Radiazione cosmica di fondo e PK - Nuova era: differenze tra le pagine

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{{torna a|Saga di PK}}

[[File:WMAP.jpg|thumb|Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti a sorgenti locali e dell'anisotropia di dipolo.]]

{{fumetto e animazione

In [[Cosmologia (astronomia)|cosmologia]] la '''radiazione cosmica di fondo''', detta anche '''radiazione di fondo''', abbreviata in '''CMBR''' (dall'inglese ''Cosmic Microwave Background Radiation''), è la [[radiazione elettromagnetica]] che permea l'[[universo]], considerata come prova del modello del [[Big Bang]]<ref name="apj142:419">{{en}}{{cita pubblicazione|cognome=Penzias|nome=A.A.|coautori=R.W. Wilson|titolo=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=142|pp=419–421|anno=1965|doi=10.1086/148307}}</ref>.

|immagine = PK icon.svg

|tipo = fumetto

|lingua originale = italiano

|paese = Italia

|titolo = PKNE - Paperinik New Era

|editore = [[The Walt Disney Company Italia]]

|data inizio = luglio 2014

|data fine = in corso

|periodicità = settimanale

|volumi = 7

|volumi nota =

|volumi totali = na

|rilegatura = spillata

|posizione serie = 3

|precedente =[[PK²]]

|successivo =

|genere = [[fantascienza]], [[Azione (genere)|azione]], [[drammatico]], [[avventura]], [[thriller]], [[romantico|sentimentale]]

}}

'''''PKNE - Paperinik New Era''''' è un [[serie a fumetti|serie di storie a fumetti]] di [[fantascienza]] incentrata sul [[personaggio immaginario]] di [[Paperinik]] e pubblicata sul settimanale [[Topolino (libretto)|''Topolino'']] dal [[2014]] e fece seguito alla serie ''[[PK²]]''.

== Storia editoriale ==

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

Nel [[2014]], la [[Disney Italia]] iniziò la pubblicazione di nuove storie dell'[[universo PK]] sul settimanale ''Topolino'' che costituiscono il seguito delle trame raccontate nelle prime due serie. Nelle storie di questa quarta serie si fondano la versione supereroistica del personaggio - come caratterizzata nelle prime tre serie a fumetti - con l’universo classico dei personaggi di [[Paperopoli]] con la presenza sporadica di personaggi classici come [[Paperon de' Paperoni|Zio Paperone]], [[Paperoga]], [[Gastone Paperone|Gastone]] e [[Rockerduck]] e, mentre nella altre serie dovevano restare mondi separati per una scelta editoriale, in questa la separazione è assente e - oltre al supereroe - compare maggiormente anche il suo alter ego [[Paperino]] nella sua caratterizzazione classica''',''' con riferimenti alla sua infanzia alla fattoria di [[Nonna Papera]] e alla vita domestica con i cari nipotini [[Qui, Quo e Qua]].<ref>{{Cita news|url=https://www.badcomics.it/2017/04/chrono-pk-88-cronaca-ritorno/151746/|titolo=Chrono PK #88: Cronaca di un ritorno - BadComics.it|pubblicazione=BadComics.it|data=19 aprile 2017|accesso=19 gennaio 2018}}</ref> Il ciclo è noto come ''PKNE'', acronimo di ''Paperinik New Era'' (letteralmente "''PK - La nuova era di Paperinik''")<ref>Valentina De Poli, ''Topolino'', numero 3058, Editoriale, p. 5</ref> e comprende vari cicli di storie successivamente raccolti in volumi monografici dal 2015 nella collana ''Topolino Limited De Luxe Edition''.

== Trama ==

La CMBR venne scoperta nel [[1964]] dagli astronomi statunitensi [[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]]<ref>{{cita web|autore=Smoot Group|titolo=The Cosmic Microwave Background Radiation|url=http://aether.lbl.gov/www/science/cmb.html|data=28 marzo 1996|editore=aether.lbl.gov|accesso=11 dicembre 2008|lingua=en}}</ref> al termine di uno studio avviato nel [[1940]], che li portò a conseguire il [[Premio Nobel per la fisica]] nel [[1978]].

Molti anni dopo i fatti narrati in ''[[PK²]]'', dopo che [[Everett Ducklair]] aveva spento [[Uno (personaggio)|Uno]] e aveva lasciato la [[Terra]] per far ritorno sul pianeta [[Luoghi immaginari di PK#Corona|Corona]], [[Paperino]] non è più l'alter-ego di [[Paperinik|Pikappa]] da molto tempo, ma è obbligato a ritornare a esserlo quando gli [[Evron|Evroniani]] tornano a minacciare la Terra. Viene affiancato da una nuova intelligenza artificiale, il [[Custode della Camera Omega]], che non nutre grande fiducia in lui. Durante la battaglia finale Pikappa è costretto a sacrificare la [[Ducklair Tower]], perdendo tutto il supporto della tecnologia Ducklair, ma riuscendo a sconfiggere gli alieni con l'aiuto di [[Odin Eidolon]] e il [[Razziatore]].

Per questo motivo nell'avventura successiva deve affrontare una calamità temporale facendo affidamento solo sulle sue forze e sull'abilità di [[Lyla Lay]]. Tuttavia la Torre non è stata distrutta, ma è stata teletrasportata nell'[[Luoghi immaginari di PK#Universo pentadimensionale|universo pentadimensionale]] di Everett Ducklair creato per essere la prigione del temibile [[Moldrock]], colui che domina il Raggio Nero. Pikappa ci entra e scopre che la torre c'è ancora ma deve fare attenzione al fatto che Moldrock non esca. Improvvisamente si scatena una bufera di neve, per via del fatto che il Sole sta venendo prosciugato dai misteriosi [[Luoghi immaginari di PK#En'tomek|En'tomek]], dei robot/alieni che usano come fonte energetica le stelle: prima di arrivare al Sole insieme al planetoide imperiale di [[Evron]], erano arrivati a [[Xerba|Nuova Xerba]] e avevano prosciugato [[Xadhoom]]. Pikappa si spaccia per un Arcimaresciallo Evroniano e la fa risvegliare perché possa tornare a casa.

== Introduzione ==

[[File:WMAP 2006 94 GHz temperature map.png|thumb|Mappatura completa delle fluttuazioni della temperatura nello spazio, ripresa dal [[WMAP]] nel 2003.]]

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

Tempo dopo, Moldrock e i suoi [[Personaggi minori di PK|guerrieri]] tornano in scena minacciando di distruggere [[Paperopoli]] e Pikappa forma una squadra con l'ex nemico [[Personaggi minori di PK|Trauma]] e i predoni Grozsnaz. In seguito alla vittoria Everett Ducklair torna a [[Luoghi immaginari di PK#Dhasam-Bul|Dhasam-Bul]] con i monaci mentre [[Uno (personaggio)|Uno]] ritorna a essere un valido alleato di Pikappa, come ai vecchi tempi.

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

== Elenco delle storie ==

Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto dell'universo deve essere in grado di spiegare questa radiazione. La CMB ha uno spettro termico di [[corpo nero]] a una temperatura di 2,725 [[Kelvin|K]], quindi lo spettro presenta dei picchi nella zona delle microonde alla frequenza di 160,2&nbsp;GHz, corrispondenti a una lunghezza d'onda di 1,9 millimetri<ref>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.</ref>. L'emissione è quasi, ma non del tutto, uniforme in tutte le direzioni, e mostra un andamento molto specifico corrispondente a quello che si otterrebbe da un gas molto caldo e quasi uniforme che si espandesse fino alle attuali dimensioni dell'universo. In particolare, la distribuzione spaziale dell'energia dello spettro (cioè la differenza osservata in funzione della distanza delle regioni del cielo) contiene piccole [[anisotropia|anisotropie]], o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Queste anisotropie sono state misurate in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole oscillazioni termiche, generate da fluttuazioni quantistiche della materia in uno spazio ristretto, si fossero espanse fino alla dimensione dello spazio attualmente osservabile. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati più accurati (per esempio con la [[Planck Surveyor|sonda Planck]]) sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.

