Radiații cosmice de fundal

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Harta radiației cosmice de fond, după îndepărtarea contribuțiilor datorate surselor locale și a anizotropiei dipolului.

În cosmologie , radiația cosmică de fond , numită și radiație de fond , prescurtată în CMBR (din engleza Cosmic Microwave Background Radiation ), este radiația electromagnetică care pătrunde în univers , considerată drept dovadă a modelului Big Bang . [1]

Deși spațiul dintre stele și galaxii apare negru cu un telescop optic tradițional, printr-un radiotelescop este posibil să se detecteze o radiație izotropă slabă care nu este asociată cu nicio stea, galaxie sau alt corp ceresc și care are o intensitate mai mare în regiunea microundelor. a spectrului electromagnetic .

CMBR a fost descoperit în 1964 de astronomii americani Arno Penzias și Robert Woodrow Wilson [2] la sfârșitul unui studiu început în 1940 , care i-a determinat să obțină Premiul Nobel pentru fizică în 1978 .

Introducere

Cartografiere cuprinzătoare a fluctuațiilor de temperatură în spațiu, preluată de WMAP în 2003.

Radiația de fundal poate fi definită ca radiația reziduală care provine din etapele inițiale ale nașterii universului în conformitate cu modelul Big Bang, a cărui considerare este o confirmare cheie.

În primele etape ale vieții, înainte de formarea stelelor și planetelor, universul era mult mai mic decât este astăzi, era mult mai cald și pătruns de radiații uniforme în strânsă interacțiune cu plasma de hidrogen . Energia ridicată a fotonilor a împiedicat legarea electronilor de protoni , împiedicând formarea atomilor. Odată cu expansiunea universului, atât plasma, cât și radiația au început să se răcească, până când au ajuns la o temperatură la care energia inferioară a fotonilor nu mai era capabilă să împiedice formarea primilor atomi stabili. Acestea nu mai puteau absorbi radiația termică , astfel încât universul, care până atunci fusese un fel de ceață opacă, a devenit transparent față de radiație. Fotonii care existau în acel moment au început să se propage, devenind mai puțin energici pe măsură ce umpleau un univers mai mare.

Măsurătorile precise ale fundalului cosmic cu microunde sunt fundamentale pentru cosmologie, deoarece orice model propus al universului trebuie să poată explica această radiație. CMB are un spectru termic al corpului negru la o temperatură de 2.725 K , deci spectrul prezintă vârfuri în zona microundelor la frecvența de 160,2 GHz , corespunzător unei lungimi de undă de 1,9 mm [3] . Emisia este aproape, dar nu în întregime, uniformă în toate direcțiile și prezintă un model foarte specific corespunzător a ceea ce s-ar obține dintr-un gaz foarte fierbinte și aproape uniform care s-ar extinde la dimensiunea actuală a universului. În special, distribuția spațială a energiei spectrului (adică diferența observată în funcție de distanța regiunilor cerului) conține anizotropii mici sau nereguli, care variază în funcție de mărimea regiunii examinate. Aceste anizotropii au fost măsurate în detaliu și corespund cu ceea ce s-ar aștepta dacă mici oscilații termice, generate de fluctuațiile cuantice ale materiei într-un spațiu limitat, s-ar fi extins la dimensiunea spațiului observabil în prezent. Aceasta este încă o zonă de studiu foarte activă, oamenii de știință căutând atât date mai exacte (de exemplu cu nava spațială Planck ), cât și o interpretare mai bună a condițiilor inițiale de expansiune.

În timp ce multe procese diferite pot produce forma generală a unui spectru de corp negru, niciun alt model în afară de Big Bang nu a explicat până acum fluctuațiile. Din acest motiv, majoritatea cosmologilor cred că modelul Big Bang este cel care oferă cea mai bună interpretare a radiației de fundal.

Caracteristici

Spectrul de radiații de fond măsurat de COBE este cea mai precisă măsurare a corpului negru din natură [4] . Curba teoretică suprapune aproape exact punctele de date reale, inclusiv bare de eroare standard .

Radiația cosmică de fundal cu microunde este izotropă până la aproximativ o parte în sus 100 000 : de fapt, valoarea pătrată medie a variațiilor este numai 18 μK . [5] [6] . Spectrofotometrul FIRAS ( spectrofotometru absolut cu infraroșu îndepărtat ) montat pe COBE al NASA a măsurat cu exactitate spectrul acestuia. Membrii proiectului FIRAS au comparat CMB cu radiația corpului negru de referință internă a instrumentului și au constatat că spectrele se potriveau în cadrul erorii experimentale. Au ajuns la concluzia că orice abatere de la forma corpului negru care poate nu a fost încă detectată în spectrul CMB în intervalul de lungimi de undă de 0,5–5 mm trebuie să aibă o valoare pătrată medie a rădăcinii ponderată de cel mult 50 de părți pe milion (0,005%) până la vârful de luminozitate CMB [7] . Acest lucru a făcut ca spectrul CMB să fie cel mai corect măsurat spectru al corpului negru din natură [4] .

Radiația cosmică de fond cu microunde este probabil principala predicție a modelului Big Bang . Mai mult, cosmologia inflaționistă prezice că după aproximativ 10-37 de secunde [8] , universul nou-născut a suferit o creștere exponențială care a netezit aproape toate neomogenitățile. [9] [10] A fost urmată de ruperea spontană a simetriei , un tip de tranziție de fază care a fixat interacțiunile fundamentale și particulele elementare în forma lor actuală. După 10-6 secunde, universul timpuriu era format dintr-o plasmă foarte fierbinte de fotoni , electroni și barioni . Fotonii au interacționat continuu cu plasma prin împrăștierea Thomson . Extinderea universului , cu răcirea adiabatică consecventă, a făcut ca plasma să se răcească până când a fost posibilă combinarea electronilor cu protonii , dând astfel naștere la atomi de hidrogen . Acest eveniment de recombinare a avut loc atunci când temperatura a scăzut la aproximativ 3 000 K , adică atunci când era universului era aproximativ 379 000 de ani [11] [12] . În acest moment, fotonii s-au putut îndepărta de atomii acum neutri electric și au început să călătorească liber în spațiu, cu decuplarea consecventă între materie și radiații. [13]

De atunci, temperatura culorii fotonilor a continuat să scadă; în prezent a ajuns la 2,725 K și continuă să scadă odată cu extinderea universului. Conform modelului Big Bang, radiația pe care o măsurăm astăzi pe cer provine de la o suprafață sferică numită ultima suprafață de împrăștiere . Aceasta reprezintă setul de puncte din spațiu în care se crede că a avut loc evenimentul de decuplare, la mai puțin de 400.000 de ani după Big Bang [14] ; fotonii care tocmai au ajuns la noi provin din acest moment îndepărtat în timp. Vârsta estimată a Universului este de 13,75 miliarde de ani [15] . Cu toate acestea, deoarece Universul a continuat să se extindă de atunci, distanța deplină de la Pământ până la marginea universului observabil este acum de cel puțin 46,5 miliarde de ani lumină . [16] [17]

Teoria Big Bang sugerează că fundalul cosmic cu microunde umple tot spațiul observabil și că cea mai mare parte a energiei radiației din univers se află în fundalul cosmic cu microunde, [18] care reprezintă o fracțiune de aproximativ 6 × 10 -5 din densitatea totală a universului. [19]

Două dintre cele mai mari realizări ale teoriei Big Bang-ului sunt predicția spectrului corpului său negru aproape perfect și predicția detaliată a anizotropiilor cosmice de fundal cu microunde. Sonda WMAP a măsurat cu exactitate aceste anizotropii pe cer până la scări unghiulare de 0,2 grade. [20] Acestea pot fi utilizate pentru a estima parametrii modelului standard Lambda-CDM al Big Bang-ului. Unele informații, cum ar fi forma universului , pot fi obținute direct din fundalul cosmic cu microunde, în timp ce altele, precum constanta Hubble , nu au legătură și trebuie deduse din alte măsurători [20] . Valoarea acesteia din urmă dă schimbarea roșie a galaxiilor (care trebuie interpretată ca viteza recesiunii) proporțional cu distanța lor.

