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Versione delle 01:53, 30 giu 2010

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==Riduzione dei dati e analisi==

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 a scala fine è sovrapposta ai dati grezzi della CMB, ma è troppo piccola per essere vista a livello dei dati grezzi. Il più importante degli effetti di primo piano è l'anisotropia di dipolo causata dal moto del Sole rispetto alla CMB. L'anisotropia di dipolo, altri effetti causati dal moto annuale della Terra rispetto al Sole numerose altre fonti di radiazioni [[microonde]] devono essere sottratti per rendere evidenti le variazioni molto piccole che caratterizzano la struttura a scala fine della CMB.

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.

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 un semplice [[trasformata di Fourier]], scomponendo la mappa del cielo in [[armoniche sferiche]], in pratica però è difficile prendere gli effetti del rumore e delle fonti di primo piano in considerazione. In particolare, questi primi piani sono dominati da emissioni galattiche come [[Bremsstrahlung|Bremsstrahlung]], [[sincrotrone|sincrotroni]], e polveri che emettono segnali nella banda delle microonde. Inoltre, fonti come galassie e ammassi rappresentano un'altra fonte di primo piano che devono essere rimosse affinchè non distorcano la struttura su scala piccola dello spettro di potenza della CMB.

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.

Vincoli su molti parametri cosmologici possono essere ottenuti dai loro effetti sullo spettro di potenza, ed i risultati sono spesso calcolati utilizzando le tecniche di campionamento [[Markov Chain Monte Carlo]].

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===