures.
El segon pic va ser detectat amb indecisió per diversos experts abans de ser detectat definitivament pel WMAP, que també n'ha detectat vacil·lantment el tercer pic. Diversos experiments per a millorar les mesures de la polarització i el fons de microones en petites escales angulars estan en curs. Aquests són el DASI, WMAP, Bumerang i el Cosmic Background Imager. Els experiments esdevenidors en aquest camp són el satèl·lit Planck, el telescopi cosmològic d'Atacama i el telescopi del Pol Sud.
miniatura|Imatge del WMAP de l'anisotropia de la temperatura del CMB
Cronologia del fons de radiació de microones 1940. Andrew McKellar: la detecció observacional d'una temperatura bolomètrica mitjana de 2,3 K basada en l'estudi de les línies d'absorció interestel·lar és informada des de l'observatori Dominion, Colúmbia britànica