{{vedi anche|Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era}}

;Serie

{| class="wikitable" style="width:70%;text-align:left;"

! Nr. || Titolo || Data pubblicazione || Topolino || Puntate

|-

| ''PKNE'' #1 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Potere e Potenza|Potere e Potenza]]'' || 2-23 luglio [[2014]] || 3058-3059-3060-3061 || 4

|-

| ''PKNE'' #2 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Gli argini del tempo|Gli argini del tempo]]'' || 6-27 maggio [[2015]] || 3102-3103-3104-3105 || 4

|-

| ''PKNE'' #3 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Il Raggio Nero|Il Raggio Nero]]'' || 28 ottobre-25 novembre [[2015]] || 3127-3128-3129-3130-3131 || 5

|-

| ''PKNE'' #4 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Cronaca di un ritorno|Cronaca di un ritorno]]'' || 9 novembre-7 dicembre [[2016]] || 3181/3183-3184-3185 || 4

|-

| ''PKNE'' #5 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Il marchio di Moldrock|Il marchio di Moldrock]]'' || 26 aprile-17 maggio [[2017]] || 3205-3206-3207-3208 || 4

|-

| ''PKNE'' #6 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#L'orizzonte degli eventi|L'orizzonte degli eventi]]'' || 7 marzo-4 aprile [[2018]] || 3250-3251-3252-3253-3254 || 5

|-

| ''PKNE'' #7 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Droidi|Droidi]]'' || 21 novembre-5 dicembre [[2018]] || 3287-3288-3289 || 3

|}

;Miniserie

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

{| class="wikitable" style="width:70%;text-align:left;"

! Nr. || Titolo || Data pubblicazione || Topolino || Puntate

== Caratteristiche ==

[[File:Cmbr.svg|thumb|upright=1.4|Lo spettro della radiazione di fondo misurato dal [[COBE]] è la misurazione più precisa di corpo nero in natura<ref name="dpf99" />. La curva teorica si sovrappone pressoché esattamente ai punti dei dati reali comprensivi delle [[errore standard|barre di errore standard]].]]

La radiazione cosmica di fondo è [[isotropia|isotropa]] fino a circa una parte su 100.000: infatti il [[valore efficace|valore quadratico medio]] delle variazioni è di solo 18&nbsp;µK.<ref>

{{cita libro|cognome=Wright |nome=E.L. |titolo=Measuring and Modeling the Universe |annooriginale=2004 |id={{arXiv|id=astro-ph/0305591}} |accesso=13 luglio 2010 |data= |anno= |editore=[[Cambridge University Press]] |città= |lingua=en|pagine=291 |capitolo=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy |isbn=0-521-75576-X}}</ref><ref>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 [[Vergine (costellazione)|costellazione della Vergine]].</ref>. Lo [[spettrofotometro]] FIRAS (''Far-Infrared Absolute Spectrophotometer'') montato sul [[COBE]] della [[NASA]], ha accuratamente misurato il suo spettro. I membri del progetto FIRAS hanno confrontato la CMB con la radiazione di corpo nero del riferimento interno dello strumento, e hanno trovato che gli spettri corrispondono entro l'errore sperimentale. Hanno concluso che qualsiasi deviazione dalla forma del corpo nero che potrebbe ancora non essere stata individuata nello spettro della CMB nella gamma di lunghezze d'onda 0,5–5&nbsp;mm, deve avere un [[valore efficace|valore quadratico medio]] ponderato al massimo di 50 parti per milione (0,005%) rispetto al picco di luminosità della CMB<ref>{{en}}{{cita pubblicazione | cognome=Fixsen | nome=D. J. | etal=s | anno=1996 | titolo=The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set | rivista=[[Astrophysical Journal]] | volume=473 | pp=576–587 | doi=10.1086/178173 | accesso=15 luglio 2010}}

</ref>. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura<ref name="dpf99">{{en}}

{{cita conferenza | nome=M. | cognome=White | titolo=Anisotropies in the CMB | conferenza=1999 Meeting of the Division of Particles and Fields of the American Physical Society | editore=University of California | anno=1999 | città=Los Angeles | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999dpf..conf.....W | accesso=15 luglio 2010 | id={{arXiv|astro-ph/9903232}} }}</ref>.

La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del [[Big Bang]]. Inoltre, la [[Inflazione (cosmologia)|cosmologia inflazionaria]] prevede che dopo circa 10⁻³⁷ secondi<ref>

{{cita libro | cognome=Guth | nome=A. H. | wkautore=Alan Guth | titolo=The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins | editore=Basic Books | città= | anno=1998 | isbn=0-201-32840-2 }}

</ref>, l'universo appena nato abbia subito una crescita esponenziale che appianò quasi tutte le disomogeneità.<ref>Le poche eccezioni sono le disomogeneità derivanti dalle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionario.</ref><ref>

{{en}}{{cita pubblicazione | cognome=Cirigliano | nome=D. | coautori=de Vega, H.J.; Sanchez, N.G. | anno=2005 |titolo=Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data | rivista=[[Physical Review D]] | volume=71 | numero=10 | pp=77–115 | doi=10.1103/PhysRevD.71.103518 | id={{arXiv|astro-ph/0412634}}}}

</ref> A questo seguì la [[rottura spontanea di simmetria]], un tipo di transizione di fase che ha fissato le [[interazioni fondamentali]] e le [[Particella elementare|particelle elementari]] nella loro forma attuale. Dopo 10⁻⁶ secondi, l'universo primordiale era costituito da un [[fisica del plasma|plasma]] caldissimo di [[fotone|fotoni]], [[elettrone|elettroni]], e [[barione|barioni]]. I fotoni interagivano continuamente con il plasma attraverso lo [[scattering Thomson]]. L'[[Espansione metrica dello spazio|espansione dell'universo]], con il conseguente raffreddamento adiabatico, ha causato il raffreddamento del plasma fino a rendere possibile la combinazione degli elettroni con i [[protoni]], per dare così luogo agli atomi di [[idrogeno]]. Questo evento di ricombinazione è avvenuto quando la temperatura era scesa a circa 3000 K, cioè quando l'età dell'universo era di circa 379&nbsp;000 anni<ref>

{{cita web|lingua=en | cognome=Abbott | nome=B.| anno=2007 | titolo=Microwave (WMAP) All-Sky Survey | url=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php | editore=[[Hayden Planetarium]] | accesso=16 luglio 2010}}</ref><ref>Equivale ad un [[redshift]] di {{nowrap|z {{=}} 1,088}}.</ref>. A questo punto, i fotoni hanno potuto allontanarsi dagli atomi ora elettricamente neutri e hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con il conseguente disaccoppiamento tra la materia e la radiazione<ref>

{{en}}{{cita pubblicazione | cognome=Gawiser | nome=E. | coautori=Silk, J. | anno=2000 | titolo=The cosmic microwave background radiation | rivista=Physics Reports | volume=333–334 | p=245 | doi=10.1016/S0370-1573(00)00025-9 | id={{arXiv|astro-ph/0002044}}}}</ref>.

Da allora la [[temperatura di colore]] dei fotoni ha continuato a diminuire; attualmente ha raggiunto i 2,725 K, e continua a scendere mentre l'universo si espande. Secondo il modello del Big Bang, la radiazione che misuriamo oggi nel cielo proviene da una superficie sferica chiamata ''superficie di ultimo scattering''. Questo rappresenta l'insieme dei punti nello spazio in cui si ritiene sia avvenuto l'evento di disaccoppiamento, a meno di 400&nbsp;000 anni dopo il Big Bang<ref>{{cita web|lingua=en

| cognome=Smoot | nome=G. F. | wkautore=George Fitzgerald Smoot

| url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/smoot-lecture.html

| titolo=Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization

| accesso=1º agosto 2010 | editore=Nobel Foundation |sito=Nobel Lecture | anno=2006}}

</ref>; i fotoni che ci hanno appena raggiunto provengono da questo remoto punto nel tempo. L'età stimata dell'Universo è di 13,75 miliardi di anni<ref>{{cita web|lingua=en

| cognome=Komatsu | nome=E.

| url=http://www.itwire.com/science-news/space/37421-scientists-say-universe-is-20m-years-older

| titolo=Scientists say universe is 20M years older

| editore=http://www.itwire.com/ | anno=2010 | accesso=1º agosto 2010}}

</ref>. Tuttavia, poiché l'Universo ha continuato ad espandersi da allora, la [[Coordinate comoventi|distanza comovente]] dalla Terra al bordo dell'[[universo osservabile]] è ora di almeno 46,5 miliardi [[anno luce|anni luce]].<ref>{{en}}{{cita pubblicazione

| cognome=Lineweaver | nome=Charles H. | coautori=Tamara M. Davis

| anno=2005 | mese=marzo

| titolo=Misconceptions about the Big Bang | rivista=Scientific American

| url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5

| accesso=1º agosto 2010}}

</ref><ref>{{en}}{{cita libro

| cognome=Harrison | nome=E.R. | titolo=Cosmology

| editore=Cambridge University Press | città=Cambridge | anno=2000 | pagine=446–448 | isbn=0-521-66148-X }}

</ref>

La teoria del Big Bang suggerisce che la radiazione cosmica di fondo riempia tutto lo spazio osservabile, e che la maggior parte dell'energia di radiazione nell'universo sia nella radiazione cosmica di fondo<ref>{{en}}{{cita libro

| cognome=Hobson | nome=M.P. | coautori=Efstathiou, G., Lasenby, A.N.

| titolo=General Relativity: An Introduction for Physicists | anno=2006 | pagine=338

| editore=Cambridge University Press | città=Cambridge | isbn=0-521-82951-8}}</ref>, che costituisce una frazione di circa 6 × 10⁻⁵ della densità totale dell'universo<ref>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 {{Cita libro|cognome=Unsöld|nome=A.|cognome2=Bodo|nome2=B.|anno=2002|titolo=The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics|edizione=5th|pagina=485|editore=[[Springer Verlag]]|isbn=3-540-67877-8}}</ref>.