Descoperire

Istoria CMB
Date și oameni fundamentali
1941 Andrew McKellar raportează observarea unei temperaturi bolometrice medii de 2,3 K, pe baza studiului liniilor de absorbție interstelară. [21] [22]
1946 Robert Dicke prezice „... radiația materiei cosmice” la ~ 20 K, dar nu se referă la radiația de fond. [23]
1948 George Gamow calculează o temperatură de 50 K (presupunând un univers de 3 miliarde de ani) [24] , comentând că „... este în acord rezonabil cu temperatura reală a spațiului interstelar”, dar nu menționează fundalul radiații.
1948 Ralph Alpher și Robert Herman estimează „temperatura Universului” la 5 K. Deși nu menționează în mod explicit radiația de fond cu microunde, se poate deduce [25] .
1950 Ralph Alpher și Robert Herman recalculează temperatura la 28 K.
1953 George Gamow estimează temperatura la 7 K [23] .
1955 Émile Le Roux de la Observatorul Radio Nançay, într-un studiu al cerului la λ = 33 cm, raportează o radiație de fond aproape izotropă de 3 ± 2 K [23] .
1956 George Gamow estimează temperatura la 6 K [23] .
1957 Tigran Shmaonov raportează că „ temperatura efectivă absolută a fondului de emisii radio ... este de 4 ± 3 K ”. [26] Trebuie remarcat faptul că „ măsurarea a arătat că intensitatea radiației este independentă de timp și direcția de observare ... este acum clar că Shmaonov a observat fundalul cosmic al microundelor la o lungime de undă de 3,2 cm ”. [27]
Anii 1960 Robert Dicke estimează din nou temperatura CMB la 40 K. [23]
1964 AG Doroshkevich și ID Novikov publică o scurtă notă, unde menționează CMB ca un fenomen observabil. [28]
1964–65 Arno Penzias și Robert Woodrow Wilson măsoară o temperatură de aproximativ 3 K. Robert Dicke, James Peebles , PG Roll și David Todd Wilkinson interpretează această radiație ca o semnătură a Big Bang-ului.
1978 Arno Penzias și Robert Woodrow Wilson primesc Premiul Nobel pentru fizică .
1983 Uniunea Sovietică lansează sonda RELIKT-1 pentru studiul CMB.
1990 FIRAS măsoară forma corpului negru a spectrului CMB cu o precizie foarte mare.
Ianuarie 1992 Oamenii de știință care au analizat datele RELIKT-1 declară descoperirea anizotropiilor la seminarul de astrofizică de la Moscova [29] .
Aprilie 1992 Oamenii de știință care au analizat datele COBE anunță descoperirea temperaturii primare a anizotropiilor [30] .
1999 Primele măsurători ale oscilațiilor acustice în anizotropiile unghiulare ale spectrului CMB, prin sondele TOCO , BOOMERanG și MAXIMA .
2002 Polarizarea descoperită de sonda DASI [31] .
2004 Spectrul polarizării în modul E obținut de telescopul CBI [32] .
2005 Ralph Alpher este distins cu Medalia Națională a Științei pentru munca sa de pionierat în nucleosinteză și prezicerea că expansiunea universului lasă radiația de fundal în urmă, oferind astfel un model pentru teoria Big Bang.
2006 Doi dintre cercetătorii principali ai COBE , George Fitzgerald Smoot și John Cromwell Mather , sunt distinși cu Premiul Nobel pentru Fizică pentru munca lor asupra măsurătorilor de precizie CMB.

Radiațiile de fond au fost prezise în 1948 de George Gamow , Ralph Alpher și Robert Herman . [33] [34] [35]

Alpher și Herman au reușit să estimeze temperatura fundalului cosmic cu microunde a 5 K , chiar dacă doi ani mai târziu o recalculează a 28 K. [36] Deși au existat mai multe estimări anterioare ale temperaturii spațiului [37] , acestea au suferit două defecte. În primul rând, au fost măsurători ale temperaturii reale a spațiului și nu au sugerat că spațiul a fost umplut cu un spectru termic Planck . Apoi, acestea depind de locația noastră specială de la marginea Căii Lactee și nu specifică că radiația este izotropă. Estimările ar produce predicții foarte diferite dacă Pământul ar fi situat în altă parte a universului. [38]

Rezultatele lui Alpher și Herman din 1948 au fost discutate până în 1955, când fiecare dintre ei a părăsit Laboratorul de Fizică Aplicată al Universității Johns Hopkins . Cu toate acestea, majoritatea comunității astronomice nu era încă deosebit de interesată de temele cosmologiei. Predicția lui Alpher și Herman a fost redescoperită de Jakov Zel'dovič la începutul anilor '60 și prezisă în mod independent de Robert Dicke în același timp. Prima publicație a radiațiilor de fundal ca fenomen detectabil a apărut într-o scurtă lucrare de către astrofizicienii sovietici AG Doroshkevich și Igor Novikov, în primăvara anului 1964 . [39] În 1964, David Todd Wilkinson și Peter Roll , colegii lui Robert Dicke de la Universitatea Princeton , au început construcția unui radiometru Dicke pentru a măsura radiația cosmică de fond cu microunde. [40] În 1965 , Arno Penzias și Robert Woodrow Wilson de la Laboratoarele Bell de lângă Holmdel Township , New Jersey , au construit un radiometru Dicke pe care intenționau să îl folosească pentru radioastronomie și experimente de comunicare prin satelit. Un astfel de instrument suferea de o temperatură a antenei excesivă de 3.5K pe care nu le-au putut explica. După ce a primit un telefon de la Crawford Hill, Dicke a spus o frază care a devenit faimoasă: „ Băieți, am fost scoși la sorți ”. [1] [41] [42] O întâlnire între grupurile Princeton și Crawford Hill a stabilit că temperatura perturbării antenei se datora efectiv radiațiilor cosmice de fond. Penzias și Wilson au primit premiul Nobel pentru fizică în 1978 pentru această descoperire. [43]

Interpretarea radiației cosmice de fond a fost subiectul controversei în anii 1960, cu unii susținători ai teoriei stării staționare , care au susținut că radiația de fond este rezultatul luminii stelelor reflectate de galaxiile îndepărtate. [44] Folosind acest model și pe baza studiului caracteristicilor liniilor de absorbție în spectrele stelelor, astronomul Andrew McKellar scria în 1941: „Se poate calcula că temperatura de rotație a spațiului interstelar este 2 K ". [21] [45] Conform unei alte interpretări posibile, folosind ecuația transportului radiativ în coordonate polare se poate arăta că radiația cosmică de fond nu este de origine extragalactică, ci este de origine locală. [46] [47 ] Cu toate acestea, în anii 1970 s- a stabilit că radiația cosmică de fundal cu microunde este o rămășiță a Big Bang-ului. Acest lucru se datorează faptului că noi măsurători într-o gamă de frecvențe a spectrului au arătat că este un spectru de corp negru termic, rezultat că modelul de stat nu a putut fi reprodus. [48]

Antena cu care Penzias și Wilson au descoperit radiația cosmică de fundal în Holmdel, New Jersey.

