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==Collegamenti esterni==
=[[:en:Cosmic microwave background radiation]]=
<b>Attenzione: collegamenti a sfondo medico con possibili immagini ''forti'', se siete suscettibili o non volete vedere immagini ''schifose'', non aprite il collegamento.</b> Poi non dite che non vi ho avvertito...
* [http://docs.google.com/viewer?a=v&q=cache:bzctE5D0KUUJ:www.associazionegeriatri.it/%28A%28qO3LIPA7ywEkAAAAMWI0MjMwYWQtNTEzNi00MDAzLWFhNGItMjY3YWNlOTNjMDNl0%29%29/docs/relaz/100507/Manfredi.pdf+terapia+ulcere+larve&hl=it&gl=it&pid=bl&srcid=ADGEESifwBCSpFW8YZt-h1ill8TL0U4Zq93o8uBrsdllfV-B-emia4-nU5_QAk4cd5Lipct4TzYUtCzCa42ojqWhrr1INBzW5IbDMwjgNnvlD5yamP_f0vvEDUL-kJ82ap2xT_7POIGd&sig=AHIEtbSMBRTI0T54YKaxtzw_MskR0WCjnQ&pli=1 necrosectomia biologica su piaghe da decubito]
==link==
* [http://www.news-medical.net/health/Angiogenesis-What-is-Angiogenesis-%28Italian%29.aspx angiogenesi]
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==A==
In cosmologia, la '''radiazione cosmica di fondo''' (anche '''radiazione di fondo''', abbreviato in '''CMB''', dall'inglese ''cosmic microwave background''), è una [[radiazione elettromagnetica]] che permea l'[[universo]]<ref name="apj142:419">
{{cite journal|last=Penzias|first = A.A.|last2 = Wilson|first2=R.W.|title=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=142|pages=419–421|year=1965|doi=10.1086/148307}}</ref>. Con un [[telescopio]] ottico tradizionale, lo spazio tra [[stelle]] e [[galassie]] (lo sfondo) è nero. Ma con un [[radiotelescopio]], vi è un debole bagliore di fondo, quasi esattamente lo stesso in tutte le direzioni, che non è associato ad alcuna stella, galassia, o [[corpo celeste|altri oggetti]]. Questo bagliore è più forte nella regione delle [[microonde]] dello [[spettro radio]], da cui il nome di ''radiazione cosmica di fondo''. La CMB venne scoperta nel [[1964]] dagli astronomi americani [[Arno Penzias]] e [[Robert Wilson]]<ref>
{{cite web|author=Smoot Group|title=The Cosmic Microwave Background Radiation|url=http://aether.lbl.gov/www/science/cmb.html|year=28 March 1996|publisher=[[Lawrence Berkeley Lab]]|accessdate=2008-12-11}}</ref> da uno studio avviato nel [[1940]], vincendo così il [[Premio Nobel per la fisica|Premio Nobel]] nel [[1978]].
La radiazione di fondo è descrivibile come una radiazione rimasta da una fase iniziale della creazione dell'universo, e la sua scoperta è considerata una conferma chiave del modello del [[Big Bang]]. Quando l'universo era giovane, prima della formazione di stelle e pianeti, era più piccolo, molto più caldo e pieno di una luce uniforme proveniente dalla nebbia incandescente di [[Fisica del plasma|plasma]] di [[idrogeno]]. Mentre l'universo si espandeva, sia il plasma che la radiazione riempirlo hanno iniziato a raffreddarsi. Quando l'universo si raffreddò abbastanza, si poterono formare i primi [[atomo|atomi]] stabili. Questi atomi non poterono più assorbire la [[radiazione termica]], cosicchè l'universo diventò trasparente, invece di essere una nebbia opaca. I fotoni che esisteva in quel momento si propagarono, anche se più deboli e meno energici, dal momento che i fotoni stessi andavano a riempire un universo più grande.
Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto dell'universo deve spiegare questa radiazione. La CMB ha uno spettro termico di [[corpo nero]] ad una temperatura di 2,725 [[Kelvin|K]], quindi i picchi dello spettro nella frequenza delle microonde di 160,2 GHz, corrispondono ad 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 lo si misura per unità di lunghezza d'onda, utilizzando la [[legge di Wien]], il picco sarà a 1,06 millimetri corrispondente ad una frequenza di 283 gigahertz.</ref>. La luce è quasi, ma non del tutto, uniforme in tutte le direzioni, e mostra un andamento molto specifico pari a quello previsto se la casualità intrinseca di un gas incandescente è bruciato fino alle dimensioni dell'universo. In particolare, lo spettro di potenza spaziale (quanta differenza si osserva rispetto a quanto distanti le regioni sono nel cielo) contiene piccole [[anisotropia|anisotropie]], o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Sono stati misurati in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole fluttuazioni termiche si fossero espanse alla dimensione dello spazio osservabile che possiamo rilevare oggi. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati migliori (per esempio, la [[Planck Surveyor|sonda Planck]]) sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.
Anche se molti processi differenti possono produrre la forma generale di uno spettro di corpo nero, nessun modello diverso dal [[Big Bang]] ha ancora spiegato le fluttuazioni. Come risultato, la maggior parte dei cosmologi considerano il modello del Big Bang essere il migliore nello spiegare la radiazione di fondo.
==Caratteristiche==
[[Image:Firas spectrum.jpg|thumb|300px|Lo spettro della radiazione di fondo misurato dal [[COBE]] è la misurazione più precisa di corpo nero in natura<ref name="dpf99" />. I punti dei dati e le [[errore standard|barre di errore]] su questo grafico sono oscurati dalla curva teorica.]]