Due dei più grandi successi della teoria del big bang sono la previsione del suo spettro quasi perfetto di corpo nero e la previsione dettagliata delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo. La sonda [[WMAP]] ha misurato con precisione queste anisotropie su tutto il cielo fino a scale angolari di 0,2 gradi<ref name="apjss148">

{{Cita pubblicazione|cognome=Spergel|nome=D.N.|etal=s|anno=2003|titolo=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|rivista=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|numero=1|pp=175–194|doi=10.1086/377226|id={{arXiv|astro-ph/0302209}}}}</ref>. Queste possono essere usate per stimare i parametri del [[modello Lambda-CDM]] standard del Big Bang. Alcune informazioni, come ad esempio la [[forma dell'universo]], possono essere ottenute direttamente dalla radiazione cosmica di fondo, mentre altre, come la [[costante di Hubble]], non sono collegate e devono essere dedotte da altre misurazioni<ref name="apjss148" />. Il valore di quest'ultima dà lo [[spostamento verso il rosso]] delle galassie (da interpretare come la velocità di recessione) in proporzione alla loro distanza.

== Scoperta ==

{| align="right" width="45%" style="border:1px solid #aaa; background:white; margin:0 0 1em 1em; padding:0 0 1em 1em; vertical-align:right;"

!colspan="2" align="center"|<span style="font-size: 120%;">Cronologia della CMB</span>

|-

| 1 || ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#PK Tube|PK Tube]]'' || 9 marzo-6 aprile [[2016]] || 3146-3147-3148-3149-3150-3152 || 6

|colspan="2" align="center"|<small>Date e persone fondamentali</small>

|-valign=top

|align="right">|''1941''||[[Andrew McKellar]] segnala l'osservazione di una temperatura [[bolometro|bolometrica]] media di 2,3 K, basata sullo studio delle righe di assorbimento interstellare<ref name="dao7">

{{Cita pubblicazione|cognome=McKellar|nome=A.|titolo=Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space|rivista=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC)|anno=1941|volume=7|pp=251–272}}</ref><ref>

{{Cita libro|cognome=Weinberg|nome=S.|wkautore=Steven Weinberg|anno=1972|titolo=Oxford Astronomy Encyclopedia|pagine=514|editore=[[John Wiley & Sons]]|isbn=0-471-92567-5}}</ref>.

|-valign=top

|align="right">|''1946''||[[Robert Dicke]] predice una "... radiazione di materia cosmica" a ~20 K, ma non si riferisce alla radiazione di fondo.<ref name=Kragh>{{Cita libro|nome=H.|cognome=Kragh|anno=1999|titolo=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|url=http://books.google.com/?id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA135|pagine=135|editore=[[Princeton University Press]]|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 {{Cita pubblicazione|cognome=Dicke|nome=R. H.|etal=s|anno=1946|titolo=Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer|rivista=[[Physical Review]]|volume=70|numero=5–6|pp=340–348|doi=10.1103/PhysRev.70.340}}</ref>

|-valign=top

|align="right">|''1948''||[[George Gamow]] calcola una temperatura di 50 K (ipotizzando un universo di 3 miliardi di anni di età)<ref>

{{Cita libro|cognome=Gamow|nome=G.|wkautore=George Gamow|anno=2004|annooriginale=1961|titolo=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|pagina=40|editore=[[Courier Dover Publications]]|url=http://books.google.com/?id=5awirwgmvAoC&pg=PA40|isbn=0-486-43868-6}}</ref>, commentando che ".. è in accordo ragionevole con la temperatura reale dello spazio interstellare", ma non fa menzione della radiazione di fondo.

|-valign=top

|align="right">|''1948''||[[Ralph Alpher]] e [[Robert Herman]] stimano "la temperatura dell'Universo" a 5 K. Anche se non menzionano esplicitamente la radiazione di fondo a microonde, lo si può dedurre<ref>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".</ref>.

|-valign=top

|align="right">|''1950''||Ralph Alpher and Robert Herman ricalcolano la temperatura a 28 K.

|-valign=top

|align="right">|''1953''||[[George Gamow]] stima la temperatura a 7 K<ref name=Kragh />.

|-valign=top

|align="right">|''1955''||Émile Le Roux del Radio Nançay Observatory, in uno studio del cielo a λ = 33&nbsp;cm, riporta un radiazione di fondo quasi isotropa di 3 ± 2 K<ref name=Kragh />.

|-valign=top

|align="right">|''1956''||[[George Gamow]] stima la temperatura a 6 K<ref name=Kragh />.

|-valign=top

|align="right">|''1957''

|Tigran Shmaonov riporta che "''la temperatura assoluta effettiva del fondo di emissione radio ... è di 4 ± 3 K''".<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Shmaonov|nome=T. A.|anno=1957|titolo=Commentary|lingua=russo|rivista=[[Pribory i Tekhnika Experimenta]]|volume=1|p=83|doi=10.1016/S0890-5096(06)60772-3}}</ref> Va osservato che la "''misurazione ha mostrato che l'intensità delle radiazioni è indipendente dal tempo e dalla direzione di osservazione ... è ormai chiaro che Shmaonov aveva osservato la radiazione cosmica di fondo alla lunghezza d'onda di 3,2 cm''".<ref>{{Cita libro|cognome=Naselsky|nome=P. D.|cognome2=Novikov|nome2=D.I.|cognome3=Novikov|nome3=I. D.|anno=2006|titolo=The Physics of the Cosmic Microwave Background|url=http://books.google.com/?id=J2KCisZsWZ0C&pg=RA1-PA1&dq=Shmaonov+cmb|pagine=5|editore=[[Cambridge University Press]]|isbn=0-521-85550-0}}</ref>

|-valign=top

|align="right">|''anni 1960''||Robert Dicke stima nuovamente la temperatura della CMB a 40 K.<ref name=Kragh />

|-valign=top

|align="right">|''1964''||[[A. G. Doroshkevich]] e [[Igor Dmitriyevich Novikov]] pubblicano una breve nota, dove menzionano la CMB come fenomeno osservabile<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Doroshkevich|nome=A. G.|cognome2=Novikov|nome2=I.D.|anno=1964|titolo=Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology|rivista=[[Soviet Physics Doklady]]|volume=9|bibcode=1964SPhD....9..111D}}</ref>.

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|align="right">|''1964–65''||[[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]] misurano una temperatura di circa 3 K. Robert Dicke, [[James Peebles]], P. G. Roll, e [[David Todd Wilkinson]] interpretano questa radiazione come una firma del Big Bang.

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|align="right">|''1978''||[[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]] ricevono il [[Premio Nobel per la fisica]].

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|align="right">|''1983''||L'[[Unione Sovietica]] lancia la sonda [[RELIKT-1]] per lo studio della CMB.

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|align="right">|''1990''||FIRAS misura la forma del corpo nero dello spettro della CMB con una precisione molto alta.

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|align="right">|''Gennaio 1992''||Gli scienziati che hanno analizzato i dati della RELIKT-1 dichiarano la scoperta delle anisotropie al seminario astrofisico di Mosca<ref name="Zaitsev">{{Cita news|cognome=Zaitsev|nome=Y.|data=21 novembre 2006|titolo=Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities |url=http://www.bilkent.edu.tr/~crs/russianmissedopport.htm |editore=[[RIA Novosti]]|accesso=11 dicembre 2008}}</ref>.