Harrison, Peebles, Yu și Zel'dovič și-au dat seama că universul timpuriu ar fi trebuit să aibă o oarecare neomogenitate la nivelul de 10 −4 sau 10 −5 . [49] [50] [51] Rašid Sjunjaev a calculat apoi amprenta observabilă pe care astfel de neomogenități ar avea-o pe fondul cosmic cu microunde . [52] Limite din ce în ce mai stricte ale anizotropiei fundalului cosmic cu microunde au fost stabilite prin experimente la sol, deși anizotropia a fost detectată pentru prima dată prin analiza datelor RELIKT-1 [29] [53] , așa cum a fost raportat în ianuarie 1992 . Datorită întârzierii plurimunare în publicarea oficială a revistelor specializate, Premiul Nobel pentru fizică din 2006 a fost acordat echipei COBE , care a detectat anizotropiile folosind un radiometru diferențial cu microunde câteva luni mai târziu. [54] [55]

Inspirate de rezultatele RELIKT-1 și COBE , o serie de experimente de sol și baloane în următorul deceniu vor măsura radiațiile de fond pe scări unghiulare mai mici. Scopul principal al acestor experimente a fost de a măsura magnitudinea primului vârf acustic, deoarece COBE nu a avut suficientă rezoluție pentru a-l studia în detaliu. Acest vârf corespunde schimbărilor de densitate pe scară largă din universul timpuriu, care sunt create de instabilitatea gravitațională, rezultând în oscilații acustice în plasmă. [56] Primul vârf al anizotropiei a fost detectat provizoriu de QMAP și rezultatul a fost confirmat de BOOMERanG și MAXIMA . [57] [58] [59] Aceste măsurători au arătat că forma universului este mai degrabă plană decât curbată. [60] Acestea exclud șirurile cosmice ca o componentă majoră a formării structurilor cosmice și sugerează că inflația cosmologică este teoria potrivită pentru a explica formarea structurilor. [61]

Al doilea vârf a fost detectat provizoriu de mai multe experimente, înainte de a fi în cele din urmă detectat de WMAP , care a detectat și al treilea vârf. [62] Începând cu 2010, unele experimente pentru a îmbunătăți măsurarea polarizării și a radiației de fond pe scări unghiulare mici sunt încă în desfășurare. Acestea includ DASI, WMAP, BOOMERanG, Planck Surveyor , Atacama Cosmology Telescope , South Pole Telescope și QUIET telescope .

Relațiile cu Big Bang-ul

Imagine a anizotropiilor de radiații de fundal din WMAP .

Măsurătorile fundalului cosmic cu microunde au făcut din teoria inflaționistă a Big Bang-ului modelul standard al originilor universului. [63] Această teorie prezice că condițiile inițiale pentru univers sunt de natură aleatorie (adică nu este posibil să ne întoarcem la momentele care le precedă) și urmează o distribuție de probabilitate aproximativ gaussiană , reprezentată grafic, în secțiuni transversale. , din curbe în formă de clopot.

Analizând această distribuție la diferite frecvențe, se generează o densitate spectrală sau un spectru de putere. Spectrul de putere al acestor fluctuații a fost calculat și este de acord cu observațiile, chiar dacă unii parametri, cum ar fi amplitudinea generală a fluctuațiilor, sunt parametri mai mult sau mai puțin liberi ai modelului de inflație cosmică. [64] Prin urmare, cele mai semnificative componente ale neomogenităților din univers trebuie să fie de natură statistică.
Acest lucru duce la o varianță cosmică , unde incertitudinile în varianța fluctuațiilor observate pe scară largă în univers sunt dificil de comparat cu precizie cu teoria. Modelul folosește un câmp Gauss aleatoriu cu un spectru Harrison-Zel'dovič sau o invarianță la scară , pentru a reprezenta neomogenități primordiale. [65]

Temperatura

Radiația cosmică de fundal cu microunde și schimbarea cosmică la roșu sunt considerate cele mai bune dovezi disponibile pentru teoria Big Bang-ului . Descoperirea CMB la mijlocul anilor 1960 a redus interesul pentru soluții alternative, cum ar fi teoria stării de echilibru . [66]
Radiația de fundal oferă un instantaneu al universului atunci când, conform cosmologiei standard, temperatura scăzuse suficient pentru a permite formarea atomilor de hidrogen de către electroni și protoni , făcând astfel universul transparent la radiații. Când s-a întâmplat asta, cam 380 000 de ani după Big Bang (perioadă cunoscută sub numele de ultima perioadă de împrăștiere , după perioada de recombinare în care s-au format primii atomi stabili de hidrogen și heliu și perioada de decuplare în care radiația din univers a încetat să interacționeze cu materia) , temperatura Universului era de aproximativ 3 000 K. Aceasta corespunde unei energii de aprox 0,25 eV , care este mult mai mic decât i 13,6 eV , care este energia de ionizare a hidrogenului. [67]

De la decuplare, temperatura radiației de fond a scăzut cu aprox 1 100 de ori [68] datorită expansiunii universului. Ca o consecință a expansiunii, fotonii CMB se deplasează spre roșu , făcând temperatura radiației invers proporțională cu un parametru numit factorul de scară al universului. Se poate arăta că tendința temperaturii CMB T r în funcție de redshift, z , este proporțională cu temperatura curentă CMB ( 2,728 K o 0,235 meV ) conform următoarei relații:

Spectrul puterii

Instrumentul matematic care permite studierea anizotropiilor de temperatură este dezvoltarea în armonici sferice a variațiilor de temperatură :

unde este Și sunt coordonatele unghiulare, reprezintă ordinea multipolă și reprezintă momentul multipolar relativ la o valoare dată de și la unul dintre valori ale . Se estimează o medie nulă pentru acești coeficienți și varianță altul decât zero. Setul de formează spectrul de putere care arată intensitatea armonicelor pe măsură ce variază ordinea multipolului. Faptul că i nu depinde de implică absența unei direcții privilegiate.

Anizotropii CMB

Spectrul de putere al anizotropiilor de temperatură CMB în termeni de scară unghiulară (sau momente multipolare). Linia continuă arată tendința teoretică în timp ce punctele reprezintă datele experimentale. Datele provin din sondele WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) și VSA (2004).

Radiația cosmică de fond are o izotropie ridicată, indicând o omogenitate remarcabilă a plasmei primordiale. Cu toate acestea, această omogenitate nu ar fi dus la crearea unor structuri precum galaxii și clustere . Prezența acestor obiecte implică anizotropii plasmatice.

CMB prezintă două tipuri de anizotropii, numite primare și secundare.

Anizotropii primare

Anizotropia radiației cosmice de fond este împărțită în două tipuri: anizotropia primară , rezultată din efectele care apar pe suprafața ultimei și primei împrăștieri și anizotropia secundară , legată de efecte precum interacțiunile cu gazul fierbinte sau potențialul gravitațional, între ultima suprafață de împrăștiere și observatorul.
Structura anizotropiilor este determinată în principal de două efecte: oscilații acustice și amortizarea difuziei (cunoscută și sub numele de amortizare fără coliziune ). Oscilațiile acustice apar din cauza concurenței dintre fotoni și barioni în plasma universului timpuriu. Presiunea fotonilor tinde să anuleze anizotropiile, în timp ce atracția gravitațională a barionilor, deplasându-se cu viteze mult mai mici decât lumina, face ca aceștia să se prăbușească, formând astfel halouri dense. Aceste două efecte concurează între ele, creând oscilații acustice care conferă fundalului microundelor structura sa de vârf caracteristică. Vârfurile corespund aproximativ cu rezonanțele la care fotonii se disociază atunci când un anumit mod de oscilație este la amplitudinea sa maximă.

