Utente:Vale maio/Sandbox3


Gentilmente, non modificate niente, a meno di espressa autorizzazione del sottoscritto.
- http://www.jrank.org/space/pages/2312/density-perturbations.html
- http://webcache.googleusercontent.com/search?q=cache:LA9i1x1W7UEJ:www.merate.mi.astro.it/utenti/guido/Students/Cosmology/CMB.ppt+Adiabatici+densit%C3%A0+perturbazione&cd=4&hl=en&ct=clnk&gl=uk&client=firefox-a
- http://physics.infis.univ.trieste.it/~monaco/node38.html
link
Primary anisotropy => No link 21 centimeter radiation => Riga a 21 cm dell'idrogeno neutro A. G. Doroshkevich => No link Andrew McKellar => No link Anisotropy => Anisotropia Apeiron (journal) => No link Archeops => Archeops Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver => Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver Arno Penzias => Arno Penzias Astrophysical Journal Letters => Astrophysical Journal Astrophysical Journal => Astrophysical Journal Atacama Cosmology Telescope => Atacama Cosmology Telescope BOOMERanG experiment => Esperimento BOOMERanG Baryon => Barione Basic Books => No link Bayesian analysis => Inferenza bayesiana Bell Telephone Laboratories => Bell Laboratories Big Bang#Cosmic microwave background radiation => Big Bang Big Bang => Big Bang Black body => Corpo nero Bolometer => Bolometro Bremsstrahlung => Bremsstrahlung COBE => COBE Cambridge University Press => Cambridge University Press Clover (telescope) => No link Color temperature => Temperatura di colore Comoving coordinates => Coordinate comoventi Comoving distance => Coordinate comoventi Cosmic Background Imager => Telescopio CBI Cosmic inflation => Inflazione (cosmologia) Cosmic string => No link Cosmic strings => No link Cosmic variance => No link Courier Dover Publications => No link Crawford Hill => No link Curl (mathematics) => Rotore (matematica) Curved space => No link Dark Ages (disambiguation) => No link Data point => No link David Todd Wilkinson => David Todd Wilkinson Decoupling => No link Degree Angular Scale Interferometer => DASI Dipole => Dipolo elettrico Divergence => Divergenza Doppler shift => Effetto Doppler Dust#Dust in other contexts => Polvere Effective temperature => Temperatura effettiva Electromagnetic radiation => Radiazione elettromagnetica Electron => Elettrone Electrons => Elettrone Electronvolt => Elettronvolt Electrostatics => Elettrostatica Elementary particle => Particella elementare European Space Agency => Agenzia Spaziale Europea Exponential growth => No link Flat space => Spaziotempo di Minkowski Fluid => Fluido Fourier transform => Trasformata di Fourier Free streaming => No link Fundamental forces => Interazioni fondamentali Gaussian random field => No link George F. Smoot => George Fitzgerald Smoot George Gamow => George Gamow Gravitational wave => Onda gravitazionale HEMT => HEMT Harrison-Zel'dovich => No link Hayden Planetarium => No link Holmdel Horn Antenna => No link Holmdel Township, New Jersey => No link Hubble constant => Legge di Hubble Hydrogen => Idrogeno Igor Dmitriyevich Novikov => No link Imperial College Press => No link Inflation (cosmology) => Inflazione (cosmologia) Inflaton => Inflatone Integrated starlight => Estinzione (astronomia) Interferometer => Interferometria Intergalactic medium => Spazio (astronomia) Inversely proportional => Proporzionalità (matematica) Isotropic => Isotropia John C. Mather => John Cromwell Mather John Wiley & Sons => John Wiley & Sons Lambda-CDM model => Modello Lambda-CDM Lawrence Berkeley Lab => No link Markov Chain Monte Carlo => No link Max Tegmark => Max Tegmark Mean free path => Cammino libero medio Metric expansion of space => Espansione metrica dello spazio Microwave => Microonde Milky Way galaxy => Via Lattea Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array => Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array Monthly Notices of the Royal Astronomical Society => Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Multipole moment => No link NASA => NASA National Medal of Science => National Medal of Science Nature (journal) => Nature Nobel Foundation => No link Nobel Prize in Physics => Premio Nobel per la fisica Nobel Prize => Premio Nobel Noise temperature => No link Non-standard cosmology => Cosmologia non standard Normal distribution => Variabile casuale normale Observable universe => Universo osservabile Optical telescope => No link P. J. E. Peebles => James Peebles Peculiar velocity => No link Photon => Fotone Physical Review D => Physical Review Physical Review Letters => Physical Review Letters Physical Review => Physical Review Physical cosmology => Cosmologia (astronomia) Physics Reports => No link Planck (spacecraft) => Planck Surveyor Planck Surveyor => Planck Surveyor Planck spectrum => Corpo nero Planck's law => Legge di Planck Plane of the ecliptic => No link Plasma (physics) => Fisica del plasma Polarization (waves) => Polarizzazione della radiazione elettromagnetica Population III => Metallicità Pribory i Tekhnika Experimenta => No link Princeton University Press => No link Princeton University => Università di Princeton Proton => Protone Protons => Protone QUIET telescope => No link Quadrupole => Momento di quadrupolo elettrico RELIKT-1 => RELIKT-1 RIA Novosti => RIA Novosti Radio telescope => Radiotelescopio