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|align="right">|''Aprile 1992''||Gli scienziati che hanno analizzato i dati del [[COBE]] annunciano la scoperta della temperatura primaria delle anisotropie<ref>{{Cita news|cognome=Sanders|nome=R.|coautori=Kahn, J.|data=13 ottobre 2006|titolo=UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics|url=https://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/10/03_nobelph.shtml|editore=[[UC Berkeley|UC Berkeley News]]|accesso=11 dicembre 2008}}</ref>.

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|align="right">|''1999''||Prime misurazioni delle oscillazioni acustiche nelle anisotropie angolari dello spettro della CMB, dalle sonde [[TOCO]], [[Esperimento BOOMERanG|BOOMERanG]] e [[Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array|MAXIMA]].

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|align="right">|''2002''||Polarizzazione scoperta dalla sonda [[DASI]]<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Kovac|nome=J.M.|etal=s|anno=2002|titolo=Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI|rivista=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=420|numero=6917|pp=772–787|doi=10.1038/nature01269|pmid=12490941}}</ref>.

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|align="right">|''2004''||Spettro della polarizzazione E-mode ottenuto dal [[telescopio CBI]]<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Readhead|nome=A. C. S.|etal=s|anno=2004|titolo=Polarization Observations with the Cosmic Background Imager|rivista=[[Science (journal)|Science]]|volume=306|numero=5697|pp=836–844|doi=10.1126/science.1105598|pmid=15472038}}</ref>.

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|align="right">|''2005''||[[Ralph Alpher]] viene insignito della [[National Medal of Science]] per il suo lavoro pionieristico nella nucleosintesi e la previsione che l'espansione dell'universo lascia dietro di sé la radiazione di fondo, fornendo così un modello per la teoria del Big Bang.

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|align="right">|''2006''||Due dei ricercatori principali del [[COBE]], [[George Fitzgerald Smoot]] e [[John Cromwell Mather]], ricevono il [[Premio Nobel per la fisica]] per il loro lavoro sulle misure di precisione della CMB.

|}

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== Citazioni ==

La radiazione di fondo venne predetta nel 1948 da [[George Gamow]], [[Ralph Alpher]], e [[Robert Herman]].<ref>

*In ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Potere e Potenza|Potere e Potenza]]'' (PKNE #1) è ispirato da una [[Giorni di un futuro passato|serie a fumetti]] e dal film ''[[X-Men - Giorni di un futuro passato]]'', siccome quando gli [[Evron|Evroniani]] hanno finalmente ucciso [[Paperinik|Pikappa]], conquistato tutta la [[Terra]], compresa la città di [[Paperopoli]], e infine, hanno messo tutti terrestri [[Coolflame|coolflamizzati]] in schiavitù, invece quello del [[Razziatore]], ordinato da [[Odin Eidolon]], salva il suo vecchio amico-nemico per far indietro nel tempo, e dopo la lunga e dura battaglia contro l'esercito degli Evroniani, salvano la Terra, per cambiare il corso degli eventi.

{{Cita pubblicazione|cognome=Gamow|nome=G.|anno=1948|titolo=The Origin of Elements and the Separation of Galaxies|rivista=[[Physical Review]]|volume=74|numero=4|pp=505–506|doi=10.1103/PhysRev.74.505.2}}</ref><ref>

*In ''[[Lista delle storie di PKNE - Paperinik New Era#Droidi|Droidi]]'' (PKNE #7) è incredibilmente ispirato dalle citazioni del film ''[[Blade Runner]]''. Già nella precedente apparizione di Tyrrel Duckard (''La fine della storia'') era evidente il modello di Blade Runner; qui, però, le citazioni dal film di Ridley Scott sono molto più numerose ed esplicite. Identiche, nella storia e nel film, sono la trama di base (la caccia a un gruppo di droidi fuggiti per incontrarsi col loro progettista) e l’ambientazione in una città del futuro, cupa, piovosa e con una popolazione in gran parte orientale. Sia Tyrrel che Pikappa, in modi diversi, ricordano Rick Deckard, l’eroe del film. Il primo gli assomiglia per il nome, per l’abbigliamento e la determinazione sul lavoro, ed è come lui un poliziotto divenuto investigatore privato; il secondo ha in comune con lui i lati più introspettivi e ribelli del carattere. Nel finale, si scopre che PK era un droide senza saperlo. Molti fan, e lo stesso regista del film, hanno avanzato l’ipotesi che, a sua insaputa, anche Rick Deckard fosse un droide come le sue prede. Altre analogie di carattere si possono trovare fra Leonard Vertighel e il giovane scienziato J.F. Sebastian del film. Si intuisce che proprio l’incontro con Zyba sarà all’origine della morbosa passione di Vertighel per i droidi di sesso femminile. Le barchette di carta che PK piega ripetutamente nel corso della storia rimandano agli origami di cui si diletta Gaff, il partner di Deckard nel film. Anche il famoso monologo finale del defunto Roy Batty è riecheggiato in una battuta di Tyrrell: «Ci tengo ai miei ricordi! Con tutto quello che ho visto... Non lo immagini neppure!».

{{Cita pubblicazione|cognome=Gamow|nome=G.|anno=1948|titolo=The evolution of the universe|rivista=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=162|pp=680–682|doi=10.1038/162680a0}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Alpher|nome=R. A.|cognome2=Herman|nome2=R. C.|anno=1948|titolo=On the Relative Abundance of the Elements|rivista=[[Physical Review]]|volume=74|numero=12|pp=1737–1742|doi=10.1103/PhysRev.74.1737}}</ref>

Alpher e Herman sono stati in grado di stimare la temperatura della radiazione cosmica di fondo a 5 K, anche se due anni dopo la ricalcolano a 28 K.<ref>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.</ref> Anche se ci sono state diverse stime precedenti della temperatura dello spazio<ref>Si veda la tabella della timeline.</ref>, queste soffrivano di due difetti. In primo luogo, erano misure della [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] dello spazio e non lasciavano supporre che lo spazio sia stato riempito con uno [[corpo nero|spettro termico di Planck]]. Poi, dipendono dalla nostra posizione speciale ai margini della [[Via Lattea]] e non specificano che la radiazione è isotropa. Le stime produrrebbero previsioni molto diverse se la Terra si trovasse in un altro punto dell'universo.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Assis|nome=A. K. T.|cognome2=Neves|nome2=M. C. D.|anno=1995|titolo=History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson|url=http://www.ifi.unicamp.br/~assis/Apeiron-V2-p79-84(1995).pdf|formato=pdf|rivista=[[Apeiron (journal)|Apeiron]]|volume=2|numero=3|pp=79–87}} e si veda anche {{Cita web|cognome=Wright|nome=E. L.|anno=2006|titolo=Eddington's Temperature of Space|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html|editore=UCLA|accesso=11 dicembre 2008}}</ref>

I risultati del 1948 di Alpher e Herman vennero discussi fino al 1955, quando ognuno di loro lasciò il ''Laboratorio di Fisica Applicata'' della [[Johns Hopkins University]]. La maggioranza della comunità astronomica, tuttavia, non era ancora particolarmente interessata ai temi della cosmologia. La predizione di Alpher e Herman fu riscoperta da [[Yakov Zel'dovich]] all'inizio degli anni 1960, e indipendentemente predetta da [[Robert Dicke]] contemporaneamente. La prima pubblicazione della radiazione di fondo come un fenomeno rilevabile apparve in un breve elaborato degli astrofisici [[Unione Sovietica|sovietici]] A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, nella primavera del [[1964]].<ref>{{Cita web|cognome=Penzias|nome=A. A.|anno=2006|titolo=The origin of elements|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/penzias-lecture.pdf|sito=Nobel lecture|editore=[[Nobel Foundation]]|accesso=4 ottobre 2006}}</ref> Nel 1964, [[David Todd Wilkinson]] e [[Peter Roll]], colleghi di [[Robert Dicke]] all'[[Università di Princeton]], iniziarono la costruzione di un radiometro Dicke per misurare la radiazione cosmica di fondo.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Dicke|nome=R. H.|anno=1946|titolo=The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies|rivista=[[Review of Scientific Instruments]]|volume=17|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.</ref> Nel [[1965]], [[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]] ai [[Bell Laboratories]] nelle vicinanze di [[Holmdel Township]], [[New Jersey]], costruirono un radiometro Dicke che intendevano utilizzare per la radioastronomia e gli esperimenti di comunicazione via satellite. Tale strumento soffriva di un eccesso di temperatura dell'antenna di 3,5 K che non riuscivano a spiegare. Dopo aver ricevuto una telefonata proveniente da Crawford Hill, Dicke disse una frase che divenne famosa: "''Boys, we've been scooped''" (che in italiano suonerebbe più o meno come "Ragazzi, ci hanno rubato lo scoop!").<ref name="apj142:419" /><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Dicke|nome=R. H.|etal=s|anno=1965|titolo=Cosmic Black-Body Radiation|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=142|pp=414–419|doi=10.1086/148306}}</ref><ref>Citato in {{Cita libro|cognome=Peebles|nome=P. J. E|anno=1993|titolo=Principles of Physical Cosmology|pagine=139–148|editore=[[Princeton University Press]]|isbn=0-691-01933-9}}</ref> Una riunione tra i gruppi di Princeton e Crawford Hill stabilì che la temperatura di disturbo dell'antenna era effettivamente dovuta dalla radiazione cosmica di fondo. Penzias e Wilson ricevettero il [[Premio Nobel per la fisica]] nel 1978 per tale scoperta.<ref>{{Cita web|anno=1978|titolo=The Nobel Prize in Physics 1978|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/|editore=[[Nobel Foundation]]|accesso=8 gennaio 2009}}</ref>