Vârfurile conțin urme fizice interesante. Scara unghiulară a primului vârf determină curbura universului (dar nu topologia acestuia). Următorul vârf (care este raportul dintre vârfurile pare și vârfurile impare) determină densitatea barionului redusă. Al treilea vârf poate fi folosit pentru a extrage informații despre densitatea materiei întunecate.

Pozițiile vârfurilor oferă, de asemenea, informații importante despre natura perturbațiilor densității primordiale. Există două tipuri de bază de perturbări ale densității, adiabatic și izocurvatură . O perturbare a densității generice este un amestec al ambelor, iar diferitele teorii care pretind că explică spectrul perturbării densității primordiale prezic diferite amestecuri.

  • Perturbații adiabatice ale densității
superdensitatea fracționată din fiecare componentă a materiei (barioni, fotoni ...) este aceeași. Adică, dacă există 1% mai multă energie în barioni decât media într-un anumit loc, atunci pentru o perturbare pură a densității adiabatice există, de asemenea, 1% mai multă energie în fotoni și 1%.% Mai multă energie în neutrini decât media. Inflația cosmologică prezice că perturbările primordiale sunt adiabatice.
  • Perturbări ale izocurvaturii în densitate
suma superdensităților fracționate este zero. Adică, o perturbare în care la un moment dat există 1% mai multă energie în barioni decât media, cu 1% mai multă energie în fotoni decât media și cu 2% mai puțină energie în neutrini decât în ​​medie ar fi o perturbare de izocurvură pură. Se așteaptă ca șirurile cosmice să producă în principal perturbări izocurvurale primordiale.

Spectrul CMB este capabil să le distingă, deoarece aceste două tipuri diferite de perturbații dau naștere unor locații diferite ale vârfurilor. Perturbațiile izocurvaturilor de densitate produc o serie de vârfuri a căror scară unghiulară (valoarea l a vârfurilor) este aproximativ în rapoarte 1: 3: 5: ... în timp ce perturbările adiabatice produc vârfuri ale căror locații sunt în rapoarte 1: 2: 3: ... [69] Observațiile corespund cu ceea ce se poate aștepta de la perturbări cu densitate primordială complet adiabatică, oferind suport cheie pentru teoria inflaționistă și excluzând multe modele care contemplă formarea structurilor, cum ar fi șirurile cosmice.

Amortizarea fără coliziune este cauzată de două efecte, care apar atunci când tratamentul plasmei primordiale ca fluid devine invalid:

  • Creșterea căii libere medii a fotonilor pe măsură ce plasma primordială devine din ce în ce mai rarefiată în universul în expansiune;
  • Adâncimea finită a ultimei suprafețe de împrăștiere, care determină creșterea rapidă a drumului liber mediu în timpul decuplării, deși o anumită împrăștiere Compton este încă în desfășurare.

Aceste efecte contribuie aproape în mod egal la suprimarea anizotropiilor la scară mică și dau naștere la coada caracteristică de amortizare exponențială văzută în anizotropii la scară unghiulară foarte mică. La profondità della superficie di ultimo scattering si riferisce al fatto che il disaccoppiamento dei fotoni e barioni non avviene istantaneamente, ma richiede invece una frazione apprezzabile di età dell'Universo fino a tale epoca. Un metodo per quantificare esattamente quanto lungo sia questo processo è la funzione di visibilità del fotone ( photon visibility function , PVF). Questa funzione è definita in modo che, denotando la PVF con P(t) , la probabilità che un fotone della CMB abbia avuto l'ultimo scattering tra il tempo t e , sia data da .

Il massimo della PVF (il momento più probabile in cui è avvenuto l'ultimo scattering di un dato fotone della CMB) è noto con una certa precisione. I risultati del primo anno di osservazioni del WMAP situano il momento in cui P(t) è al massimo a 372 ± 14 ka [70] . Questo è spesso considerato come il momento della nascita della radiazione di fondo. Tuttavia, per capire "quanto" tempo ci hanno messo fotoni e barioni a disaccoppiarsi, occorre avere anche una misura della larghezza della PVF. Il team del WMAP ritiene che la PVF sia maggiore della metà del suo valore massimo (la "piena larghezza a metà altezza", o FWHM [71] [72] ), in un intervallo di 115 ± 5 ka . In base a questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo in circa 115 000 anni , e quando fu terminato, l'universo aveva circa 487 000 anni di età.

Anisotropie secondarie

Da quanto si può osservare la radiazione di fondo, a partire dal momento della sua formazione, è stata modificata da diversi processi fisici successivi, che sono indicati collettivamente con il nome di anisotropie successive o anisotropie secondarie.

Quando i fotoni della CMB sono stati liberi di viaggiare senza ostacoli, la materia ordinaria dell'universo consisteva per lo più di atomi di idrogeno e di elio neutri. Tuttavia, le osservazioni odierne delle galassie sembrano indicare che la maggior parte del volume dello spazio intergalattico è costituito da materiale ionizzato (in quanto ci sono poche linee di assorbimento derivanti da atomi di idrogeno). Questo implica un periodo di reionizzazione durante il quale una parte del materiale dell'universo venne frammentata in ioni di idrogeno.

E polarization measurements as of March 2008 in terms of angular scale (or multipole moment ). The polarization is much more poorly measured than the temperature anisotropy.

I fotoni della CMB dispersero le cariche libere, come gli elettroni non legati ad atomi. In un universo ionizzato, queste particelle cariche sono state liberate dagli atomi neutri dalle radiazioni ionizzanti come i raggi ultravioletti . Oggi queste cariche libere hanno una densità sufficientemente bassa nella maggior parte del volume dell'Universo, da non incidere apprezzabilmente sulla CMB. Tuttavia, se il mezzo interstellare è stato ionizzato in un'era sufficientemente primordiale, quando l'universo era ancora molto più denso, ci sono due effetti principali sulla radiazione di fondo:

  1. Le anisotropie su piccola scala vengono cancellate (come quando guardando un oggetto attraverso la nebbia, i dettagli degli oggetti appaiono sfocati.)
  2. La fisica di come i fotoni vengono diffusi dagli elettroni liberi ( scattering Thomson ) induce un'anisotropia di polarizzazione su grandi scale angolari. Questa polarizzazione su ampio angolo è correlata con la perturbazione della temperatura di ampio angolo.

Entrambi gli effetti sono stati osservati dal WMAP , fornendo la prova che l'universo è stato ionizzato molto presto, ad un redshift superiore a 17. La provenienza dettagliata di queste radiazioni ionizzanti è ancora oggetto di dibattito scientifico. Potrebbero includere luce stellare dalle primissime stelle ( stelle di popolazione III ), supernovae , quando queste stelle raggiunsero la fine della loro vita, o le radiazioni ionizzanti prodotte dai dischi di accrescimento di buchi neri massicci.

Il momento successivo all'emissione della radiazione cosmica di fondo, e prima dell'osservazione delle prime stelle, viene chiamato umoristicamente dagli astronomi era oscura ( dark age ) [73] , ed è un periodo che è in fase di intenso studio da parte degli astronomi ( riga a 21 cm dell'idrogeno neutro ).
Altri due effetti che si verificarono tra la reionizzazione e le attuali osservazioni della radiazione cosmica di fondo, e che sembrano provocare anisotropie, includono l' effetto Sjunjaev-Zel'dovič , dove una nube di elettroni ad alta energia diffonde la radiazione trasferendo parte della sua energia ai fotoni della CMB, e l' effetto Sachs-Wolfe , che provoca ai fotoni della radiazione cosmica di fondo uno spostamento gravitazionale verso il rosso o verso il blu, a causa del cambiamento del campo gravitazionale.

Anisotropia di dipolo

Mappe della CMB registrate dal satellite COBE . La prima in alto mostra l'anisotropia di dipolo, quella centrale l'emissione galattica mentre l'ultima mostra esclusivamente il segnale di CMB.