La radiazione cosmica di fondo è [[isotropia|isotropa]] a circa una parte su 100.000: il [[valore efficace|valore quadratico medio]] delle variazioni sono solo 18 μK<ref>
{{cite book|last=Wright|first=E.L.|year=2004|chapter=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy|editor=W. L. Freedman|title=Measuring and Modeling the Universe|series=Carnegie Observatories Astrophysics Series|publisher=[[Cambridge University Press]]|page=291|isbn=0-521-75576-X|id={{arXiv|id=astro-ph/0305591}}}}</ref><ref>Dopo l'anisotropia del [[dipolo]], che è dovuta dall'[[effetto Doppler]] della radiazione di fondo a causa della nostra velocità peculiare in relazione al telaio cosmico, è stata sottratta. Questa funzionalità è coerente con la Terra che si muove a circa 627 km/s verso la [[Vergine (costellazione)|costellazione della Vergine]].</ref>. Il ''Far-Infrared Absolute [[spettrofotometro|Spectrophotometer]]'' (FIRAS) montato sul [[COBE]] della [[NASA]], ha accuratamente misurato lo spettro della radiazione cosmica di fondo. I membri del progetto FIRAS hanno confrontato la CMB con il corpo nero interno di riferimento, e gli spettri erano entro l'errore sperimentale. Hanno concluso che qualsiasi deviazione dalla forma del corpo nero che potrebbe ancora non individuare lo spettro della CMB nella gamma di lunghezze d'onda 0,5-5 mm, deve avere un [[valore efficace|valore quadratico medio]] ponderato al massimo di 50 parti per milione (0,005%) del picco di luminosità della CMB<ref>
{{cite journal|last=Fixsen|first=D. J.|coauthors=''et al.''|year=1996|title=The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=473|pages=576–587|doi=10.1086/178173}}</ref>. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura<ref name="dpf99">
{{cita conferenza | autore= | nome=M. | cognome=White | linkautore= | coautori= | data= | anno=1999 | mese= | titolo=Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99 | conferenza= | organizzazione= | altri= | edizione= | editore= | città= | pagine= | url= | formato= | accesso= | doi= | id= }}; {{arxiv|astro-ph/9903232}}; [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999dpf..conf.....WAstronomy Abstract Service]</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<sup>−37</sup> secondi<ref>{{cite book|last=Guth|first=A. H.|year=1998|title=The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins|page=186|publisher=[[Basic Books]]|isbn=020132840}}</ref>, l'universo nascente ha subito una crescita esponenziale che spianò quasi tutte le disomogeneità<ref>L'eccezione diventa disomogeneità a causa delle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionistico.</ref><ref>{{cite journal|last=Cirigliano|first=D.|last2=de Vega|first2=H.J.|last3=Sanchez|first3=N. G.|year=2005|title=Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data|journal=[[Physical Review D]]|volume=71|issue=10|pages=77–115|doi=10.1103/PhysRevD.71.103518|bibcode=2005PhRvD..71j3518C|id={{arXiv|astro-ph/0412634}}}}</ref>.A questo seguì la [[rottura di simmetria]], un tipo di transizione di fase che fissa le [[interazioni fondamentali]] e le [[Particella elementare|particelle elementari]] nella loro forma attuale. Dopo 10<sup>−6</sup> secondi, l'universo primordiale era costituito da un [[fisica del plasma|plasma]] caldo di [[fotone|fotoni]], [[elettrone|elettroni]], e [[barione|barioni]]. I fotoni interagirono con il plasma attraverso lo [[scattering Thomson]]. Mentre l'universo si [[Espansione metrica dello spazio|espandeva]], il raffreddamento adiabatico ha causato il raffreddamento del plasma fino a far diventare favorevole per gli elettroni la combinazione con i [[protoni]], formando così atomi di [[idrogeno]]. Questo evento di ricombinazione è avvenuto a circa 3000 K, oppure a circa 379 mila anni di età<ref>
{{cite web|last=Abbott|first=B.|year=2007|title=Microwave (WMAP) All-Sky Survey|url=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php|publisher=[[Hayden Planetarium]]|accessdate=2008-01-13}}</ref><ref>Equivale ad un [[redshift]] di {{nowrap|z {{=}} 1,088}}.</ref>. A questo punto, i fotoni si dispersero al largo della atomi elettricamente neutri e ora hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con conseguente [[disaccoppiamento]] della materia e della radiazione<ref>
{{cite journal|last=Gawiser|first=E.|last2=Silk|first2=J.|year=2000|title=The cosmic microwave background radiation|journal=[[Physics Reports]]|volume=333–334|pages=245|doi=10.1016/S0370-1573(00)00025-9|bibcode=2000PhR...333..245G|id={{arXiv|astro-ph/0002044}}}}</ref>.
La [[temperatura di colore]] dei fotoni ha continuato a diminuire da allora; ora a 2,725 K, la temperatura continua a cadere come l'universo si espande. Secondo il modello del Big Bang, la radiazione proveniente dal cielo che si misura oggi viene 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 mila anni dopo il Big Bang<ref>
{{cite web|last=Smoot|first=G. F.|year=2006|title=Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/smoot-lecture.html|work=Nobel Lecture|publisher=[[Nobel Foundation]]|accessdate=2008-12-22}}</ref> , e in un punto nel tempo tale che i fotoni da quella distanza hanno appena raggiunto l'osservatore. L'età stimata dell'Universo è di 13,75 miliardi di anni<ref>
{{cite web|last=Komatsu|first=E.|coauthors=''et al.''|year=2010|title=Scientists say universe is 20M years older|url=http://www.itwire.com/science-news/space/37421-scientists-say-universe-is-20m-years-older|accessdate=27-06-2010}}</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>{{cite web|last=Lineweaver|first=C.|last2=Davis|first2=T.M.|year=2005|title=Misconceptions about the Big Bang|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5|publisher=[[Scientific American]]| accessdate=2008-11-06}}</ref><ref>
{{cite book|last=Harrison|first=E.R.|year=2000|title=Cosmology|page=446–448|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=052166148X}}</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 è nella radiazione cosmica di fondo<ref>{{cite book|last=Hobson|first=M.P.|last2=Efstathiou|first2=G.|last3=Lasenby|first3=A.N.|year=2006|title=General Relativity: An Introduction for Physicists|pages=388|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=0521829518}}</ref>, che costituisce una frazione di circa 6 × 10<sup>-5</sup> della densità totale dell'universo<ref>La densità dei fotoni è di 4.7×10<sup>−31</sup> kg/m<sup>3</sup>, mentre la densità critica è di 7.9×10<sup>−27</sup> kg/m<sup>3</sup>. Il rapporto tra i due è di 5.9×10<sup>−5</sup>. Si veda {{cite book|last1=Unsöld|first1=A.|last2=Bodo|first2=B.|year=2002|title=The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics|edition=5th|page=485|publisher=[[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 perfetta 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">
{{cite journal|last=Spergel|first=D.N.|coauthors=''et al.''|year=2003|title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|journal=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|issue=1|pages=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 semplicemente dalla radiazione cosmica di fondo, mentre altri, come la [[costante di Hubble]], non sono vincolati e devono essere dedotte da altre misurazioni<ref name="apjss148" />. Il valore di quest'ultimo dà lo [[spostamento verso il rosso]] di galassie (da interpretare come la velocità di recessione) in proporzione alla loro distanza.