L'interpretazione della radiazione cosmica di fondo fu oggetto di controversia negli [[anni 1960]] con alcuni sostenitori della [[teoria dello stato stazionario]], i quali sostenevano che la radiazione di fondo è il risultato della [[Estinzione (astronomia)|luce stellare riflessa]] dalle galassie lontane.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Narlikar|nome=J. V.|cognome2=Wickramasinghe|nome2=N. C.|anno=1967|titolo=Microwave Background in a Steady State Universe|rivista=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=216|pp=43–44|doi=10.1038/216043a0|bibcode=1967Natur.216...43N}}</ref> Utilizzando questo modello, e sulla base dello studio delle caratteristiche delle linee di assorbimento negli spettri delle stelle, l'astronomo [[Andrew McKellar]] ha scritto nel 1941: "Si può calcolare che la temperatura rotazionale dello spazio interstellare è di 2 K".<ref name="dao7" /><ref>Nell'originale: ''It can be calculated that the rotational temperature of interstellar space is 2 K.''</ref> Secondo un'altra possibile interpretazione, utilizzando l'equazione del trasporto radiativo in coordinate polari si può dimostrare che la radiazione cosmica di fondo non è di origine extragalattica ma è di origine locale.<ref>[http://marcomissana.retelinux.com/index.html Perdita di energia della luce nello spazio interstellare e intergalattico]</ref><ref>[http://www.springerlink.com/content/l41436u44032068k/ Solution of the transfer equation in a scattering atmosphere with spherical symmetry]</ref> Tuttavia, durante gli [[anni 1970]] venne stabilito che la radiazione cosmica di fondo è un residuo del Big Bang. Questo perché nuove misurazioni in una gamma di frequenze dello spettro hanno mostrato che era uno spettro di [[corpo nero]] termico, un risultato che il modello dello stato stazionario non riusciva a riprodurre.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Peebles|nome=P. J. E.|etal=s|anno=1991|titolo=The case for the relativistic hot big bang cosmology|rivista=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=352|pp=769–776|doi=10.1038/352769a0|bibcode=1991Natur.352..769P}}</ref>

[[File:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey.jpeg|thumb|left|L'antenna con la quale Penzias e Wilson scoprirono la radiazione cosmica di fondo a Holmdel, nel New Jersey.]]

Harrison, Peebles, Yu e Zel'dovich si resero conto che l'universo primordiale avrebbe dovuto avere qualche disomogeneità a livello di 10⁻⁴ o 10⁻⁵.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Harrison|nome=E. R.|anno=1970|titolo=Fluctuations at the threshold of classical cosmology|rivista=[[Physical Review D]]|volume=1|pp=2726–2730|doi=10.1103/PhysRevD.1.2726}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Peebles|nome=P. J. E.|cognome2=Yu|nome2=J. T.|anno=1970|titolo=Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=162|pp=815–836|doi=10.1086/150713}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Zeldovich|nome=Y. B.|anno=1972|titolo=A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=160|pp=1P–4P|bibcode=1972MNRAS.160P...1Z}}</ref> [[Rashid Sunyaev]] poi calcolò l'impronta osservabile che tali disomogeneità avrebbero sulla radiazione cosmica di fondo.<ref>

{{cita conferenza | nome=A.G. | cognome=Doroshkevich | coautori= Y.B. Zel'Dovich, R.A. Syunyaev | data=12-16 settembre 1977 | titolo= The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium | conferenza= Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation | organizzazione= | editore= M. S. Longair e J. Einasto | città= Tallinn | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978IAUS...79..393S }} 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.</ref> Limiti sempre più stretti sull'anisotropia della radiazione cosmica di fondo sono stati stabiliti da esperimenti da terra, anche se l'anisotropia è stata innanzitutto rilevata attraverso l'analisi dei dati del [[RELIKT-1]]<ref name="Zaitsev"/><ref>{{Cita news|cognome=Skulachev|nome=Dmitry|titolo=History of relict radiation study: Soviet "RELIKT" and American "COBE"|url=http://www.inauka.ru/phisic/article93112/print.html|editore=Izvestia Nauki (Science News)|accesso=28 maggio 2010|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090627202538/http://www.inauka.ru/phisic/article93112/print.html|dataarchivio=27 giugno 2009}}</ref>, come è stato riportato nel gennaio del [[1992]]. A causa del ritardo plurimensile nella pubblicazione formale da parte delle riviste specializzate, il premio Nobel per la fisica per il 2006 venne assegnato al team del [[COBE]], che rilevò le anisotropie tramite un radiometro differenziale a microonde pochi mesi dopo.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Smooth|nome=G. F.|etal=s|anno=1992|titolo=Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps|rivista=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=396|numero=1|pp=L1–L5|doi=10.1086/186504}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Bennett|nome=C.L.|etal=s|anno=1996|titolo=Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results|rivista=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=464|pp=L1–L4|doi=10.1086/310075}}</ref>

Ispirato dai risultati di [[RELIKT-1]] e [[COBE]], nel decennio successivo una serie di esperimenti da terra e da pallone aerostatico misureranno la radiazione di fondo su scale angolari più piccole. L'obiettivo primario di questi esperimenti è stato quello di misurare l'entità del primo picco acustico, dato che il COBE non aveva una risoluzione sufficiente per studiarlo a fondo. Questo picco corrisponde a variazioni di densità su grande scala nell'universo primordiale, che vengono creati da instabilità gravitazionale, con conseguenti oscillazioni acustiche nel plasma.<ref>

{{Cita libro|cognome=Grupen|nome=C. |etal=s|anno=2005|titolo=Astroparticle Physics|pagine=240–241|editore=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|isbn=3-540-25312-2}}</ref> Il primo picco nell'anisotropia è stata provvisoriamente individuata dal [[QMAP]] e il risultato è stato confermato dal [[Esperimento BOOMERanG|BOOMERanG]] e dal [[Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array|MAXIMA]].<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Miller|nome=A. D.|etal=s|anno=1999|titolo=A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=521|numero=2|pp=L79–L82|doi=10.1086/312197}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Melchiorri|nome=A.|etal=s|anno=2000|titolo=A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=536|numero=2|pp=L63–L66|doi=10.1086/312744}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Hanany|nome=S.|etal=s|anno=2000|titolo=MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5°|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=545|numero=1|pp=L5–L9|doi=10.1086/317322}}</ref> Queste misurazioni hanno dimostrato che la [[forma dell'universo]] è approssimativamente piatta, piuttosto che curva.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=de Bernardis|nome=P.|etal=s|anno=2000|titolo=A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation|rivista=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=404|numero=6781|pp=955–959|bibcode=2000Natur.404..955D|doi=10.1038/35010035|pmid=10801117}}</ref> Esse escludono le stringhe cosmiche come componente principale della formazione delle strutture cosmiche, e suggeriscono che l'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]] è la teoria giusta per spiegare la formazione delle strutture.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Pogosian|nome=L.|etal=s|anno=2003|titolo=Observational constraints on cosmic string production during brane inflation|rivista=[[Physical Review D]]|volume=68|numero=2|p=023506|doi=10.1103/PhysRevD.68.023506|bibcode=2003PhRvD..68b3506P}}</ref>

Il secondo picco è stato provvisoriamente rilevato da diversi esperimenti, prima di essere definitivamente rilevato dal [[WMAP]], che ha anche rilevato il terzo picco.<ref name="hinshaw07"/> Al 2010, alcuni esperimenti per migliorare la misurazione della polarizzazione e la radiazione di fondo su piccole scale angolari sono ancora in corso. Questi includono DASI, WMAP, BOOMERanG, [[Planck Surveyor]], [[Atacama Cosmology Telescope]], [[South Pole Telescope]] e il [[telescopio QUIET]].