Ralph A. Alpher => Ralph Alpher Ralph Alpher => Ralph Alpher Rashid Sunyaev => Rashid Alievich Sunyaev Recessional velocity => No link Recombination (cosmology) => No link Red shift => Spostamento verso il rosso Redshift => Spostamento verso il rosso Reionization => No link Review of Scientific Instruments => No link Robert Dicke => Robert Dicke Robert Herman => Robert Herman Robert Woodrow Wilson => Robert Woodrow Wilson Root mean square => Valore efficace Rotational temperature => No link Sachs-Wolfe effect => Effetto Sachs-Wolfe Scale factor (Universe) => No link Scale invariant => No link Science (journal) => Science Scientific American => Scientific American Shape of the Universe => Forma dell'universo Silk damping => No link South Pole Telescope => South Pole Telescope Soviet Physics Doklady => No link Soviet Union => Unione Sovietica Spectral density => No link Spectrophotometer => Spettrofotometria Spherical harmonics => Armoniche sferiche Springer Science+Business Media => No link Springer–Verlag => No link Standard error of estimation => Errore standard Statistics => Statistica Steady state theory => Teoria dello stato stazionario Sunyaev-Zel'dovich effect => Effetto Sunyaev-Zel'dovich Symmetry breaking => No link Synchrotron radiation#Synchrotron radiation in astronomy => No link Synchrotron_radiation#Synchrotron_radiation_in_astronomy => No link Thermal radiation => Radiazione termica Thomson scattering => Scattering Thomson Toco experiment => QMAP Topology => Topologia UC Berkeley => Università della California, Berkeley UCLA => Università della California di Los Angeles Universe => Universo Very Small Array => Telescopio VSA Viper telescope => No link Virgo (constellation) => Vergine (costellazione) WMAP => WMAP Weak gravitational lensing => No link Wien's displacement law => Legge di Wien Wilkinson Microwave Anisotropy Probe => WMAPYakov Zel'dovich => Jakov Borisovič Zel'dovič
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
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].
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.
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
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:
- Le anisotropie su piccola scala vengono cancellate (come quando guardando un oggetto attraverso la nebbia, i dettagli degli oggetti appaiono sfocati.)
- La fisica di come i fotoni vengono 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.
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
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.
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°.[75] This motion results in an anisotropy of the data (CMB appearing slightly warmer in the direction of movement than in the opposite direction)[76]. 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.[77]
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.[78][79][80][81] 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[82][83][84], an alignment sometimes referred to as the axis of evil.[79] 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][85] 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.[86] Carefully accounting for the procedure used to remove the foregrounds from the full sky map further reduces the significance of the alignment by ~5%.[87][88][89][90]
Notes
- ^ a b A.A. Penzias, A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s, in Astrophysical Journal, vol. 142, 1965, pp. 419–421, DOI:10.1086/148307.
- ^ Smoot Group, The Cosmic Microwave Background Radiation, su aether.lbl.gov, Lawrence Berkeley Lab, 28 March 1996. URL consultato l'11 dicembre 2008.
- ^ 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.
- ^ a b M. White, Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99, 1999.; arΧiv:astro-ph/9903232; Abstract Service
- ^ E.L. Wright, Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy, in W. L. Freedman (a cura di), Measuring and Modeling the Universe, Cambridge University Press, 2004, p. 291, ISBN 0-521-75576-X, arΧiv:astro-ph/0305591.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ A. H. Guth, The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Basic Books, 1998, p. 186, ISBN 020132840
ISBN
non valido (aiuto). - ^ L'eccezione diventa disomogeneità a causa delle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionistico.
- ^ D. Cirigliano, Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data, in Physical Review D, vol. 71, n. 10, 2005, pp. 77–115, DOI:10.1103/PhysRevD.71.103518, arΧiv:astro-ph/0412634.
- ^ B. Abbott, Microwave (WMAP) All-Sky Survey, su haydenplanetarium.org, Hayden Planetarium, 2007. URL consultato il 13 gennaio 2008.
- ^ Equivale ad un redshift di z = 1,088.
- ^ E. Gawiser, The cosmic microwave background radiation, in Physics Reports, 333–334, 2000, p. 245, DOI:10.1016/S0370-1573(00)00025-9, arΧiv:astro-ph/0002044.
- ^ G. F. Smoot, Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization, in Nobel Lecture, Nobel Foundation, 2006. URL consultato il 22 dicembre 2008.
- ^ E. Komatsu, et al., Scientists say universe is 20M years older, su itwire.com, 2010. URL consultato il 27-06-2010.
- ^ C. Lineweaver, Misconceptions about the Big Bang, su scientificamerican.com, Scientific American, 2005. URL consultato il 6 novembre 2008.