Questa anisotropia non è di natura intrinseca ma è dovuta al moto del nostro sistema di riferimento (il sistema solare ) rispetto al sistema di riferimento della radiazione di fondo che può essere considerato come un sistema in quiete.

Questa anisotropia è di ampiezza maggiore rispetto alle altre ed è ad una temperatura di 3,353 ± 0,024 mK .

Polarizzazione

La radiazione cosmica di fondo è polarizzata a livello di qualche microkelvin . Esistono due tipi di polarizzazione, chiamati E-mode e B-mode . Questo un'analogia con l' elettrostatica , in cui il campo elettrico (campo E ) ha un rotore nullo, e il campo magnetico (campo B ) ha una divergenza nulla. Gli E-mode sorgono naturalmente dallo scattering Thomson in un plasma eterogeneo. I B-mode , che non sono stati misurati e si pensa abbiano un'ampiezza massima di 0,1 µK, non sono prodotti solo dalla fisica del plasma. Si tratta di un segnale proveniente dall' inflazione cosmica e sono determinati dalla densità delle onde gravitazionali primordiali. Il rilevamento del segnale B-mode sarà estremamente difficile, tanto più che il grado di contaminazione di primo piano è sconosciuto, e il segnale di lente gravitazionale debole mescola il segnale relativamente forte E-mode con il segnale B-mode [74] .

Le anisotropie di quadrupolo hanno ordine di multipolo e hanno origini differenti a seconda del valore di :

  • Perturbazioni scalari : le fluttuazioni di densità di energia nel plasma causano un gradiente nella distribuzione della velocità.
  • Perturbazioni vettoriali : la vorticosità del plasma crea un differente tipo di quadrupolo dovuto allo spostamento Doppler con la velocità. Tale vorticosità sarebbe però stata smorzata durante l'inflazione e ci si aspetta sia trascurabile.
  • Perturbazioni tensoriali : le onde gravitazionali modificano lo spazio che contiene i fotoni nelle direzioni ortogonali attraversando il plasma. Inoltre modificano la lunghezza d'onda della radiazione creando anche anisotropie quadrupolari di temperatura.
Polarizzazione E-mode in termini di scala angolare. La polarizzazione viene misurata meno precisamente rispetto alle anisotropie della temperatura. (Marzo 2008)

Osservazioni della radiazione di fondo

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Esperimenti sulla radiazione cosmica di fondo .
Confronto delle radiazioni risultate da COBE , WMAP e Planck

Dopo la scoperta della radiazione di fondo, sono stati condotti centinaia di esperimenti per misurare e caratterizzare i segnali caratteristici della radiazione. L'esperimento più famoso è probabilmente il COBE della NASA , satellite che orbitò dal 1989 al 1996 , il quale individuò e quantificò le anisotropie su larga scala al limite delle sue capacità di rilevazione. Ispirata dai risultati del COBE che mostravano una CMB estremamente isotropa e omogenea, nel corso di un decennio una serie di esperimenti a terra e su pallone ha permesso di quantificare le anisotropie con ulteriori misure su scala angolare più piccola.
L'obiettivo primario di questi esperimenti era di misurare l'entità angolare del primo picco acustico, per la quale il COBE non aveva una risoluzione sufficiente. Queste misurazioni sono state in grado di escludere le stringhe cosmiche come la teoria principale di formazione delle strutture cosmiche, e hanno suggerito che l' inflazione cosmica era la teoria giusta. Negli anni 1990 , il primo picco è stato misurato con una sensibilità crescente e verso il 2000 l' esperimento BOOMERanG ha rilevato che le fluttuazioni di potenza massima si verificano su scale di circa un grado. Insieme ad altri dati cosmologici, questi risultati implicano che la geometria dell'universo è piatta . Nei tre anni successivi un certo numero di interferometri terrestri, tra cui il telescopio VSA , il DASI e il CBI , hanno fornito misurazioni delle oscillazioni con una maggiore precisione. Il DASI ha effettuato la prima rilevazione della polarizzazione della CMB e il CBI ha fornito il primo spettro di polarizzazione E-mode con una prova convincente che è fuori fase rispetto allo spettro T-mode .

Nel giugno del 2001 , la NASA ha lanciato una seconda missione spaziale per la CMB, la Wilkinson microwave anisotropy probe (WMAP), per effettuare misurazioni molto più precise delle anisotropie su grande scala con una mappatura completa del cielo. I primi dati diffusi dalla missione nel 2003, erano misure dettagliate dello spettro di potenza su scale inferiori a un grado. I risultati sono sostanzialmente coerenti con quelli previsti dall'inflazione cosmica e da altre diverse teorie, e sono disponibili in dettaglio nella banca dati della NASA per la radiazione cosmica di fondo (CMB). Anche se il WMAP ha fornito misurazioni molto accurate della fluttuazione su grande scala angolare della CMB, non ha avuto una risoluzione angolare sufficiente per misurare le fluttuazioni su scala minore osservate da terra da altri esperimenti.

Una terza missione spaziale, il Planck Surveyor , è stato lanciato nel maggio del 2009 . Planck si avvale sia di radiometri HEMT sia di bolometri , ed è in grado di misurare la CMB su scale più piccole del WMAP. A differenza delle due precedenti missioni spaziali, Planck è gestito dall' ESA , l'Agenzia spaziale europea. I suoi rilevatori hanno effettuato un test di prova sul telescopio antartico Viper con l'esperimento ACBAR , che ha prodotto le misurazioni più precise alle piccole scale angolari fino ad oggi, e sul telescopio Archeops , montato su un pallone. La missione si è conclusa nel 2013. Le immagini della radiazione cosmica di fondo prodotte dal satellite Planck [75] sono in accordo con quelle ottenute dal satellite WMAP e confermano i dati precedenti, ma con una precisione maggiore (5 milioni di pixel di risoluzione contro i 3 milioni di WMAP) [76] .

Altri strumenti basati a terra, come il South Pole Telescope in Antartide, il telescopio Clover , l' Atacama Cosmology Telescope e il telescopio QUIET in Cile dovrebbero fornire i dati non ottennibili da osservazioni satellitari, e forse anche la polarizzazione B-mode.

Riduzione e analisi dei dati

I dati grezzi provenienti dalle sonde spaziali (come il WMAP) contengono effetti di primo piano che oscurano completamente la struttura a scala fine della radiazione di fondo a microonde. La struttura fine è sovrapposta ai dati grezzi della CMB, ma è troppo piccola per essere rilevata alla scala dei dati grezzi. Il più importante degli effetti di primo piano è l'anisotropia di dipolo causata dal moto del Sole rispetto alla CMB. Le anisotropie di dipolo e di altro tipo, causate dal moto annuale della Terra rispetto al Sole, insieme a numerose altre fonti di radiazioni a microonde provenienti dal piano galattico ed extragalattico, devono essere sottratte per rendere evidenti le variazioni molto piccole che caratterizzano la struttura a scala fine della CMB.

L'analisi in dettaglio dei dati CMB per produrre mappe, uno spettro di potenza angolare e, infine, i parametri cosmologici è un problema computazionalmente difficile. Sebbene la computazione di uno spettro di potenza da una mappa è in linea di principio una semplice trasformata di Fourier , scomponendo la mappa del cielo in armoniche sferiche , in pratica però è difficile tener conto degli effetti del rumore e delle fonti di primo piano. In particolare, il primo piano è dominato da emissioni galattiche come le Bremsstrahlung , le radiazioni di sincrotrone , e le polveri che emettono segnali nella banda delle microonde. In pratica, le radiazioni provenienti dalla nostra Galassia devono essere eliminate, dando luogo a una mappatura che non contempla più l'intero cielo. Inoltre, sorgenti puntiformi come galassie e ammassi rappresentano altre fonti di primo piano che devono essere rimosse affinché non distorcano la struttura su scala piccola dello spettro di potenza della CMB.