==Scoperta della radiazione cosmica di fondo==
==Timeline (da CANCELLARE)==
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{| 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"|<big>Timeline della CMB</big>
|-
|colspan="2" align="center"|<small>Date e persone fondamentali
|-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>{{cite journal|last=McKellar|first=A.|title=Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space|journal=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC)|year=1941|volume=7|pages=251–272|doi=}}</ref><ref name="dao7">
{{cite journal|last=McKellar|first=A.|title=Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space|journal=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC)|year=1941|volume=7|pages=251–272|doi=}}</ref><ref>
{{cite book|last=Weinberg|first=S.|authorlink=Steven Weinberg|year=1972|title=Oxford Astronomy Encyclopedia|pages=514|publisher=[[John Wiley & Sons]]|isbn=0471925675}}</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>{{cite book|first=H.|last=Kragh|year=1999|title=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|url=http://books.google.com/?id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA135|pages=135|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=069100546X}} "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 {{cite journal|last=Dicke|first=R. H.|coauthors=''et al.''|year=1946|title=Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer|journal=[[Physical Review]]|volume=70|issue=5–6|pages=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>
{{cite book|last=Gamow|first=G.|authorlink=George Gamow|year=2004|origyear=1961|title=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|page=40|publisher=[[Courier Dover Publications]]|url=http://books.google.com/?id=5awirwgmvAoC&pg=PA40|isbn=0486438686}}</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 menziona esplicitamente la radiazione di fondo a microonde, 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 sunliight".</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 della ''Radio Nançay Observatory'', in uno studio del cielo a λ = 33 cm, riporta un radiazione di fondo quasi isotropa di 3 kelvin, ± 2<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>{{cite journal|last=Shmaonov|first=T. A.|year=1957|title=Commentary|language=Russian|journal=[[Pribory i Tekhnika Experimenta]]|volume=1|issue=|pages=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>{{cite book|last=Naselsky|first=P. D.|last2=Novikov|first2=D.I.|last3=Novikov|first3=I. D.|year=2006|title=The Physics of the Cosmic Microwave Background|url=http://books.google.com/?id=J2KCisZsWZ0C&pg=RA1-PA1&dq=Shmaonov+cmb|pages=5|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=0521855500}}</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>{{cite journal|last=Doroshkevich|first=A. G.|last2=Novikov|first2=I.D.|year=1964|title=Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology|journal=[[Soviet Physics Doklady]]|volume=9|pages=|doi=|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">|''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 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 astrofico di Mosca.<ref>{{cite news|last=Zaitsev|first=Y.|date=21 November 2006|title=Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities|url=http://www.bilkent.edu.tr/~crs/russianmissedopport.htm|publisher=[[RIA Novosti]]|accessdate=2008-12-11}}</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>{{cite news|last=Sanders|first=R.|coauthors=Kahn, J.|date=13 October 2006|title=UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics|url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/10/03_nobelph.shtml|publisher=[[UC Berkeley|UC Berkeley News]]|accessdate=2008-12-11}}</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>
{{cite journal|last=Kovac|first=J.M.|coauthors=''et al.''|year=2002|title=Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=420|issue=6917|pages=772–787|doi=10.1038/nature01269|pmid=12490941}}</ref>
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|align="right">|''2004''||Spettro della polarizzazione E-mode ottenuto dalla sonda [[CBI]].<ref>
{{cite journal|last=Readhead|first=A. C. S.|coauthors=''et al.''|year=2004|title=Polarization Observations with the Cosmic Background Imager|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=306|issue=5697|pages=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 sè 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 sule misure di precisione della CMB.
|}
<!-- END TIMELINE -->
==fine Timeline (da CANCELLARE)==
La radiazione di fondo venne predetta nel 1948 da [[George Gamow]], [[Ralph Alpher]], e [[Robert Herman]]<ref>
{{cite journal|last=Gamow|first=G.|year=1948|title=The Origin of Elements and the Separation of Galaxies|journal=[[Physical Review]]|volume=74|issue=4|pages=505–506|doi=10.1103/PhysRev.74.505.2}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Gamow|first=G.|year=1948|title=The evolution of the universe|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=162|pages=680–682|doi=10.1038/162680a0}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Alpher|first=R. A.|last2=Herman|first2=R. C.|year=1948|title=On the Relative Abundance of the Elements|journal=[[Physical Review]]|volume=74|issue=12|pages=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]] dello spazio e non lasciava supporre che lo spazio è 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 produrrebbe previsioni molto diverse se la Terra si trovasse in un altro punto dell'universo<ref>
{{cite journal|last=Assis|first=A. K. T.|last2=Neves|first2=M. C. D.|year=1995|title=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|journal=[[Apeiron (journal)|Apeiron]]|volume=2|issue=3|pages=79–87|doi=}} e si veda anche {{cite web|last=Wright|first=E. L.|year=2006|title=Eddington's Temperature of Space|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html|publisher=UCLA|accessdate=2008-12-11}}</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 comunità astronomica, tuttavia, non era incuriosita a suo tempo dalla 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 apparse in un breve elaborato degli astrofisici [[Unione Sovietica|sovietici]] A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, nella primavera del [[1964]]<ref>{{cite web|last=Penzias|first=A. A.|year=2006|title=The origin of elements|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/penzias-lecture.pdf|work=Nobel lecture|publisher=[[Nobel Foundation]]|accessdate=2006-10-04}}</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>
{{cite journal|last=Dicke|first=R. H.|year=1946|title=The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies|journal=[[Review of Scientific Instruments]]|volume=17|pages=268–275|doi=10.1063/1.1770483}} This basic design for a radiometer has been used in most subsequent cosmic microwave background experiments.</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>
{{cite journal|last=Dicke|first=R. H.|coauthors=''et al.''|year=1965|title=Cosmic Black-Body Radiation|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=142|pages=414–419|doi=10.1086/148306}}</ref><ref>The history is given in {{cite book|last=Peebles|first=P. J. E|year=1993|title=Principles of Physical Cosmology|pages=139–148|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=0691019339}}</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>{{cite web|year=1978|title=The Nobel Prize in Physics 1978|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/|publisher=[[Nobel Foundation]]|accessdate=2009-01-08}}</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>
{{cite journal|last=Narlikar|first=J. V.|last2=Wickramasinghe|first2=N. C.|year=1967|title=Microwave Background in a Steady State Universe|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=216|pages=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 [[Andrea 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>. Tuttavia, durante gli [[anni 1970]] venne stabilito che la radiazione cosmica di fondo è un residuo del Big Bang. Questo perché nuove misurazioni a 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>
{{cite journal|last=Peebles|first=P. J. E.|coauthors=''et al.''|year=1991|title=The case for the relativistic hot big bang cosmology|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=352|pages=769–776|doi=10.1038/352769a0|bibcode=1991Natur.352..769P}}</ref>.
