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Utente:Vale maio/Sandbox3

< Utente:Vale maio
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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[1]. 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 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[2] da uno studio avviato nel 1940, vincendo così il 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 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 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 K, quindi i picchi dello spettro nella frequenza delle microonde di 160,2 GHz, corrispondono ad una lunghezza d'onda di 1,9 millimetri[3]. 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 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 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

 
Lo spettro della radiazione di fondo misurato dal COBE è la misurazione più precisa di corpo nero in natura[4]. I punti dei dati e le barre di errore su questo grafico sono oscurati dalla curva teorica.

La radiazione cosmica di fondo è isotropa a circa una parte su 100.000: il valore quadratico medio delle variazioni sono solo 18 μK[5][6]. Il Far-Infrared Absolute 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 quadratico medio ponderato al massimo di 50 parti per milione (0,005%) del picco di luminosità della CMB[7]. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura[4].

La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del Big Bang. Inoltre, la cosmologia inflazionaria prevede che dopo circa 10−37 secondi[8], l'universo nascente ha subito una crescita esponenziale che spianò quasi tutte le disomogeneità[9][10].A questo seguì la rottura di simmetria, un tipo di transizione di fase che fissa le interazioni fondamentali e le particelle elementari nella loro forma attuale. Dopo 10−6 secondi, l'universo primordiale era costituito da un plasma caldo di fotoni, elettroni, e barioni. I fotoni interagirono con il plasma attraverso lo scattering Thomson. Mentre l'universo si 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[11][12]. 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[13].

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[14] , 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[15]. Tuttavia, poiché l'Universo ha continuato ad espandersi da allora, la distanza comovente dalla Terra al bordo dell'universo osservabile è ora di almeno 46,5 miliardi anni luce[16][17].

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[18], che costituisce una frazione di circa 6 × 10-5 della densità totale dell'universo[19].

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[20]. 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[20]. 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)

Timeline della CMB
Date e persone fondamentali
1941 Andrew McKellar segnala l'osservazione di una temperatura bolometrica media di 2,3 K, basata sullo studio delle righe di assorbimento interstellare[21][22][23].
1946 Robert Dicke predice una "... radiazione di materia cosmica" a <20 K, ma non si riferisce alla radiazione di fondo[24]
1948 George Gamow calcola una temperatura di 50 K (ipotizzando un universo di 3 miliardi di anni di età)[25], commentando che ".. è in accordo ragionevole con la temperatura reale dello spazio interstellare", ma non fa menzione della radiazione di fondo.
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[26].
1950 Ralph Alpher and Robert Herman ricalcolano la temperatura a 28 K.
1953 George Gamow stima la temperatura a 7 K.[24]
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[24].
1956 George Gamow stima la temperatura a 6 K.[24]
1957 Tigran Shmaonov riporta che "la temperatura assoluta effettiva del fondo di emissione radio ... è di 4 ± 3 K"[27]. 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"[28]
anni 1960 Robert Dicke stima nuovamente la temperatura della CMB a 40 K[24]
1964 A. G. Doroshkevich e Igor Dmitriyevich Novikov pubblicano una breve nota, dove menzionano la CMB come fenomeno osservabile[29].
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.
1983 L'Unione Sovietica lancia la sonda RELIKT-1 per lo studio della CMB.
1990 FIRAS misura la forma del corpo nero dello spettro della CMB con precisione molto alta.
Gennaio 1992 Gli scienziati che hanno analizzato i dati della RELIKT-1 dichiarano la scoperta delle anisotropie al seminario astrofico di Mosca.[30]
Aprile 1992 Gli scienziati che hanno analizzato i dati del COBE annunciano la scoperta della temperatura primaria delle anisotropie.[31]
1999 Prime misurazioni delle oscillazioni acustiche nelle anisotropie angolari dello spettro della CMB, dalle sonde TOCO, BOOMERanG e MAXIMA.
2002 Polarizzazione scoperta dalla sonda DASI.[32]
2004 Spettro della polarizzazione E-mode ottenuto dalla sonda CBI.[33]
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.
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.

fine Timeline (da CANCELLARE)

La radiazione di fondo venne predetta nel 1948 da George Gamow, Ralph Alpher, e Robert Herman[34][35][36].

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[37]. Anche se ci sono state diverse stime precedenti della temperatura dello spazio[38], 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 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[39].

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 sovietici A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, nella primavera del 1964[40]. 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[41]. 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!")[1][42][43]. 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 [44].

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 luce stellare riflessa dalle galassie lontane[45]. 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.[22][46]. 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[47].

 
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 10−4 o 10−5[48][49][50]. Rashid Sunyaev poi calcolò l'impronta osservabile che tali disomogeneità avrebbero sulla radiazione cosmica di fondo[51]. 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[52][53], 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[54][55].

