¿Cómo sabemos que el CMBR ¿es la luz más antigua que podemos ver? ¿Se basa sólo en los hechos 1.que las ondas se desplazan al rojo con la expansión del espacio, y 2.las predicciones de la teoría del big bang; ¿O hay alguna forma de saber qué luz es más antigua/menor? ¿Cómo se puede diferenciar entre las microondas "normales", que podrían ser emitidas desde cualquier lugar, y el fondo cósmico de microondas, cuando se detecta en algún tipo de detector de ondas de luz? O déjame ponerlo de esta manera, ¿cuál es la diferencia entre una microonda generada en mi horno, y la microonda con la misma frecuencia que la del horno, pero era un digamos ultravioleta cuando se generó pero se desplazó al rojo a la frecuencia que es igual a la generada en el horno?
Respuestas
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No se puede decir directamente. Pero puedes mirar un montón de ella y notar que está a la misma temperatura aquí y allá y en todas partes en todas las direcciones en cada lugar donde tu vista no está bloqueada por alguna estrella planeta luna o galaxia.
Y esa temperatura es bastante fría es difícil conseguir algo tan frío. Y o hay muchas cosas con la misma temperatura o es una sola cosa. Y si es una cosa es grande y vieja y lejana ya que vemos cosas viejas delante de ella.
¿Cómo sabemos que las cosas que hay delante son antiguas? Porque las estrellas de primera generación tienen un aspecto diferente: son casi exclusivamente hidrógeno y helio, por lo que tienen espectros diferentes. Y se ven galaxias enteras llenas de estrellas de primera generación cuando se mira más lejos y más atrás.
Además, existe la "escalera cosmológica", que es un término técnico. Se sabe lo brillantes que son algunas cosas intrínsecamente y, por tanto, basándose en lo débiles que son, se puede calcular lo lejos que están. Son las llamadas velas estándar. Entonces podemos ver lo que está cerca de ellas y saber a qué distancia están esas cosas y entonces puedes intentar encontrar nuevos tipos de cosas en esos tipos de galaxias más antiguas y averiguar cuáles de ellas parecen tener un brillo intrínseco consistente (porque ahora sabes a qué distancia están y sabes cómo debe haber sido su brillo intrínseco original para que te parezcan tan débiles). Y luego usas esos mismos tipos que aparecen en otras galaxias para averiguar a qué distancia están las galaxias aún más antiguas y luego sabiendo eso encuentras nuevos tipos de velas en esas galaxias.
Así que puedes empezar con cosas como el paralaje para averiguar la distancia de las cosas cercanas y luego usar eso (saber la distancia) para averiguar la luminosidad intrínseca. Luego se buscan cosas que se pueden identificar como intrínsecamente brillantes sin saber a qué distancia están. Entonces, conociendo su brillo, puedes saber lo lejos que están sin el paralaje.
Luego encuentras esos mismos tipos de cosas en lugares más lejanos y así averiguas lo lejos que están esos lugares y lo intrínsecamente brillantes que son las cosas allí. Luego buscas cosas que puedas confirmar de forma independiente lo intrínsecamente brillantes que son.
A continuación, encuentre los mismos tipos en lugares más lejanos. De este modo, saber qué tan lejos tan intrínsecamente brillante y buscar nuevos tipos de velas.
Y sólo después de que tuviéramos estas distancias (basadas en cómo las cosas intrínsecamente brillantes se vuelven más débiles) nos dimos cuenta de que los objetos más lejanos se desplazaban hacia el rojo. No nos habríamos dado cuenta si no supiéramos ya a qué distancia estaban.
Intentas averiguar algo que funcione para explicar todos los datos y todo lo que aprendes te ayuda a averiguar aún más.
La distancia es equivalente al tiempo. El momento en el que se emitió el fondo cósmico de microondas fue el momento en el que el universo hizo una transición de fase de ser un plasma a ser materia atómica. Durante este tiempo, el universo se volvió finalmente transparente. Antes de ese momento, el universo estaba tan caliente que toda la materia era opaca. El CMB es el muro que separa estos dos tiempos, por lo que intentar ver más atrás sería como intentar ver bajo la superficie del sol.