== Relazioni con il Big Bang ==

[[File:WMAP 2010.png|thumb|upright=1.4|Immagine delle anisotropie della radiazione di fondo dal [[WMAP]].]]

Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo hanno fatto della teoria inflazionistica del Big Bang il modello standard delle origini dell'universo.<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Scott|nome=D.|anno=2005|titolo=The Standard Cosmological Model|bibcode=2005astro.ph.10731S|id={{arXiv|astro-ph/0510731}}}}</ref> Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per l'universo siano di natura casuale (vale a dire che non si è in grado di risalire agli istanti precedenti ad esse), e seguano una [[Variabile casuale normale|distribuzione di probabilità approssimativamente gaussiana]], rappresentata graficamente, a sezioni trasversali, da curve a forma di campana.

Analizzando questa distribuzione a diverse frequenze, viene generata una densità spettrale, o spettro di potenza. Lo spettro di potenza di queste fluttuazioni è stato calcolato e concorda con le osservazioni, anche se alcuni parametri, come ad esempio l'ampiezza complessiva delle fluttuazioni, sono parametri più o meno liberi del modello dell'inflazione cosmica.<ref>M. S. Turner, ''The New Cosmology: Mid-term Report Card for Inflation'', 2002, {{arXiv|astro-ph/0212281}}</ref> Pertanto, le componenti più significative delle disomogeneità nell'universo devono essere di natura statistica.<br />

Questo porta a una [[varianza cosmica]], in cui le incertezze nella varianza delle fluttuazioni osservate su grande scala nell'universo sono difficili da comparare con precisione alla teoria. Il modello utilizza un [[campo gaussiano casuale]] con uno spettro di Harrison-Zel'dovich, o a [[invarianza di scala]], per rappresentare le disomogeneità primordiali.<ref>S. Torres, ''Topological Analysis of COBE-DMR CMB Maps'', 1993, [[Imperial College Press]], {{arXiv|astro-ph/9311067}}, ISBN 1860945775</ref>

=== Temperatura ===

La radiazione cosmica di fondo e lo [[spostamento verso il rosso]] cosmologico sono considerati le migliori prove disponibili per la teoria del [[Big Bang]]. La scoperta della CMB nella metà degli anni 1960 fece scemare l'interesse verso [[Cosmologia non standard|soluzioni alternative]] come la [[teoria dello stato stazionario]].<ref>{{Cita libro|autore=Durham, Frank; Purrington, Robert D.|titolo=Frame of the universe: a history of physical cosmology|editore=Columbia University Press|anno=1983|pagine=193–209|isbn=0-231-05393-2}}</ref><br />

La radiazione di fondo offre un'istantanea dell'universo, quando, secondo la cosmologia standard, la temperatura era scesa abbastanza da permettere la formazione di atomi di idrogeno da parte di [[elettrone|elettroni]] e [[protone|protoni]], rendendo così l'universo trasparente alle radiazioni. Quando questo avvenne, circa 380.000 anni dopo il Big Bang (periodo conosciuto come ''periodo di ultimo scattering'', successivo al periodo di ''ricombinazione'' nel quale si formarono i primi atomi stabili di idrogeno ed elio, e al periodo di ''disaccoppiamento'' nel quale la radiazione presente nell'universo cessò di interagire con la materia), la temperatura dell'Universo era di circa 3.000 [[Kelvin|K]]. Ciò corrisponde ad una energia di circa 0,25 [[elettronvolt|eV]], che è molto inferiore ai 13,6 eV, ovvero l'energia di ionizzazione dell'idrogeno.<ref>{{Cita web|cognome=Brandenberger|nome=Robert H.|anno=1995|titolo=Formation of Structure in the Universe|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995astro.ph..8159B|accesso=1º settembre 2009}}</ref>

Dal momento del disaccoppiamento, la temperatura della radiazione di fondo è scesa di circa 1.100 volte<ref name="FirstWMAP"/> a causa dell'espansione dell'universo. Come conseguenza dell'espansione, i fotoni della CMB si [[spostamento verso il rosso|spostano verso il rosso]], rendendo la temperatura della radiazione [[Proporzionalità (matematica)|inversamente proporzionale]] ad un parametro chiamato [[fattore di scala]] dell'universo. Si può dimostrare che l'andamento della temperatura ''T''_r della CMB in funzione dello spostamento verso il rosso, ''z'', è proporzionale alla temperatura della CMB attuale (2,728 K o 0,235 meV) secondo la seguente relazione:

:<math>\mathit{T}_r = 2{,}728 (1 + \mathit{z})</math>

=== Spettro di potenza ===

Lo strumento matematico che consente di studiare le anisotropie di temperatura è lo sviluppo in [[armoniche sferiche]] <math>Y_{lm}(\theta,\phi)</math> delle variazioni di temperatura <math>\Delta T (\theta,\phi)</math>:

:<math>\Delta T (\theta,\phi) = \sum_{lm} a_{lm} Y_{lm}(\theta,\phi) \qquad l=1\ldots+\infty; \qquad -l\leq m\leq l;</math>

dove <math>\theta</math> e <math>\phi</math> sono le coordinate angolari, <math>l=180^\circ/\Delta\theta</math> rappresenta l'ordine di multipolo e <math>a_{lm}</math> rappresenta il momento di multipolo relativo ad un dato valore di <math>l</math> e ad uno dei <math>2l+1</math> valori di <math>m</math>. Per questi coefficienti è prevista media nulla <math>\langle a_{lm}\rangle = 0</math> e varianza <math>C_l\equiv\langle |a_{lm}|^2\rangle</math> diversa da zero. L'insieme dei <math>C_l</math> forma lo [[spettro di potenza]] che mostra l'intensità delle armoniche al variare dell'ordine di multipolo. Il fatto che i <math>C_l</math> non dipendano da <math>m</math> implica l'assenza di una direzione privilegiata.

== Anisotropie della CMB ==

[[File:PowerSpectrumExt.svg|thumb|upright=1.4|Spettro di potenza delle anisotropie di temperatura della CMB in termini di scala angolare (o momenti di multipolo). La linea continua mostra l'andamento teorico mentre i punti rappresentano i dati sperimentali. I dati provengono dalle sonde [[WMAP]] (2006), [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|Acbar]] (2004) [[esperimento BOOMERanG|Boomerang]] (2005), [[Telescopio CBI|CBI]] (2004), e [[Telescopio VSA|VSA]] (2004).]]

La radiazione cosmica di fondo presenta un'alta isotropia, indice di una notevole omogeneità del [[Fisica del plasma|plasma]] primordiale. Tale omogeneità però non avrebbe portato alla creazione di strutture come [[galassia|galassie]] e [[Ammasso stellare|ammassi]]. La presenza di questi oggetti implica delle [[anisotropia|anisotropie]] del plasma.

La CMB presenta due tipologie di anisotropie, chiamate primarie e secondarie.

=== Anisotropie primarie ===

L'[[anisotropia]] della radiazione cosmica di fondo è divisa in due tipi: ''anisotropia primaria'', derivante dagli effetti che si verificano sulla superficie di ultimo scattering e prima, e ''anisotropia secondaria'', legata ad effetti quali le interazioni con il gas caldo o il potenziale gravitazionale, tra la superficie di ultimo scattering e l'osservatore.<br />

La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: ''oscillazioni acustiche'' e ''smorzamento della diffusione'' (noto anche come ''smorzamento senza collisione''). Le oscillazioni acustiche sorgono a causa della competizione tra [[fotone|fotoni]] e [[barione|barioni]] nel plasma dell'universo primordiale. La [[Pressione acustica|pressione dei fotoni]] tende a cancellare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale dei barioni, in movimento a velocità molto più basse della luce, li porta a collassare formando così densi aloni. Questi due effetti sono in competizione tra loro, creando le oscillazioni acustiche che danno al fondo a microonde la sua caratteristica struttura a picchi. I picchi corrispondono, grosso modo, alle risonanze alle quali i fotoni si dissociano quando un particolare modo di oscillazione è al suo picco di ampiezza.