[[Image:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey.jpeg|thumb|left|L'antenna Holmdel con la quale Penzias e Wilson scoprirono la radiazione cosmica di fondo.]]
Harrison, Peebles, Yu e Zel'dovich si resero conto che l'universo primordiale avrebbe dovuto avere disomogeneità a livello di 10<sup>−4</sup> o 10<sup>−5</sup><ref>
{{cite journal|last=Harrison|first=E. R.|year=1970|title=Fluctuations at the threshold of classical cosmology|journal=[[Physical Review D]]|volume=1|pages=2726–2730|doi=10.1103/PhysRevD.1.2726}}</ref><ref>{{cite journal|last=Peebles|first=P. J. E.|last2=Yu|first2=J. T.|year=1970|title=Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=162|pages=815–836|doi=10.1086/150713}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Zeldovich|first=Y. B.|year=1972|title=A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=160|pages=1P–4P|doi=|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 | linkautore= | coautori= Y.B. Zel'Dovich, R.A. Syunyaev | data=12-16 settembre 1977 | anno= | mese= | 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= | altri= | edizione= | editore= M. S. Longair e J. Einasto | città= Tallinn | pagine= | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978IAUS...79..393S | formato= | accesso= | doi= | id= }} While this is the first paper to discuss the detailed observational imprint of density inhomogeneities as anisotropies in the cosmic microwave background, some of the groundwork was laid in Peebles and Yu, above.</ref>. Limiti sempre più stretti sull'anisotropia della radiazione cosmica di fondo sono stati stabiliti da esperimenti da terra terra, anche se l'anisotropia è stata innanzitutto rilevata attraverso l'analisi dei dati del [[RELIKT-1]]<ref>{{cite news|last=Zaitsev|first=Y.|date=21 November 2006|title=Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities|url=http://www.bilkent.edu.tr/~crs/russianmissedopport.htm|publisher=[[RIA Novosti]]|accessdate=2008-12-11}}</ref><ref>{{cite news|last=Skulachev|first=Dmitry|title=History of relict radiation study: Soviet "RELIKT" and American "COBE"|url=http://www.inauka.ru/phisic/article93112/print.html|publisher=Izvestia Nauki (Science News)|accessdate=2010-05-28}}</ref>, ciò che 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>
{{cite journal|last=Smooth|first=G. F.|coauthors=''et al.''|year=1992|title=Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps|journal=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=396|issue=1|pages=L1–L5|doi=10.1086/186504}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Bennett|first=C.L.|coauthors=''et al.''|year=1996|title=Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results|journal=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=464|pages=L1–L4|doi=10.1086/310075}}</ref>.
Ispirato dai risultati di [[RELIKT-1]] e [[COBE]], nel decennio successico 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 conseguente oscillazioni acustiche nel plasma<ref>
{{cite book|last=Grupen|first=C. |coauthors=''et al.''|year=2005|title=Astroparticle Physics|pages=240–241|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|isbn=3540253122}}</ref>. Il primo picco nell'anisotropia è stata provvisoriamente individuata dal [[QMAP]] e il risultato è stato confermato dal [[BOOMERanG experiment|BOOMERanG]] e dal [[Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array|MAXIMA]]<ref>
{{cite journal|last=Miller|first=A. D.|coauthors=''et al.''|year=1999|title=A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=521|issue=2|pages=L79–L82|doi=10.1086/312197}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Melchiorri|first=A.|coauthors=''et al.''|year=2000|title=A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=536|issue=2|pages=L63–L66|doi=10.1086/312744}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Hanany|first=S.|coauthors=''et al.''|year=2000|title=MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5°|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=545|issue=1|pages=L5–L9|doi=10.1086/317322}}</ref>. Queste misurazioni hanno dimostrato che la [[forma dell'universo]] è approssimativamente piatto, piuttosto che curvo<ref>
{{cite journal|last=de Bernardis|first=P.|coauthors=''et al.''|year=2000|title=A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=404|issue=6781|pages=955–959|bibcode=2000Natur.404..955D|doi=10.1038/35010035|pmid=10801117}}</ref>. Essi escludono 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>
{{cite journal|last=Pogosian|first=L.|coauthors=''et al.''|year=2003|title=Observational constraints on cosmic string production during brane inflation|journal=[[Physical Review D]]|volume=68|issue=2|pages=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 in corso . Questi includono DASI, WMAP, BOOMERanG, [[Planck Surveyor]], [[Atacama Cosmology Telescope]], [[South Pole Telescope]] e il [[telescopio QUIET]].
[[Image:WMAP 2010.png|thumb|right|300px|Immagine delle anisotropie della radiazione di fondo dal [[WMAP]].]]