Le restrizioni che gravano su molti parametri cosmologici possono essere ricavate dai loro effetti sullo spettro di potenza, ed i risultati sono spesso calcolati utilizzando le tecniche di campionamento Markov Chain Monte Carlo .

Sulla base di alcune anomalie osservate da Planck Surveyor (come una differenza significativa nel segnale osservato nei due emisferi opposti del cielo, e una regione fredda eccessivamente grande , tale da dover accettare l'esistenza di un enorme supervuoto ), taluni hanno ipotizzato che la radiazione potesse essere un fenomeno più locale e quindi non un residuo del Big Bang [77] ; in passato era stato obiettato che la sua origine fosse nell' estinzione interstellare con presenza di particelle di ferro sullo sfondo [78] ( Hoyle , Narlikar , Arp ) o una radiazione polarizzata di sincrotrone proveniente da radiogalassie e radiosorgenti lontane e annichilazioni materia-antimateria ( cosmologia del plasma ).

Anisotropie di dipolo

Dai dati dalla radiazione di fondo si vede che il nostro Gruppo Locale di galassie (l'ammasso galattico che include la Via Lattea), sembra muoversi a 627 ± 22 km/s rispetto al sistema di riferimento della CMB in direzione della longitudine galattica l = 276 ± 3 °, b = 30 ± 3 °. [79] Questo movimento provoca un'anisotropia dei dati in quanto la CMB appare leggermente più calda nella direzione del movimento che nella direzione opposta. [80] L'interpretazione standard di queste variazioni di temperatura è un semplice spostamento verso il rosso e verso il blu dovuto al moto relativo rispetto alla CMB, ma modelli cosmologici alternativi sono in grado di spiegare alcune frazioni della distribuzione della temperatura di dipolo osservate nella CMB. [81]

Multipoli a basso valore di «l» ed altre anomalie

Con i dati sempre più precisi forniti dal WMAP, ci sono state una serie di segnalazioni secondo cui la CMB soffre di anomalie, come anisotropie su grandissima scala, allineamenti anomali, e distribuzioni non-gaussiane. [82] [83] [84] [85] La più duratura di queste è la polemica sui multipoli a bassi valori di l . Anche nella mappa del COBE si è osservato che il quadrupolo ( l = 2, armoniche sferiche ) ha un'ampiezza bassa rispetto alle previsioni del Big Bang. Alcuni osservatori hanno fatto notare che le anisotropie nei dati del WMAP non sembrano essere coerenti con il quadro del big bang. In particolare, il quadrupolo e l'octupolo ( l = 3) sembrano avere un allineamento inspiegabile tra di loro e con il piano dell' eclittica , [86] [87] [88] un allineamento a volte indicato come l'asse del male [83] [89] . Alcuni gruppi hanno suggerito che questo potrebbe rappresentare l'indicazione di una nuova fisica alle scale più grandi osservabili.

In ultima analisi, a causa degli effetto di primo piano e del problema della varianza cosmica, le modalità più grandi non saranno mai misurabili così precisamente come le modalità a piccola scala angolare. Le analisi sono state effettuate su due mappe dalle quali i primi piani sono stati rimossi nel miglior modo possibile: la mappa della «combinazione lineare interna» del WMAP e una mappa simile preparata da Max Tegmark e altri. [62] [68] [90] Analisi successive hanno evidenziato che queste sono le modalità più sensibili alla contaminazione di primo piano delle radiazioni da sincrotrone, polveri, bremsstrahlung , e da incertezze sperimentali nel monopolo e nel dipolo. Un' analisi bayesiana dello spettro di potenza del WMAP dimostra che la previsione del quadrupolo del modello cosmologico Lambda-CDM è coerente con i dati al livello del 10% e che l'octupolo osservato non è notevole [91] . Conti più attenti sulla procedura utilizzata per rimuovere il primo piano dalla mappatura completa del cielo, riducono ulteriormente l'importanza dell'allineamento del 5% circa. [92] [93] [94] [95]