I picchi contengono interessanti impronte fisiche. La scala angolare del primo picco determina la [[forma dell'universo|curvatura dell'universo]] (ma non la sua [[topologia]]). Il picco successivo (che è il rapporto tra i picchi pari e i picchi dispari) determina la ridotta densità barionica. Il terzo picco può essere utilizzato per estrarre informazioni sulla densità di materia oscura.

Le posizioni dei picchi danno anche importanti informazioni sulla natura delle perturbazioni primordiali della densità. Ci sono due tipologie fondamentali di perturbazioni della densità, le ''adiabatiche'' e quelle a ''isocurvatura''. Una generica perturbazione di densità è un misto di entrambe, e le differenti teorie che pretendono di spiegare lo spettro della perturbazione primordiale della densità prevedono miscele differenti.

* '''Perturbazioni adiabatiche della densità'''

:la superdensità frazionale in ogni componente della materia (barioni, fotoni ...) è la stessa. Ovvero, se c'è l'1% in più di energia nei barioni rispetto alla media in un dato posto, allora per una perturbazione di densità adiabatica pura c'è anche l'1% in più di energia nei fotoni, e l'1% di energia in più nei neutrini, rispetto alla media. L'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]] prevede che le perturbazioni primordiali siano adiabatiche.

* '''Perturbazioni di isocurvatura nella densità'''

:la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui in un certo punto vi è l'1% in più di energia nei barioni rispetto alla media, l'1% in più di energia in fotoni rispetto alla media, e il 2% di energia in meno nei neutrini rispetto alla media, sarebbe una perturbazione di isocurvatura pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali a isocurvatura.

Lo spettro della CMB è in grado di distinguerle, perché queste due diverse tipologie di perturbazioni danno luogo a differenti localizzazioni dei picchi. Le perturbazioni di isocurvatura della densità producono una serie di picchi la cui scala angolare (il valore ''l'' dei picchi) è all'incirca in rapporti 1:3:5:... mentre le perturbazioni adiabatiche producono picchi le cui localizzazioni sono in rapporti 1:2:3:...<ref name="hu_white_1996">{{Cita pubblicazione|cognome=Hu |nome=W.|cognome2=White|nome2=M.|anno=1996|titolo=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pp=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref> Le osservazioni corrispondono a quanto ci si può attendere da perturbazioni di densità primordiale completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per la teoria inflazionistica, ed escludendo molti modelli di contemplano la formazione di strutture, come ad esempio le stringhe cosmiche.

Lo smorzamento senza collisioni è causato da due effetti, che sorgono quando il trattamento del plasma primordiale come fluido comincia a non essere più valido:

* L'aumento del [[cammino libero medio]] dei fotoni mentre il plasma primordiale diventa sempre più rarefatto nell'universo in espansione;

* La profondità finita della superficie di ultimo scattering, che fa sì che il cammino libero medio cresca rapidamente durante il disaccoppiamento, anche se qualche [[scattering Compton]] è ancora in corso.

Questi effetti contribuiscono quasi equamente alla soppressione delle anisotropie su scale piccole, e danno origine alla caratteristica coda di smorzamento esponenziale visibile nelle anisotropie su scala angolare piccolissima.

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 <math>t + dt</math>, sia data da <math>P (t) dt</math>.

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 [[annum|ka]]<ref name="WMAP_1_cosmo_params">{{Cita pubblicazione|autore=WMAP Collaboration|anno=2003|titolo=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|rivista=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|numero=1|pp=175–194|doi=10.1086/377226|id={{arXiv|astro-ph/0302209}}|cognome2=Verde|nome2=L.|cognome3=Peiris|nome3=H. V.|cognome4=Komatsu|nome4=E.|cognome5=Nolta|nome5=M. R.|cognome6=Bennett|nome6=C. L.|cognome7=Halpern|nome7=M.|cognome8=Hinshaw|nome8=G.|cognome9=Jarosik|nome9=N.}}</ref>. 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<ref>In originale, ''full width at half maximum''</ref><ref>[http://campus.cib.unibo.it/8333/12/09-allargamento.doc Università di Bologna]</ref>), in un intervallo di 115 ± 5 [[annum|ka]]. In base a questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo in circa 115&nbsp;000 anni, e quando fu terminato, l'universo aveva circa 487&nbsp;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 (astronomia)|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.

[[File:WMAP 5 year CMB Power Spectra.png|thumb|upright=1.4|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 [[radiazione ionizzante|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:

# Le anisotropie su piccola scala vengono cancellate (come quando guardando un oggetto attraverso la nebbia, i dettagli degli oggetti appaiono sfocati.)

# 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 ([[metallicità|stelle di popolazione III]]), [[supernovae]], quando queste stelle raggiunsero la fine della loro vita, o le radiazioni ionizzanti prodotte dai dischi di accrescimento di [[buco nero|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'')<ref>[http://www.lswn.it/astronomia/articoli/formazione_ed_evoluzione_delle_galassie_introduzione Formazione ed evoluzione delle galassie] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120311143652/http://lswn.it/astronomia/articoli/formazione_ed_evoluzione_delle_galassie_introduzione |data=11 marzo 2012 }}</ref>, ed è un periodo che è in fase di intenso studio da parte degli astronomi ([[riga a 21 cm dell'idrogeno neutro]]).<br />

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 Sunyaev-Zel'dovich]], 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 ===

[[File:Cobe-cosmic-background-radiation.gif|thumb|left|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 [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica|polarizzata]] a livello di qualche [[kelvin|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 (matematica)|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&nbsp;µK, non sono prodotti solo dalla fisica del plasma. Si tratta di un segnale proveniente dall'[[inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]] e sono determinati dalla densità delle [[onda gravitazionale|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<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Lewis|nome=A.|cognome2=Challinor|nome2=A.|anno=2006|titolo=Weak gravitational lensing of the CMB|rivista=[[Physics Reports]]|volume=429|pp=1–65|doi = 10.1016/j.physrep.2006.03.002|id={{arXiv|astro-ph/0601594}}}}</ref>.

Le anisotropie di quadrupolo hanno ordine di multipolo <math>l=2</math> e hanno origini differenti a seconda del valore di <math>m</math>:

* '''Perturbazioni scalari''' <math>(m=0) \ </math>: le fluttuazioni di densità di energia nel plasma causano un [[gradiente]] nella distribuzione della velocità.

* '''Perturbazioni vettoriali''' <math>(m=\pm1)</math>: la [[vortice|vorticosità]] del plasma crea un differente tipo di quadrupolo dovuto allo spostamento [[Effetto Doppler|Doppler]] con la velocità. Tale vorticosità sarebbe però stata smorzata durante l'inflazione e ci si aspetta sia trascurabile.

* '''Perturbazioni tensoriali''' <math>(m=\pm2)</math>: 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.

[[File:WMAP 5 year CMB Power Spectra.png|thumb|upright=1.4|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 ==

{{Vedi anche|Lista degli esperimenti della radiazione cosmica di fondo}}

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.<br />

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 (cosmologia)|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 [[Spaziotempo di Minkowski|piatta]]. Nei tre anni successivi un certo numero di [[interferometria|interferometri]] terrestri, tra cui il [[telescopio VSA]], il [[DASI]] e il [[Telescopio CBI|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 [[WMAP|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 [[bolometro|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'[[Agenzia Spaziale Europea|ESA]], l'Agenzia spaziale europea. I suoi rilevatori hanno effettuato un test di prova sul telescopio antartico Viper con l'esperimento [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|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<ref>{{Cita web|autore = |url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Highlights/Planck_s_Universe|titolo = Esa|accesso = |data = }}</ref> 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)<ref>{{Cita libro|autore = Max Tegmark|titolo = L'iniverso matematico|anno = 2014|editore = Bollati Boringhieri|città = }}</ref>.