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[56]. Il primo picco nell'anisotropia è stata provvisoriamente individuata dal QMAP e il risultato è stato confermato dal BOOMERanG e dal MAXIMA[57][58][59]. Queste misurazioni hanno dimostrato che la forma dell'universo è approssimativamente piatto, piuttosto che curvo[60]. Essi escludono stringhe cosmiche come componente principale della formazione delle strutture cosmiche, e suggeriscono che l'inflazione cosmologica è la teoria giusta per spiegare la formazione delle strutture[61].

Il secondo picco è stato provvisoriamente rilevato da diversi esperimenti, prima di essere definitivamente rilevato dal WMAP, che ha anche rilevato il terzo picco[62]. 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.

 
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[63]. Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per l'universo sono originariamente di natura casuale, e seguono una 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[64]. 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[65].

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 soluzioni alternative come la teoria dello stato stazionario[66]. 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 elettroni e 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 K. Ciò corrisponde ad una energia di circa 0,25 eV, che è molto inferiore a 13,6 eV, ovvero l'energia di ionizzazione dell'idrogeno[67].

Dal momento del disaccoppiamento, la temperatura della radiazione di fondo è scesa di circa 1.100 volte[68] a causa dell'espansione dell'universo. Come l'universo si espande, i fotoni della CMB si spostano verso il rosso, rendendo la temperatura della radiazione inversamente proporzionale ad un parametro chiamato fattore di scala dell'universo. La temperatura Tr 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):

 

Anisotropie primarie

 
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), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004), and 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, eanisotropia 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 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 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"> W. Hu, Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background, in Astrophysical Journal, vol. 471, 1996, pp. 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"> W. Hu, Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background, in Astrophysical Journal, vol. 471, 1996, pp. 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   è data da  .


The depth of the LSS refers to the fact that the decoupling of the photons and baryons does not happen instantaneously, but instead requires an appreciable fraction of the age of the Universe up to that era. One method to quantify exactly how long this process took uses the photon visibility function (PVF). This function is defined so that, denoting the PVF by P(t), the probability that a CMB photon last scattered between time t and t+dt is given by P(t)dt.

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 WMAP results put the time at which P(t) is maximum as 372±14 kyr.[69] 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 115±5 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:

  1. Small scale anisotropies are erased. (Just as when looking at an object through fog, details of the object appear fuzzy.)
  2. 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 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 photons from the Cosmic Microwave Background to be gravitationally redshifted or blueshifted due to changing gravitational fields.

 
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

  Lo stesso argomento in dettaglio: Polarization in astronomy.

The cosmic microwave background is 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 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 waves. 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.[70]

Osservazioni della radiazione di fondo

  Lo stesso argomento in dettaglio: 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. A number of ground-based interferometers 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 interferometers.

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 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 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 free-free, synchrotron, and 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°.[71] This motion results in an anisotropy of the data (CMB appearing slightly warmer in the direction of movement than in the opposite direction)[72]. 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.[73]

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.[74][75][76][77] 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 ecliptic plane[78][79][80], an alignment sometimes referred to as the axis of evil.[75] 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.[62][68][81] Later analyses have pointed out that these are the modes most susceptible to foreground contamination from synchrotron, dust, and 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 cosmology is consistent with the data at the 10% level and that the observed octupole is not remarkable.[82] Carefully accounting for the procedure used to remove the foregrounds from the full sky map further reduces the significance of the alignment by ~5%.[83][84][85][86]

Notes

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  2. ^ Smoot Group, The Cosmic Microwave Background Radiation, su aether.lbl.gov, Lawrence Berkeley Lab, 28 March 1996. URL consultato l'11 dicembre 2008.
  3. ^ Questo vale se si misura l'intensità per unità di frequenza, secondo la legge di Planck. Se invece 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.
  4. ^ a b M. White, Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99, 1999.; arΧiv:astro-ph/9903232; Abstract Service
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  6. ^ 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 costellazione della Vergine.
  7. ^ D. J. Fixsen, et al., The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set, in Astrophysical Journal, vol. 473, 1996, pp. 576–587, DOI:10.1086/178173.
  8. ^ A. H. Guth, The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Basic Books, 1998, p. 186, ISBN 020132840ISBN non valido (aiuto).
  9. ^ L'eccezione diventa disomogeneità a causa delle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionistico.
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  12. ^ Equivale ad un redshift di z = 1,088.
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  19. ^ La densità dei fotoni è di 4.7×10−31 kg/m3, mentre la densità critica è di 7.9×10−27 kg/m3. Il rapporto tra i due è di 5.9×10−5. Si veda The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics, 5th, Springer–Verlag, 2002, p. 485, ISBN 3-540-67877-8.
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  37. ^ 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.
  38. ^ Si veda la tabella della timeline.
  39. ^ A. K. T. Assis, History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson (PDF), in Apeiron, vol. 2, n. 3, 1995, pp. 79–87. e si veda anche E. L. Wright, Eddington's Temperature of Space, su astro.ucla.edu, UCLA, 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008.
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