Note

  1. ^ a b ( EN ) AA Penzias e RW Wilson , A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s , in Astrophysical Journal , vol. 142, 1965, pp. 419–421, DOI : 10.1086/148307 .
  2. ^ ( EN ) Smoot Group, The Cosmic Microwave Background Radiation , su aether.lbl.gov . URL consultato l'11 dicembre 2008 .
  3. ^ Questo vale se si misura l'intensità per unità di frequenza, secondo la legge di Planck . Se invece la si misura per unità di lunghezza d'onda, utilizzando la legge di Wien , il picco sarà a 1,06 millimetri corrispondenti a una frequenza di 283 gigahertz.
  4. ^ a b ( EN ) M. White, Anisotropies in the CMB , 1999 Meeting of the Division of Particles and Fields of the American Physical Society , Los Angeles, University of California, 1999, arΧiv : astro-ph/9903232 . URL consultato il 15 luglio 2010 .
  5. ^ ( EN ) EL Wright, Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy , in Measuring and Modeling the Universe , Cambridge University Press , 2004, p. 291, ISBN 0-521-75576-X , arΧiv : astro-ph/0305591 . URL consultato il dicembre 2020 .
  6. ^ 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 627 km/s verso la costellazione della Vergine .
  7. ^ ( EN ) DJ Fixsen et al. , The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set , in Astrophysical Journal , vol. 473, 1996, pp. 576–587, DOI : 10.1086/178173 . URL consultato il 15 luglio 2010 .
  8. ^ AH Guth ,The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins , Basic Books, 1998, ISBN 0-201-32840-2 .
  9. ^ Le poche eccezioni sono le disomogeneità derivanti dalle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionario.
  10. ^ ( EN ) D. Cirigliano, HJ de Vega e NG Sanchez, Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data , in Physical Review D , vol. 71, n. 10, 2005, pp. 77–115, DOI : 10.1103/PhysRevD.71.103518 , arΧiv : astro-ph/0412634 .
  11. ^ ( EN ) B. Abbott, Microwave (WMAP) All-Sky Survey , su haydenplanetarium.org , Hayden Planetarium , 2007. URL consultato il 16 luglio 2010 .
  12. ^ Equivale ad un redshift di z = 1,088 .
  13. ^ ( EN ) E. Gawiser, Silk, J., The cosmic microwave background radiation , in Physics Reports , 333–334, 2000, p. 245, DOI : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 , arΧiv : astro-ph/0002044 .
  14. ^ ( EN ) GF Smoot , Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization , su Nobel Lecture , Nobel Foundation, 2006. URL consultato il 1º agosto 2010 .
  15. ^ ( EN ) E. Komatsu, Scientists say universe is 20M years older , su itwire.com , http://www.itwire.com/ , 2010. URL consultato il 1º agosto 2010 .
  16. ^ ( EN ) Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis, Misconceptions about the Big Bang , in Scientific American , marzo 2005. URL consultato il 1º agosto 2010 .
  17. ^ ( EN ) ER Harrison, Cosmology , Cambridge, Cambridge University Press, 2000, pp. 446–448, ISBN 0-521-66148-X .
  18. ^ ( EN ) MP Hobson, Efstathiou, G., Lasenby, AN, General Relativity: An Introduction for Physicists , Cambridge, Cambridge University Press, 2006, p. 338, ISBN 0-521-82951-8 .
  19. ^ La densità dei fotoni è di 4,7 × 10 −31 kg/m³ , mentre la densità critica è di 7,9 × 10 −27 kg/m³ . Il rapporto tra i due è di 5,9 × 10 −5 . Si veda A. Unsöld e B. Bodo, The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics , 5th, Springer Verlag , 2002, p. 485, ISBN 3-540-67877-8 .
  20. ^ a b DN Spergel et al. ,First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters , in Astrophysical Journal (Supplement Series) , vol. 148, n. 1, 2003, pp. 175–194, DOI : 10.1086/377226 , arΧiv : astro-ph/0302209 .
  21. ^ a b A. McKellar, Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space , in Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC) , vol. 7, 1941, pp. 251–272.
  22. ^ S. Weinberg , Oxford Astronomy Encyclopedia , John Wiley & Sons , 1972, p. 514, ISBN 0-471-92567-5 .
  23. ^ a b c d e H. Kragh, Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe , Princeton University Press , 1999, p. 135, ISBN 0-691-00546-X . "In 1946, Robert Dicke and coworkers at MIT tested equipment that could test a cosmic microwave background of intensity corresponding to about 20K in the microwave region. However, they did not refer to such a background, but only to 'radiation from cosmic matter'. Also, this work was unrelated to cosmology and is only mentioned because it suggests that by 1950, detection of the background radiation might have been technically possible, and also because of Dicke's later role in the discovery". Vedi anche RH Dicke et al. , Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer , in Physical Review , vol. 70, 5–6, 1946, pp. 340–348, DOI : 10.1103/PhysRev.70.340 .
  24. ^ G. Gamow ,Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe , Courier Dover Publications , 2004 [1961] , p. 40, ISBN 0-486-43868-6 .
  25. ^ Kragh, H. (1999:132). "Alpher and Herman first calculated the present temperature of the decoupled primordial radiation in 1948, when they reported a value of 5 K. Although it was not mentioned either then or in later publications that the radiation is in the microwave region, this follows immediately from the temperature... Alpher and Herman made it clear that what they had called "the temperature in the universe" the previous year referred to a blackbody distributed background radiation quite different from sunlight".
  26. ^ ( RU ) TA Shmaonov, Commentary , in Pribory i Tekhnika Experimenta , vol. 1, 1957, p. 83, DOI : 10.1016/S0890-5096(06)60772-3 .
  27. ^ PD Naselsky, DI Novikov e ID Novikov, The Physics of the Cosmic Microwave Background , Cambridge University Press , 2006, p. 5, ISBN 0-521-85550-0 .
  28. ^ AG Doroshkevich e ID Novikov, Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology , in Soviet Physics Doklady , vol. 9, 1964, Bibcode : 1964SPhD....9..111D .
  29. ^ a b Y. Zaitsev, Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities [ collegamento interrotto ] , RIA Novosti , 21 novembre 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008 .
  30. ^ R. Sanders, Kahn, J., UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics , UC Berkeley News , 13 ottobre 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008 .
  31. ^ JM Kovac et al. , Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI , in Nature , vol. 420, n. 6917, 2002, pp. 772–787, DOI : 10.1038/nature01269 , PMID 12490941 .
  32. ^ ACS Readhead et al. , Polarization Observations with the Cosmic Background Imager , in Science , vol. 306, n. 5697, 2004, pp. 836–844, DOI : 10.1126/science.1105598 , PMID 15472038 .
  33. ^ G. Gamow, The Origin of Elements and the Separation of Galaxies , in Physical Review , vol. 74, n. 4, 1948, pp. 505–506, DOI : 10.1103/PhysRev.74.505.2 .
  34. ^ G. Gamow, The evolution of the universe , in Nature , vol. 162, 1948, pp. 680–682, DOI : 10.1038/162680a0 .
  35. ^ RA Alpher e RC Herman, On the Relative Abundance of the Elements , in Physical Review , vol. 74, n. 12, 1948, pp. 1737–1742, DOI : 10.1103/PhysRev.74.1737 .
  36. ^ Questa stima è così elevata a causa di una sottostima della costante di Hubble da parte di Alfred Behr, che non poteva essere replicata, e fu in seguito abbandonata per la stima precedente.
  37. ^ Si veda la tabella della timeline.
  38. ^ AKT Assis e MCD Neves, History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson ( PDF ), in Apeiron , vol. 2, n. 3, 1995, pp. 79–87. e si veda anche EL Wright, Eddington's Temperature of Space , su astro.ucla.edu , UCLA, 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008 .
  39. ^ AA Penzias, The origin of elements ( PDF ), su Nobel lecture , Nobel Foundation , 2006. URL consultato il 4 ottobre 2006 .
  40. ^ RH Dicke, The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies , in Review of Scientific Instruments , vol. 17, 1946, pp. 268–275, DOI : 10.1063/1.1770483 . Questo schema di base per un radiometro è stato utilizzato nella maggior parte dei successivi esperimenti sulla radiazione cosmica di fondo.
  41. ^ RH Dicke et al. , Cosmic Black-Body Radiation , in Astrophysical Journal , vol. 142, 1965, pp. 414–419, DOI : 10.1086/148306 .
  42. ^ Citato in PJ E Peebles, Principles of Physical Cosmology , Princeton University Press , 1993, pp. 139–148, ISBN 0-691-01933-9 .
  43. ^ The Nobel Prize in Physics 1978 , su nobelprize.org , Nobel Foundation , 1978. URL consultato l'8 gennaio 2009 .
  44. ^ JV Narlikar e NC Wickramasinghe, Microwave Background in a Steady State Universe , in Nature , vol. 216, 1967, pp. 43–44, Bibcode : 1967Natur.216...43N , DOI : 10.1038/216043a0 .
  45. ^ Nell'originale: It can be calculated that the rotational temperature of interstellar space is 2 K .
  46. ^ Perdita di energia della luce nello spazio interstellare e intergalattico , su marcomissana.retelinux.com .
