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Utente:Vale maio/Sandbox3

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en:Cosmic microwave background radiation

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

 
Spettro di potenza delle anisotropie di temperatura della CMB in termini di scala angolare (o momenti di multipolo). La linea continua mostra l'andamento teorico mentre i punti i dati sperimentali. I dati provengono dale sonde WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004), e VSA (2004).

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:...[69], mentre le perturbazioni di densità adiabatica producono picchi le cui posizioni sono in 1:2:3:...[69]. 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  .

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 ka[70]. Questo è spesso considerato come il tempo al quale è nata la radiazione di fondo. Tuttavia, per capire quanto tempo ci hanno messo fotoni e barioni a dissociarsi, si necessita di una misura della larghezza della PVF. Il team del WMAP ritiene che la PVF è maggiore della metà del suo valore massimo (la "piena larghezza a metà altezza", o FWHM[71][72]), in un intervallo di 115 ± 5 ka. Con questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo in circa 115 mila anni, e quando finì, l'universo aveva circa 487 mila anni di età.

Anisotropie secondarie

Dalla scoperta della radiazione di fondo, questa è stata apparentemente modificata da diversi processi fisici successivi, che sono indicati collettivamente come anisotropie tarde, o anisotropie secondarie. Quando i fotoni della CMB sono stati liberi di viaggiare senza ostacoli, la materia ordinaria dell'universo era per lo più idrogeno neutro e atomi di elio. Tuttavia, le osservazioni odierne delle galassie sembrano indicare che la maggior parte del volume dello spazio è costituito da materiale ionizzato (in quanto non ci sono linee di assorbimento a causa di pochi atomi di idrogeno). Questo implica un periodo di reionizzazione durante il quale una parte del materiale dell'universo venne frammentata in ioni di idrogeno.

I fotoni della CMB dispersero cariche libere, come elettroni non legati ad atomi. In un universo ionizzato, sono state liberate da atomi neutri da radiazioni ionizzanti (raggi ultravioletti). Oggi queste cariche libere hanno una densità sufficientemente bassa rispetto alla maggior parte del volume dell'Universo, senza incidere sulla CMB. Tuttavia, se lo spazio è stato ionizzato in un'era sufficientemente primordiale, quando l'universo era ancora più denso, ci sono due effetti principali sulla radiazione di fondo:

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

Entrambi gli effetti sono stati osservati dal WMAP, fornendo la prova che l'universo è stato ionizzato molto presto, ad un redshift superiore a 17. La provenienza dettagliata di queste radiazioni ionizzanti è ancora oggetto di dibattito scientifico. Potrebbero includere luce stellare dalle primissime stelle (stelle di popolazione III), supernovae quando queste stelle raggiunsero la fine della loro vita, o le radiazioni ionizzanti prodotte dai dischi di accrescimento di buchi neri massicci. Il momento successivo all'emissione della radiazione cosmica di fondo, e prima dell'osservazione delle prime stelle, viene chiamato umoristicamente dagli atronomi era oscura (dark ages)[73], ed è un periodo che è in fase di intenso studio da parte degli astronomi (riga a 21 cm dell'idrogeno neutro). Altri due effetti che si verificarono tra la reionizzazione e le attuali osservazioni della radiazione cosmica di fondo, e che sembrano provocare anisotropie, includono l'effetto Sunyaev-Zel'dovich, dove una nube di elettroni ad alta energia disperde la radiazione, trasferendo parte della sua energia ai fotoni della CMB, e l'effetto Sachs-Wolfe, che provoca ai fotoni dalla radiazione cosmica di fondo uno spostamento gravitazionale verso il rosso o verso il blu, a causa del cambiamento del campo gravitazionale.

 
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

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

Osservazioni della radiazione di fondo

  Lo stesso argomento in dettaglio: Lista degli esperimenti della radiazione cosmica di fondo.

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

Nel giugno del 2001, la NASA ha lanciato una seconda missione spaziale per la CMB, la Wilkinson microwave anisotropy probe, per effettuare misurazioni più precise delle anisotropie su grande scala. I risultati sono sostanzialmente coerenti con quelli previsti dall'inflazione cosmica e da altre diverse teorie, e sono disponibili in dettaglio nella banca dati della NASA per la radiazione cosmica di fondo (CMB). Anche se il WMAP ha fornito misurazioni molto accurate della fluttuazioni su grande angolare della CMB, non ha avuto una risoluzione angolare sufficiente per misurare le fluttuazioni su scala minore osservate da terra da altri esperimenti.