==Relazioni con il Big Bang==
Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo hanno fatto della teoria inflazionistica del Big Bang il modello standard delle prime epoche dell'universo<ref>{{cite journal|last=Scott|first=D.|year=2005|title=The Standard Cosmological Model|bibcode=2005astro.ph.10731S|id={{arxiv|astro-ph/0510731}}}}</ref>. Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per l'universo sono originariamente di natura casuale, e seguono una [[Variabile casuale normale|distribuzione di probabilità approssimativamente gaussiana]], la quale, messa in grafico a sezioni trasversali, mostra curve a forma di campana. Analizzando questa distribuzione a diverse frequenze, viene generato una densità spettrale, o spettro di potenza. Lo spettro di potenza di queste fluttuazioni è stato calcolato, e concorda con le osservazioni, ad esempio, l'ampiezza complessiva delle fluttuazioni, sono più o meno liberi parametri 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 dichiarazioni significative circa la disomogeneità nell'universo devono essere di natura statistica. Questo porta a [[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 una [[invarianza di scala]] o spettro di Harrison-Zel'dovich a rappresentare la disomogeneità primordiale<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 considerate 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>{{cite book|author=Durham, Frank; Purrington, Robert D.|title=Frame of the universe: a history of physical cosmology|publisher=Columbia University Press|year=1983|isbn=0231053932|pages=193–209}}</ref>. La radiazione di fondo offre un'istantanea dell'universo, quando, secondo la cosmologia standard, la temperatura scese 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 l'idrogeno ha avuto origine a circa 380.000 anni dopo il Big Bang (periodo conosciuto come ''periodo di ultimo scattering'' periodo di ''ricombinazione'' o di ''disaccoppiamento''), la temperatura dell'Universo era di circa 4.000 [[Kelvin|K]]. Ciò corrisponde ad una energia di circa 0,25 [[elettronvolt|eV]], che è molto inferiore a 13,6 eV, ovvero l'energia di ionizzazione dell'idrogeno<ref>{{cite web|last=Brandenberger|first=Robert H.|year=1995|title=Formation of Structure in the Universe|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995astro.ph..8159B|accessdate=2009-09-01}}</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 l'universo si espande, 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. La temperatura ''T''<sub>r</sub> della CMB in funzione dello spostamento verso il rosso, ''z'', può essere dimostrato che è proporzionale alla temperatura della CMB attuale (2,728 K o 0,235 MeV):
<math>\mathit{T}_r = 2,728 (1 + \mathit{z})\,</math>
===Anisotropie primarie===
[[Image:PowerSpectrumExt.svg|thumb|right|300px|The power spectrum of the cosmic microwave background radiation temperature anisotropy in terms of the angular scale (or [[multipole moment]]). The data shown come from the [[WMAP]] (2006), [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|Acbar]] (2004) [[BOOMERanG experiment|Boomerang]] (2005), [[Cosmic Background Imager|CBI]] (2004), and [[Very Small Array|VSA]] (2004) instruments. Also shown is a theoretical model (solid line).]]
L'[[anisotropia]] della radiazione cosmica di fondo è divisa in due tipi: ''anisotropia primaria'', a causa degli effetti che si verificano sulla superficie di ultimo scattering e prima, e''anisotropia secondaria'', a causa di effetti quali le interazioni con gas caldo o il potenziale gravitazionale, tra la superficie di ultimo scattering e l'osservatore.
La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: ''oscillazioni acustiche'' e ''diffusione di smorzamento''. Le oscillazioni acustiche sorgono a causa di una concorrenza nel plasma [[fotone]]-[[barione]] nell'universo primordiale. La pressione dei fotoni tende a cancellare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale dei barioni, in movimento a velocità molto più basse della luce, li rende leggeri e tendono a collassare formando aloni densi. Questi due effetti concorrono a creare oscillazioni acustiche che danno al fondo a microonde la sua struttura caratteristica a picco. I picchi corrispondono, grosso modo, a risonanze in cui i fotoni si dissociano quando un particolare modo è al suo picco di ampiezza.
I picchi contengono firme fisiche interessanti. La scala angolare del primo picco determina la [[forma dell'universo|curvatura dell'universo]] (ma non la [[topologia]] dell'Universo). Il picco successivo determina la densità ridotta 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 di densità. Ci sono due marchi fondamentali delle perturbazioni della densità, chiamati ''adiabatica'' e ''isocurvature''. Una perturbazione di densità generale è un misto di entrambi, e diverse teorie che cercano di spiegare lo spettro della perturbazione primordiale della densità prevedono varie miscele.
*'''perturbazioni adiabatiche nella densità'''
:la superdensità frazionale in ogni componente della materia (barioni, fotoni ...) è la stessa. Ovvero, se c'è l'1% di energia nei barioni in più rispetto alla media in un posto, con una 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 sono adiabatiche.
*'''Perturbazioni isocurvature nella densità'''
:la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui ad un certo punto vi è l'1% in più di energia in 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 isocurvatura pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali isocurvature.
Lo spettro della CMB è in grado di distinguere questi due, perché queste due diverse perturbazioni producono differenti picchi in posizioni diverse. Le perturbazioni isocurvature nella densità producono una serie di picchi la cui scala angolare (valore ''l'' dei picchi) in rapporto di circa 1:2:3:...<ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>, mentre le perturbazioni di densità adiabatica producono picchi le cui posizioni sono in 1:2:3:...<ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>. Le osservazioni sono coerenti con le perturbazioni di densità primordiale, essendo completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per l'inflazione, ed escludendo molti modelli di formazione delle strutture relative, come ad esempio le stringhe cosmiche.
Lo smorzamento delle collisioni è causato da due effetti, quando il trattamento del plasma primordiale come fluido comincia a cadere:
* Il [[cammino libero medio]] crescente dei fotoni, nel plasma primordiale diventa sempre più rarefatto in un 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 da ''P(t)'', la probabilità che un fotone della CMB di ultimo scattering tra il tempo ''t'' e <math>t + dt</math> è data da <math>P (t) dt</math>.
Il massimo della PVF (il momento più probabile in cui sia avvenuto l'ultimo scattering di un dato fotone della CMB) è noto con una certa precisione. I risultati del primo anno del [[WMAP]] assumo il momento in cui P(t) è al massimo a 372 ± 14 [[annum|ka]]<ref name="WMAP_1_cosmo_params">{{cite journal|author=WMAP Collaboration|year=2003|title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|journal=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|issue=1|pages=175–194|doi=10.1086/377226|id={{arXiv|astro-ph/0302209}}|last2=Verde|first2=L.|last3=Peiris|first3=H. V.|last4=Komatsu|first4=E.|last5=Nolta|first5=M. R.|last6=Bennett|first6=C. L.|last7=Halpern|first7=M.|last8=Hinshaw|first8=G.|last9=Jarosik|first9=N.}}</ref>. Questo è spesso considerato come il "tempo" in cui il CMB formato. Tuttavia, per capire quanto tempo ci sono voluti i fotoni e barioni a dissociare, abbiamo bisogno di una misura della larghezza della PVF. Il team di WMAP ritiene che la PVF è maggiore della metà del suo valore massimo (la "larghezza totale a metà" al massimo, o FWHM) in un intervallo di 115 ± 5 ka. Con questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo nel corso degli anni circa 115 mila, e quando era completo, l'universo è stato di circa 487 mila anni di età.