  47. ^ ( EN ) Solution of the transfer equation in a scattering atmosphere with spherical symmetry [ collegamento interrotto ] , su springerlink.com .
  48. ^ PJE Peebles et al. , The case for the relativistic hot big bang cosmology , in Nature , vol. 352, 1991, pp. 769–776, Bibcode : 1991Natur.352..769P , DOI : 10.1038/352769a0 .
  49. ^ ER Harrison, Fluctuations at the threshold of classical cosmology , in Physical Review D , vol. 1, 1970, pp. 2726–2730, DOI : 10.1103/PhysRevD.1.2726 .
  50. ^ PJE Peebles e JT Yu, Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe , in Astrophysical Journal , vol. 162, 1970, pp. 815–836, DOI : 10.1086/150713 .
  51. ^ YB Zel'dovič, A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 160, 1972, pp. 1P–4P, Bibcode : 1972MNRAS.160P...1Z .
  52. ^ AG Doroshkevich, YB Zel'dovič, RA Syunyaev, The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium , Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation , Tallinn, MS Longair e J. Einasto, 12-16 settembre 1977. Anche se questa è la prima pubblicazione a parlare delle disomogeneità della densità come anisotropie della radiazione cosmica di fondo, qualche premessa di base si può già trovare nel lavoro di Peebles e Yu già citato.
  53. ^ Dmitry Skulachev, History of relict radiation study: Soviet "RELIKT" and American "COBE" , Izvestia Nauki (Science News). URL consultato il 28 maggio 2010 (archiviato dall' url originale il 27 giugno 2009) .
  54. ^ GF Smooth et al. , Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps , in Astrophysical Journal Letters , vol. 396, n. 1, 1992, pp. L1–L5, DOI : 10.1086/186504 .
  55. ^ CL Bennett et al. , Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results , in Astrophysical Journal Letters , vol. 464, 1996, pp. L1–L4, DOI : 10.1086/310075 .
  56. ^ C. Grupen et al. , Astroparticle Physics , Springer , 2005, pp. 240–241, ISBN 3-540-25312-2 .
  57. ^ AD Miller et al. , A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes , in Astrophysical Journal , vol. 521, n. 2, 1999, pp. L79–L82, DOI : 10.1086/312197 .
  58. ^ A. Melchiorri et al. , A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang , in Astrophysical Journal , vol. 536, n. 2, 2000, pp. L63–L66, DOI : 10.1086/312744 .
  59. ^ S. Hanany et al. , MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5° , in Astrophysical Journal , vol. 545, n. 1, 2000, pp. L5–L9, DOI : 10.1086/317322 .
  60. ^ P. de Bernardis et al. , A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation , in Nature , vol. 404, n. 6781, 2000, pp. 955–959, Bibcode : 2000Natur.404..955D , DOI : 10.1038/35010035 , PMID 10801117 .
  61. ^ L. Pogosian et al. , Observational constraints on cosmic string production during brane inflation , in Physical Review D , vol. 68, n. 2, 2003, p. 023506, Bibcode : 2003PhRvD..68b3506P , DOI : 10.1103/PhysRevD.68.023506 .
  62. ^ a b G. Hinshaw, et al. (WMAP collaboration), Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis , in Astrophysical Journal (Supplement Series) , vol. 170, n. 2, 2007, pp. 288–334, DOI : 10.1086/513698 , arΧiv : astro-ph/0603451 .
  63. ^ D. Scott, The Standard Cosmological Model , 2005, Bibcode : 2005astro.ph.10731S , arΧiv : astro-ph/0510731 .
  64. ^ MS Turner, The New Cosmology: Mid-term Report Card for Inflation , 2002, arΧiv : astro-ph/0212281
  65. ^ ( EN ) S. Torres, Topological Analysis of COBE-DMR CMB Maps , in Imperial College Pressar Xiv=astro-ph/9311067 , 1993, ISBN 1860945775 .
  66. ^ Durham, Frank; Purrington, Robert D., Frame of the universe: a history of physical cosmology , Columbia University Press, 1983, pp. 193–209, ISBN 0-231-05393-2 .
  67. ^ Robert H. Brandenberger, Formation of Structure in the Universe , su adsabs.harvard.edu , 1995. URL consultato il 1º settembre 2009 .
  68. ^ a b CL Bennett, et al. (WMAP collaboration),First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results , in Astrophysical Journal (Supplement Series) , vol. 148, 2003, p. 1 , DOI : 10.1086/377253 , arΧiv : astro-ph/0302207 . This paper warns, "the statistics of this internal linear combination map are complex and inappropriate for most CMB analyses."
  69. ^ W. Hu e M. White, Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background , in Astrophysical Journal , vol. 471, 1996, pp. 30–51, DOI : 10.1086/177951 .
  70. ^ WMAP Collaboration, L. Verde, HV Peiris, E. Komatsu, MR Nolta, CL Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw e N. Jarosik, First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters , in Astrophysical Journal (Supplement Series) , vol. 148, n. 1, 2003, pp. 175–194, DOI : 10.1086/377226 , arΧiv : astro-ph/0302209 .
  71. ^ In originale, full width at half maximum
  72. ^ Università di Bologna
  73. ^ Formazione ed evoluzione delle galassie Archiviato l'11 marzo 2012 in Internet Archive .
  74. ^ A. Lewis e A. Challinor, Weak gravitational lensing of the CMB , in Physics Reports , vol. 429, 2006, pp. 1 –65, DOI : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 , arΧiv : astro-ph/0601594 .
  75. ^ Esa , su esa.int .
  76. ^ Max Tegmark, L'iniverso matematico , Bollati Boringhieri, 2014.
  77. ^ Riccardo Scarpa, E se la radiazione di fondo fosse solo un localismo? Archiviato il 4 marzo 2016 in Internet Archive ., Coelum, 170
  78. ^ ( EN ) JV Narlikar et al. , Cosmic iron whiskers: their origin, length distribution and astrophysical consequences (archiviato dall' url originale l'8 dicembre 2015) .
  79. ^ A. Kogut et al. , Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps , in Astrophysical Journal , vol. 419, 1993, pp. 1–6, DOI : 10.1086/173453 , arΧiv : astro-ph/9312056 .
  80. ^ APOD: 2009 September 6 - CMBR Dipole: Speeding Through the Universe
  81. ^ KT Inoue e J. Silk, Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant , in Astrophysical Journal , vol. 664, n. 2, 2007, pp. 650–659, DOI : 10.1086/517603 , arΧiv : astro-ph/0612347 .
  82. ^ ( EN ) G. Rossmanith et al. , Non-Gaussian Signatures in the five-year WMAP data as identified with isotropic scaling indices , 2009, arXiv : 0905.2854 .
  83. ^ a b ( EN ) RE Schild e CH Gibson, Goodness in the Axis of Evil , 2008, arXiv : 0802.3229 .
  84. ^ ( EN ) A. Bernui et al. , Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data , 2005, arXiv : astro-ph/0511666 .
  85. ^ ( EN ) TR Jaffe et al. , Evidence of vorticity and shear at large angular scales in the WMAP data: a violation of cosmological isotropy? , 2005, arXiv : astro-ph/0503213 .
  86. ^ A. de Oliveira-Costa et al. , The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP , in Physical Review D , vol. 69, 2004, p. 063516, DOI : 10.1103/PhysRevD.69.063516 , arΧiv : astro-ph/0307282 .
  87. ^ DJ Schwarz, et al, , Is the low-l microwave background cosmic? , in Physical Review Letters , vol. 93, 2004, p. 221301, DOI : 10.1103/PhysRevLett.93.221301 , arΧiv : astro-ph/0403353 .
  88. ^ P. Bielewicz, KM Gorski, Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 355, 2004, p. 1283, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x , arΧiv : astro-ph/0405007 .
  89. ^ In originale, axis of evil
  90. ^ M. Tegmark, A. de Oliveira-Costa e A. Hamilton, A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP , in Physical Review D , vol. 68, 2003, p. 123523, DOI : 10.1103/PhysRevD.68.123523 , arΧiv : astro-ph/0302496 . This paper states, "Not surprisingly, the two most contaminated multipoles are [the quadrupole and octopole], which most closely trace the galactic plane morphology."
  91. ^ I. O'Dwyer et al. , Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data , in Astrophysical Journal Letters , vol. 617, 2004, pp. L99–L102, DOI : 10.1086/427386 , arΧiv : astro-ph/0407027 .
  92. ^ A. Slosar, U. Seljak, Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP , in Physical Review D , vol. 70, 2004, p. 083002, DOI : 10.1103/PhysRevD.70.083002 , arΧiv : astro-ph/0404567 .
  93. ^ P. Bielewicz et al. , Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis , in Astrophysical Journal , vol. 635, 2005, pp. 750–60, DOI : 10.1086/497263 , arΧiv : astro-ph/0507186 .
  94. ^ CJ Copi et al. , On the large-angle anomalies of the microwave sky , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 367, 2006, pp. 79–102, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x , arΧiv : astro-ph/0508047 .
  95. ^ A. de Oliveira-Costa e M. Tegmark, CMB multipole measurements in the presence of foregrounds , in Physical Review D , vol. 74, 2006, p. 023005, DOI : 10.1103/PhysRevD.74.023005 , arΧiv : astro-ph/0603369 .

Altri progetti

Collegamenti esterni

  • Roberto Decarli, Il fondo cosmico a microonde ( PPT ), su merate.mi.astro.it , Osservatorio astronomico di Brera, 2004-2005. URL consultato il 30 giugno 2010 (archiviato dall' url originale il 9 dicembre 2012) .
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85110349 · GND ( DE ) 4349192-3