Una terza missione spaziale, il Planck Surveyor, è stato lanciato nel maggio del 2009. Planck si avvale sia di radiometri HEMT sia di bolometri, e misurerà la CMB su scale più piccole del WMAP. A differenza delle due precedenti missioni spaziali, Planck è gestito dall'ESA, l'Agenzia spaziale europea. I suoi rilevatori effettuato un giro di prova sul telescopio antartico Viper e sull'ACBAR, che ha prodotto le misurazioni più precise alle piccole scale angolari fino ad oggi, e sul telescopio Archeops.

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

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.

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, 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.

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.

Anisotropie di dipolo

Dai dati dalla radiazione di fondo si vede che il nostro gruppo locale di galassie (l'ammasso galattico che include la Via Lattea), sembra muoversi a 627 ± 22 km/s rispetto al quadro di riferimento della CMB in direzione della longitudine galattica l = 276±3°, b = 30±3°[75]. Questo movimento provoca una anisotropia dei dati (la CMB appare leggermente più calda nella direzione del movimento che nella direzione opposta)[76]. L'interpretazione standard di queste variazioni di temperatura è un semplice spostamento verso il rosso e verso il blu dovuto al moto relativo della CMB, ma modelli cosmologici alternativi sono in grado di spiegare alcune frazioni di distribuzione della temperatura del dipolo osservate nella CMB [77].

Multipoli bassi ed altre anomalie

Con i dati sempre più precisi forniti dal WMAP, ci sono state una serie di segnalazioni secondo cui la CMB soffre di anomalie, come anisotropie su grandissima scala, allineamenti anomali, e distribuzioni non-gaussiane[78][79][80][81] La più duratura di queste è la polemica low-l multipolare. Anche nella mappa del COBE si è osservato che il [[Momento di quadrupolo elettrico |quadrupolo]] (l = 2 armoniche sferiche) ha una ampiezza bassa rispetto alle previsioni del Big Bang. Alcuni osservatori hanno fatto notare che le anisotropie nei dati del WMAP non sembrano essere coerenti con il quadro del big bang. In particolare, il quadrupolo e l'octupolo (l = 3) sembrano avere un allineamento inspiegabile l'uno con l'altro e con il piano dell'eclittica[82][83][84], un allineamento a volte indicato come l'asse del male[85][79]. Un certo numero di gruppi hanno suggerito che questo potrebbe essere la firma di una nuova fisica alle scale più grandi osservabili. In ultima analisi, a causa dei primi piani e del problema della varianza cosmica, le modalità più grandi non saranno mai misurabili come le modalità a piccola scala angolare. Le analisi sono state effettuate su due mappe alle quali sono stati rimossi i primi piani nel miglior modo possibile: la mappa della "combinazione lineare interna" del WMAP e una mappa simile preparata da Max Tegmark e altri[62][68][86]. Analisi successive hanno evidenziato che queste sono le modalità più sensibili alla contaminazione del primo piano da sincrotrone, polvere, bremsstrahlung, e da incertezze sperimentali nel monopolio e nel dipolo. Un'analisi bayesiana dello spettro di potenza del WMAP dimostra che la previsione del quadrupolo della cosmologia Lambda-CDM è coerente con i dati al livello del 10% e che l'octupolo osservato non è notevole[87]. Conti più attenti sulla procedura utilizzata per rimuovere il primo piano dalla mappa del cielo pieno riduce ulteriormente l'importanza dell'allineamento del 5% circa[88][89][90][91].

Notes

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  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.
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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.
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  9. ^ L'eccezione diventa disomogeneità a causa delle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionistico.
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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.
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Altri progetti

Collegamenti esterni

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(EN) La radiazione di fondo su arxiv.org, su xstructure.inr.ac.ru. URL consultato il 30 giugno 2010.

(EN) Fraser Cain e Dr. Pamela Gay: intervista sul Big Bang e la radiazione cosmica di fondo (30 giugno 2010), su astronomycast.com, ottobre 2006 (archiviato dall'url originale il 26 giugno 2010). Formato sconosciuto: 30 giugno 2010 (aiuto)

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