The maximum of the PVF (the time where it is most likely that a given CMB photon last scattered) is known quite precisely. The first-year [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] results put the time at which P(t) is maximum as {{val|372|14|u=kyr}}.<ref name="WMAP_1_cosmo_params">{{cite journal|author=WMAP Collaboration|year=2003|title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|journal=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|issue=1|pages=175–194|doi=10.1086/377226|id={{arXiv|astro-ph/0302209}}|last2=Verde|first2=L.|last3=Peiris|first3=H. V.|last4=Komatsu|first4=E.|last5=Nolta|first5=M. R.|last6=Bennett|first6=C. L.|last7=Halpern|first7=M.|last8=Hinshaw|first8=G.|last9=Jarosik|first9=N.}}</ref> This is often taken as the "time" at which the CMB formed. However, to figure out how ''long'' it took the photons and baryons to decouple, we need a measure of the width of the PVF. The WMAP team finds that the PVF is greater than half of its maximum value (the "full width at half maximum", or FWHM) over an interval of {{val|115|5|u=kyr}}. By this measure, decoupling took place over roughly 115,000 years, and when it was complete, the universe was roughly 487,000 years old.
===Anisotropie secondarie===
Since the CMB came into existence, it has apparently been modified by several subsequent physical processes, which are collectively referred to as late-time anisotropy, or secondary anisotropy. When the CMB photons became free to travel unimpeded, ordinary matter in the universe was mostly in the form of neutral hydrogen and helium atoms. However, observations of galaxies today seem to indicate that most of the volume of the [[intergalactic medium]] (IGM) consists of ionized material (since there are few absorption lines due to hydrogen atoms). This implies a period of [[reionization]] during which some of the material of the universe was broken into hydrogen ions.
The CMB photons scatter off free charges such as electrons that are not bound in atoms. In an ionized universe, such charged particles have been liberated from neutral atoms by ionizing (ultraviolet) radiation. Today these free charges are at sufficiently low density in most of the volume of the Universe that they do not measurably affect the CMB. However, if the IGM was ionized at very early times when the universe was still denser, then there are two main effects on the CMB:
# Small scale anisotropies are erased. (Just as when looking at an object through fog, details of the object appear fuzzy.)
# The physics of how photons scatter off from free electrons ([[Thomson scattering]]) induces polarization anisotropies on large angular scales. This broad angle polarization is correlated with the broad angle temperature perturbation.
Both of these effects have been observed by the WMAP spacecraft, providing evidence that the universe was ionized at very early times, at a [[redshift]] more than 17. The detailed provenance of this early ionizing radiation is still a matter of scientific debate. It may have included starlight from the very first population of stars ([[population III]] stars), supernovae when these first stars reached the end of their lives, or the ionizing radiation produced by the accretion disks of massive black holes.
The time following the emission of the Cosmic Microwave Background—and before the observation of the first stars—is semi-humorously referred to by cosmologists as the [[Dark Ages (disambiguation)|dark age]], and is a period which is under intense study by astronomers (See [[21 centimeter radiation]]).
Two other effects which occurred between reionization and our observations of the Cosmic Microwave Background, and which appear to cause anisotropies, include the [[Sunyaev-Zel'dovich effect]], where a cloud of high energy electrons scatters the radiation, transferring some of its energy to the CMB photons, and the [[Sachs-Wolfe effect]], which causes [[photon]]s from the Cosmic Microwave Background to be gravitationally redshifted or blueshifted due to changing gravitational fields.
[[Image:WMAP 3yr EE.png|thumb|right|300px|E polarization measurements as of March 2006 in terms of angular scale (or [[multipole moment]]). The polarization is much more poorly measured than the temperature anisotropy.]]
===Polarizzazione===<!-- This section is linked from [[Cosmic inflation]] -->
{{main|Polarization in astronomy}}
The cosmic microwave background is [[polarization (waves)|polarized]] at the level of a few microkelvins. There are two types of polarization, called ''E''-modes and ''B''-modes. This is in analogy to [[electrostatics]], in which the electric field (''E''-field) has a vanishing [[curl (mathematics)|curl]] and the magnetic field (''B''-field) has a vanishing [[divergence]]. The ''E''-modes arise naturally from [[Thomson scattering]] in a heterogeneous plasma. The ''B''-modes, which have not been measured and are thought to have an amplitude of at most a 0.1 µK, are not produced from the plasma physics alone. They are a signal from [[cosmic inflation]] and are determined by the density of primordial [[gravitational wave]]s. Detecting the ''B''-modes will be extremely difficult, particularly given that the degree of foreground contamination is unknown, and the [[weak gravitational lensing]] signal mixes the relatively strong ''E''-mode signal with the ''B''-mode signal.<ref>{{cite journal|last=Lewis|first=A.|last2=Challinor|first2=A.|year=2006|title=Weak gravitational lensing of the CMB|journal=[[Physics Reports]]|volume=429|pages=1–65|doi = 10.1016/j.physrep.2006.03.002|id={{arxiv|astro-ph/0601594}}}}</ref>
==Osservazioni della radiazione di fondo==
{{main|Cosmic microwave background experiments}}
Subsequent to the discovery of the CMB, hundreds of cosmic microwave background experiments have been conducted to measure and characterize the signatures of the radiation. The most famous experiment is probably the [[NASA]] Cosmic Background Explorer ([[COBE]]) satellite that orbited in 1989–1996 and which detected and quantified the large scale anisotropies at the limit of its detection capabilities. Inspired by the initial COBE results of an extremely isotropic and homogeneous background, a series of ground- and balloon-based experiments quantified CMB anisotropies on smaller angular scales over the next decade. The primary goal of these experiments was to measure the angular scale of the first acoustic peak, for which COBE did not have sufficient resolution. These measurements were able to rule out [[cosmic strings]] as the leading theory of cosmic structure formation, and suggested [[cosmic inflation]] was the right theory. During the 1990s, the first peak was measured with increasing sensitivity and by 2000 the [[BOOMERanG experiment]] reported that the highest power fluctuations occur at scales of approximately one degree. Together with other cosmological data, these results implied that the geometry of the Universe is [[flat space|flat]]. A number of ground-based [[interferometer]]s provided measurements of the fluctuations with higher accuracy over the next three years, including the [[Very Small Array]], [[Degree Angular Scale Interferometer]] (DASI), and the [[Cosmic Background Imager]] (CBI). DASI made the first detection of the polarization of the CMB and the CBI provided the first E-mode polarization spectrum with compelling evidence that it is out of phase with the T-mode spectrum.