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 [[Macchia fredda nella radiazione cosmica di fondo|regione fredda eccessivamente grande]], tale da dover accettare l'esistenza di un enorme [[vuoto (astronomia)|supervuoto]]), taluni hanno ipotizzato che la radiazione potesse essere un fenomeno più locale e quindi non un residuo del Big Bang<ref>[http://www.100news.it/site/wp-content/uploads/2013/12/228.-10.-Riccardo-Scarpa-La-radiazione-di-fondo-Coelum-170.pdf Riccardo Scarpa, ''E se la radiazione di fondo fosse solo un localismo?''] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160304225409/http://www.100news.it/site/wp-content/uploads/2013/12/228.-10.-Riccardo-Scarpa-La-radiazione-di-fondo-Coelum-170.pdf |data=4 marzo 2016 }}, Coelum, 170</ref>; in passato era stato obiettato che la sua origine fosse nell'[[estinzione (astronomia)|estinzione interstellare]] con presenza di particelle di ferro sullo sfondo<ref>[http://www.iucaa.ernet.in:8080/jspui/handle/11007/1459 J.V. Narlikar et al., ''Cosmic iron whiskers: their origin, length distribution and astrophysical consequences''] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151208183625/http://www.iucaa.ernet.in:8080/jspui/handle/11007/1459 |data=8 dicembre 2015 }}</ref> ([[Fred Hoyle|Hoyle]], [[Jayant V. Narlikar|Narlikar]], [[Halton Arp|Arp]]) o una radiazione polarizzata di sincrotrone proveniente da [[radiogalassie]] e [[radiosorgente|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&nbsp;km/s rispetto al ''sistema di riferimento della CMB'' in direzione della longitudine galattica ''l'' = 276±3°, ''b'' = 30±3º.<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Kogut|nome=A.|etal=s|anno=1993|titolo=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=419|pp=1–6|doi=10.1086/173453|id={{arXiv|astro-ph/9312056}}}}</ref> Questo movimento provoca un'anisotropia dei dati in quanto la CMB appare leggermente più calda nella direzione del movimento che nella direzione opposta.<ref>[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html APOD: 2009 September 6 - CMBR Dipole: Speeding Through the Universe<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref> 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.<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Inoue|nome=K. T.|cognome2=Silk|nome2=J.|anno=2007|titolo=Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=664|numero=2|pp=650–659|doi=10.1086/517603|id={{arXiv|astro-ph/0612347}}}}</ref>

=== 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.<ref name="arXiv:0905.2854v2">G. Rossmanith et al., 2009, ''Non-Gaussian Signatures in the five-year WMAP data as identified with isotropic scaling indices'' {{arXiv|0905.2854}}</ref><ref name="arXiv:0802.3229">R. E. Schild, C. H. Gibson, 2008, ''Goodness in the Axis of Evil'' {{arXiv|0802.3229}}</ref><ref name="arXiv:astro-ph/0511666">A. Bernui et al., 2005, ''Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data'' {{arXiv|astro-ph/0511666}}</ref><ref name="arXiv:astro-ph/0503213">T. R. Jaffe et al., 2005, ''Evidence of vorticity and shear at large angular scales in the WMAP data: a violation of cosmological isotropy?''{{arXiv|astro-ph/0503213}}</ref>

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 [[Momento di quadrupolo elettrico|quadrupolo]] (''l'' = 2, [[armonica sferica|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]],<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=de Oliveira-Costa |nome=A. |etal=s|anno=2004|titolo=The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP|rivista=[[Physical Review D]]|volume=69|p=063516|doi=10.1103/PhysRevD.69.063516|id={{arXiv|astro-ph/0307282}}}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Schwarz|nome=D. J.|coautori=''et al,''|anno=2004|titolo=Is the low-''l'' microwave background cosmic?|rivista=[[Physical Review Letters]]|volume=93|p=221301|doi=10.1103/PhysRevLett.93.221301|id={{arXiv|astro-ph/0403353}}}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Bielewicz|nome=P.|coautori=K. M. Gorski|cognome3=Banday|nome3=A. J.|anno=2004|titolo=Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=355|p=1283|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x|id={{arXiv|astro-ph/0405007}}}}</ref> un allineamento a volte indicato come ''l'asse del male''<ref name="arXiv:0802.3229"/><ref>In originale, ''axis of evil''</ref>.

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.<ref name="hinshaw07">{{Cita pubblicazione|cognome=Hinshaw|nome=G.|coautori=''et al.'' (WMAP collaboration)|anno=2007|titolo=Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis|rivista=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=170|numero=2|pp=288–334|doi=10.1086/513698|id={{arXiv|astro-ph/0603451}}}}</ref><ref name="FirstWMAP">

{{Cita pubblicazione|cognome=Bennett|nome=C. L.|coautori=''et al.'' (WMAP collaboration)|anno=2003|titolo=First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results|rivista=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|p=1|doi=10.1086/377253|id={{arXiv|astro-ph/0302207}}}} This paper warns, "the statistics of this internal linear combination map are complex and inappropriate for most CMB analyses."</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Tegmark|nome=M.|cognome2=de Oliveira-Costa|nome2=A.|cognome3=Hamilton|nome3=A.|anno=2003|titolo=A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP|rivista=[[Physical Review D]]|volume=68|p=123523|id={{arXiv|astro-ph/0302496}}|doi=10.1103/PhysRevD.68.123523}} This paper states, "Not surprisingly, the two most contaminated multipoles are [the quadrupole and octopole], which most closely trace the galactic plane morphology."</ref> 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'[[Inferenza bayesiana|analisi bayesiana]] dello spettro di potenza del WMAP dimostra che la previsione del quadrupolo del modello cosmologico [[modello Lambda-CDM|Lambda-CDM]] è coerente con i dati al livello del 10% e che l'octupolo osservato non è notevole<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=O'Dwyer|nome=I.|etal=s|anno=2004|titolo=Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data|rivista=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=617|pp=L99–L102|doi=10.1086/427386|id={{arXiv|astro-ph/0407027}}}}</ref>. 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.<ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=Slosar|nome=A.|coautori=U. Seljak|anno=2004|titolo=Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP|rivista=[[Physical Review D]]|volume=70|p=083002|doi=10.1103/PhysRevD.70.083002|id={{arXiv|astro-ph/0404567}}}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Bielewicz|nome=P.|etal=s|anno=2005|titolo=Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume=635|pp=750–60|doi=10.1086/497263|id={{arXiv|astro-ph/0507186}}}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Copi |nome=C.J. |etal=s|anno=2006|titolo=On the large-angle anomalies of the microwave sky|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=367|pp=79–102|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x|id={{arXiv|astro-ph/0508047}}}}</ref><ref>

{{Cita pubblicazione|cognome=de Oliveira-Costa|nome=A.|cognome2=Tegmark|nome2=M.|anno=2006|titolo=CMB multipole measurements in the presence of foregrounds|rivista=[[Physical Review D]]|volume=74|p=023005|doi=10.1103/PhysRevD.74.023005|id={{arXiv|astro-ph/0603369}}}}</ref>

== Note ==

<references/>

== AltriCollegamenti progettiesterni ==

* [http://it.paperpedia.wikia.com/wiki/PKNE_-_Paperinik_New_Era ''PKNE - Paperinik New Era''] in PaperPedia.

{{interprogetto}}

==Collegamenti esterni==

*{{cita web

|wkautore = NASA

|autore = NASA

|url = https://lambda.gsfc.nasa.gov/links/experimental_sites.cfm?sort=5

|titolo = CMB Experiments. Lista degli esperimenti sulla CMB dal sito nasa.gov

|accesso = 7 giugno 2012

|lingua = en

|urlmorto = sì

|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20120616091851/http://lambda.gsfc.nasa.gov/links/experimental_sites.cfm?sort=5

|dataarchivio = 16 giugno 2012

}}

* {{cita web

|cognome=Decarli

|nome=Roberto

|autore=

|url=http://www.merate.mi.astro.it/utenti/guido/Students/Cosmology/CMB.ppt

|titolo=Il fondo cosmico a microonde

|accesso=30 giugno 2010

|formato=ppt

|editore=Osservatorio astronomico di Brera

|data=

|anno=2004-2005

|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20121209085649/http://www.merate.mi.astro.it/utenti/guido/Students/Cosmology/CMB.ppt

}}

* {{cita web

|cognome=

|nome=

|autore=

|url=http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=3&index1=87807

|titolo=La radiazione di fondo su arxiv.org

|accesso=30 giugno 2010

|lingua=en

|data=

}}

* {{cita web

|cognome=

|nome=

|autore=

|url=http://www.astronomycast.com/cosmology/the-big-bang-and-cosmic-microwave-background/

|titolo= Fraser Cain e Dr. Pamela Gay: intervista sul Big Bang e la radiazione cosmica di fondo

|accesso=

|data=30 giugno 2010

|lingua=en

|anno=2006

|mese=ottobre

|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120604172236/http://www.astronomycast.com/astronomy/the-big-bang-and-cosmic-microwave-background/

|dataarchivio=26 giugno 2010

}}

{{Radiazione cosmica di fondo}}

{{Paperinik}}

{{Portale|Astronomia|Fisica}}

{{Portale|Disney|fumetti}}

[[Categoria:CosmologiaPK|*]]

[[Categoria:Radioastronomia]]