In June 2001, [[NASA]] launched a second CMB space mission, [[WMAP]], to make much more precise measurements of the great scale anisotropies over the full sky. The first results from this mission, disclosed in 2003, were detailed measurements of the angular power spectrum to below degree scales, tightly constraining various cosmological parameters. The results are broadly consistent with those expected from [[cosmic inflation]] as well as various other competing theories, and are available in detail at NASA's data bank for Cosmic Microwave Background (CMB) (see links below). Although WMAP provided very accurate measurements of the great angular-scale fluctuations in the CMB (structures about as broad in the sky as the moon), it did not have the angular resolution to measure the smaller scale fluctuations which had been observed by former ground-based [[interferometer]]s.
A third space mission, the [[Planck Surveyor]], launched in May, 2009. Planck employs both [[HEMT]] radiometers as well as [[bolometer]] technology and will measure the CMB on smaller scales than WMAP. Unlike the previous two space missions, Planck is run by the [[European Space Agency|ESA]] (the European Space Agency). Its detectors got a trial run at the Antarctic [[Viper telescope]] as ACBAR ([[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver]]) experiment—which has produced the most precise measurements at small angular scales to date—and at the [[Archeops]] balloon telescope.
Additional ground-based instruments such as the [[South Pole Telescope]] in Antarctica and the proposed [[Clover (telescope)|Clover]] Project, [[Atacama Cosmology Telescope]] and the [[QUIET telescope]] in Chile will provide additional data not available from satellite observations, possibly including the B-mode polarization.
==Riduzione dei dati e analisi==
Raw CMBR data coming down from the space vehicle (i.e., WMAP) contain foreground effects that completely obscure the fine-scale structure of the Cosmic Microwave background. The fine-scale structure is superimposed on the raw CMBR data but is too small to be seen at the scale of the raw data. The most prominent of the foreground effects is the dipole anisotropy caused by the Sun's motion relative to the CMBR background. The dipole anisotropy and others due to Earth's annual motion relative to the Sun and numerous microwave sources in the galactic plane and elsewhere must be subtracted out to reveal the extremely tiny variations characterizing the fine-scale structure of the CMBR background.
The detail analysis of CMBR data to produce maps, an angular power spectrum, and ultimately cosmological parameters is a complicated, computationally difficult problem. Although computing a power spectrum from a map is in principle a simple [[Fourier transform]], decomposing the map of the sky into [[spherical harmonics]], in practice it is hard to take the effects of noise and foreground sources into account. In particular, these foregrounds are dominated by galactic emissions such [[Bremsstrahlung|free-free]], [[Synchrotron_radiation#Synchrotron_radiation_in_astronomy|synchrotron]], and [[dust#Dust in other contexts|dust]] that emit in the microwave band; in practice, the galaxy has to be removed resulting in a CMB map that is not a full-sky map. In addition, point sources like galaxies and clusters represent another source of foreground which must be removed lest they distort the short scale structure of the CMB power spectrum.
Constraints on many cosmological parameters can be obtained from their effects on the power spectrum, and results are often calculated using [[Markov Chain Monte Carlo]] sampling techniques.
===Anisotropie di dipolo===
From the CMB data it is seen that our local group of galaxies (the galactic cluster that includes the Solar System's Milky Way Galaxy) appears to be moving at 627±22 km/s relative to the '''reference frame of the CMB''' (also called the '''CMB rest frame''') in the direction of galactic longitude ''l'' = 276±3°, ''b'' = 30±3°.<ref>{{cite journal|last=Kogut|first=A.|coauthors=''et al.''|year=1993|title=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=419|pages=1–6|doi=10.1086/173453|id={{arXiv|astro-ph/9312056}}}}</ref> This motion results in an anisotropy of the data (CMB appearing slightly warmer in the direction of movement than in the opposite direction)<ref>http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html</ref>. The standard interpretation of this temperature variation is a simple velocity redshift and blueshift due to motion relative to the CMB, but alternative cosmological models can explain some fraction of the observed dipole temperature distribution in the CMB.<ref>{{cite journal|last=Inoue|first=K. T.|last2=Silk|first2=J.|year=2007|title=Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=664|issue=2|pages=650–659|doi=10.1086/517603|id={{arXiv|astro-ph/0612347}}}}</ref>
===Multipoli bassi ed altre anomalie===
With the increasingly precise data provided by WMAP, there have been a number of claims that the CMB suffers from anomalies, such as very great-scale anisotropies, anomalous alignments, and non-Gaussian distributions.<ref name="arXiv:0905.2854v2">{{cite arxiv|last=Rossmanith|first=G.|coauthors='et al.''|year=2009|title=Non-Gaussian Signatures in the five-year WMAP data as identified with isotropic scaling indices|class=astro-ph.CO|eprint=0905.2854}}</ref><ref name="arXiv:0802.3229">{{cite arxiv|last=Schild|first=R. E.|last2=Gibson|first2=C. H.|year=2008|title=Goodness in the Axis of Evil|class=astro-ph|eprint=0802.3229}}</ref><ref name="arXiv:astro-ph/0511666">{{cite arxiv|last=Bernui|first=A.|coauthors=''et al.''|year=2005|title=Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data|class=astro-ph|eprint=astro-ph/0511666}}</ref><ref name="arXiv:astro-ph/0503213">{{cite arxiv|last=Jaffe|first=T.R.|coauthors=''et al.''|year=2005|title=Evidence of vorticity and shear at large angular scales in the WMAP data: a violation of cosmological isotropy?|class=astro-ph|eprint=astro-ph/0503213}}</ref> The most longstanding of these is the low-''l'' multipole controversy. Even in the COBE map, it was observed that the [[quadrupole]] (''l''=2 spherical harmonic) has a low amplitude compared to the predictions of the big bang. Some observers have pointed out that the anisotropies in the WMAP data did not appear to be consistent with the big bang picture. In particular, the quadrupole and octupole (''l''=3) modes appear to have an unexplained alignment with each other and with the [[plane of the ecliptic|ecliptic plane]]<ref>
{{cite journal|last=de Oliveira-Costa |first=A. |coauthors=''et al.''|year=2004|title=The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP|journal=[[Physical Review D]]|volume=69|pages=063516|doi=10.1103/PhysRevD.69.063516|id={{arxiv|astro-ph/0307282}}}}</ref><ref>{{cite journal|last=Schwarz|first=D. J.|coauthors=''et al,''|year=2004|title=Is the low-''l'' microwave background cosmic?|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=93|pages=221301|doi=10.1103/PhysRevLett.93.221301|id={{arxiv|astro-ph/0403353}}}}</ref><ref>
{{cite journal|last=Bielewicz|first=P.|last2=Gorski|first2=K. M.|last3=Banday|first3=A. J.|year=2004|title=Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=355|pages=1283|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x|id={{arxiv|astro-ph/0405007}}}}</ref>, an alignment sometimes referred to as the ''axis of evil''.<ref name="arXiv:0802.3229"/> A number of groups have suggested that this could be the signature of new physics at the greatest observable scales. Ultimately, due to the foregrounds and the [[cosmic variance]] problem, the greatest modes will never be as well measured as the small angular scale modes. The analyses were performed on two maps that have had the foregrounds removed as best as is possible: the "internal linear combination" map of the WMAP collaboration and a similar map prepared by [[Max Tegmark]] and others.<ref name="hinshaw07">{{cite journal|last=Hinshaw|first=G.|coauthors=''et al.'' (WMAP collaboration)|year=2007|title=Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis|journal=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=170|issue=2|pages=288–334|doi=10.1086/513698|id={{arxiv|astro-ph/0603451}}}}</ref><ref name="FirstWMAP">
{{cite journal|last=Bennett|first=C. L.|coauthors=''et al.'' (WMAP collaboration)|year=2003|title=First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results|journal=[[Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|volume=148|pages=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>
{{cite journal|last=Tegmark|first=M.|last2=de Oliveira-Costa|first2=A.|last3=Hamilton|first3=A.|year=2003|title=A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP|journal=[[Physical Review D]]|volume=68|pages=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> Later analyses have pointed out that these are the modes most susceptible to foreground contamination from [[synchrotron radiation#Synchrotron radiation in astronomy|synchrotron]], dust, and [[Bremsstrahlung|free-free]] emission, and from experimental uncertainty in the monopole and dipole. A full [[Bayesian analysis]] of the WMAP power spectrum demonstrates that the quadrupole prediction of [[Lambda-CDM model|Lambda-CDM cosmology]] is consistent with the data at the 10% level and that the observed octupole is not remarkable.<ref>{{cite journal|last=O'Dwyer|first=I.|coauthors=''et al.''|year=2004|title=Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data|journal=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=617|pages=L99–L102|doi=10.1086/427386|id={{arxiv|astro-ph/0407027}}}}</ref> Carefully accounting for the procedure used to remove the foregrounds from the full sky map further reduces the significance of the alignment by ~5%.<ref>
{{cite journal|last=Slosar|first=A.|last2=Seljak|first2=U.|year=2004|title=Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP|journal=[[Physical Review D]]|volume=70|pages=083002|doi=10.1103/PhysRevD.70.083002|id={{arxiv|astro-ph/0404567}}}}</ref><ref>{{cite journal|last=Bielewicz|first=P.|coauthors=''et al.''|year=2005|title=Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=635|pages=750–60|doi=10.1086/497263|id={{arxiv|astro-ph/0507186}}}}</ref><ref>{{cite journal|last=Copi |first=C.J. |coauthors=''et al.''|year=2006|title=On the large-angle anomalies of the microwave sky|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=367|pages=79–102|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x|id={{arxiv|astro-ph/0508047}}}}</ref><ref>
{{cite journal|last=de Oliveira-Costa|first=A.last2=Tegmark|first2=M.|year=2006|title=CMB multipole measurements in the presence of foregrounds|journal=[[Physical Review D]]|volume=74|pages=023005|doi=10.1103/PhysRevD.74.023005|id={{arxiv|astro-ph/0603369}}|last2=Tegmark}}</ref>
==Notes==
{{reflist|group=nb|2}}
<references group="nb"/>
==External links==
{{commonscat}}
*[http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=3&index1=87807 CMBR Theme on arxiv.org]
* [http://www.astronomycast.com/cosmology/the-big-bang-and-cosmic-microwave-background/ Audio: Fraser Cain and Dr. Pamela Gay - Astronomy Cast. The Big Bang and Cosmic Microwave Background - October 2006]
{{Radiazione cosmica di fondo}}
<nowiki>[[Category:Radio astronomy]]
[[Category:Physical cosmology]]
[[Category:Astronomical radio sources]]
[[ar:إشعاع الخلفية الميكروني الكوني]]
[[bn:মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ]]
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[[eo:Kosma fona radiado]]
[[fa:تابش زمینه کیهانی]]
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[[ko:우주 배경 복사]]
[[hr:Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje]]
[[it:Radiazione cosmica di fondo]]
[[he:קרינת הרקע הקוסמית]]
[[ht:Radyasyon kosmik natirèl]]
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[[nl:Kosmische achtergrondstraling]]
[[ja:宇宙マイクロ波背景放射]]
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[[pt:Radiação cósmica de fundo]]
[[ro:Radiația cosmică de fond]]
[[ru:Реликтовое излучение]]
[[simple:Cosmic microwave background radiation]]
[[sk:Reliktové žiarenie]]
[[fi:Kosminen taustasäteily]]
[[sv:Kosmisk bakgrundsstrålning]]
[[th:รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล]]
[[tr:Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması]]
[[uk:Реліктове випромінювання]]
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[[vi:Bức xạ phông vi sóng vũ trụ]]
[[zh:宇宙微波背景辐射]]
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