- ^ E.R. Harrison, Cosmology, Cambridge University Press, 2000, pp. 446–448, ISBN 052166148X.
- ^ M.P. Hobson, General Relativity: An Introduction for Physicists, Cambridge University Press, 2006, p. 388, ISBN 0521829518.
- ^ 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.
- ^ a b D.N. Spergel, et al., First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters, in Astrophysical Journal (Supplement Series), vol. 148, n. 1, 2003, pp. 175–194, DOI:10.1086/377226, arΧiv:astro-ph/0302209.
- ^ A. McKellar, Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space, in Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC), vol. 7, 1941, pp. 251–272.
- ^ a b A. McKellar, Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space, in Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC), vol. 7, 1941, pp. 251–272.
- ^ S. Weinberg, Oxford Astronomy Encyclopedia, John Wiley & Sons, 1972, p. 514, ISBN 0471925675.
- ^ a b c d e H. Kragh, Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe, Princeton University Press, 1999, p. 135, 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 R. H. Dicke, et al., Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer, in Physical Review, vol. 70, 5–6, 1946, pp. 340–348, DOI:10.1103/PhysRev.70.340.
- ^ G. Gamow, Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe, Courier Dover Publications, 2004, p. 40, ISBN 0486438686.
- ^ 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".
- ^ (Russian) T. A. Shmaonov, Commentary, in Pribory i Tekhnika Experimenta, vol. 1, 1957, p. 83, DOI:10.1016/S0890-5096(06)60772-3. Lingua sconosciuta: Russian (aiuto)
- ^ P. D. Naselsky, The Physics of the Cosmic Microwave Background, Cambridge University Press, 2006, p. 5, ISBN 0521855500.
- ^ A. G. Doroshkevich, Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology, in Soviet Physics Doklady, vol. 9, 1964.
- ^ Y. Zaitsev, Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities, RIA Novosti, 21 November 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008.
- ^ R. Sanders, Kahn, J., UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics, UC Berkeley News, 13 October 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008.
- ^ J.M. Kovac, et al., Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI, in Nature, vol. 420, n. 6917, 2002, pp. 772–787, DOI:10.1038/nature01269.
- ^ A. C. S. Readhead, et al., Polarization Observations with the Cosmic Background Imager, in Science, vol. 306, n. 5697, 2004, pp. 836–844, DOI:10.1126/science.1105598.
- ^ G. Gamow, The Origin of Elements and the Separation of Galaxies, in Physical Review, vol. 74, n. 4, 1948, pp. 505–506, DOI:10.1103/PhysRev.74.505.2.
- ^ G. Gamow, The evolution of the universe, in Nature, vol. 162, 1948, pp. 680–682, DOI:10.1038/162680a0.
- ^ R. A. Alpher, On the Relative Abundance of the Elements, in Physical Review, vol. 74, n. 12, 1948, pp. 1737–1742, DOI:10.1103/PhysRev.74.1737.
- ^ 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.
- ^ Si veda la tabella della timeline.
- ^ 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.
- ^ A. A. Penzias, The origin of elements (PDF), in Nobel lecture, Nobel Foundation, 2006. URL consultato il 4 ottobre 2006.
- ^ R. H. Dicke, The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies, in Review of Scientific Instruments, vol. 17, 1946, pp. 268–275, DOI:10.1063/1.1770483. This basic design for a radiometer has been used in most subsequent cosmic microwave background experiments.
- ^ R. H. Dicke, et al., Cosmic Black-Body Radiation, in Astrophysical Journal, vol. 142, 1965, pp. 414–419, DOI:10.1086/148306.
- ^ The history is given in P. J. E Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press, 1993, pp. 139–148, ISBN 0691019339.
- ^ The Nobel Prize in Physics 1978, su nobelprize.org, Nobel Foundation, 1978. URL consultato l'8 gennaio 2009.
- ^ J. V. Narlikar, Microwave Background in a Steady State Universe, in Nature, vol. 216, 1967, pp. 43–44, DOI:10.1038/216043a0.
- ^ Nell'originale: It can be calculated that the rotational temperature of interstellar space is 2 K.
- ^ P. J. E. Peebles, et al., The case for the relativistic hot big bang cosmology, in Nature, vol. 352, 1991, pp. 769–776, DOI:10.1038/352769a0.
- ^ E. R. Harrison, Fluctuations at the threshold of classical cosmology, in Physical Review D, vol. 1, 1970, pp. 2726–2730, DOI:10.1103/PhysRevD.1.2726.
- ^ P. J. E. Peebles, Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe, in Astrophysical Journal, vol. 162, 1970, pp. 815–836, DOI:10.1086/150713.
- ^ Y. B. Zeldovich, A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 160, 1972, pp. 1P–4P.
- ^ A.G. Doroshkevich, Y.B. Zel'Dovich, R.A. Syunyaev, The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium, Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation, Tallinn, M. S. Longair e J. Einasto, 12-16 settembre 1977. 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.
- ^ Y. Zaitsev, Nobel Prize In Physics: Russia's Missed Opportunities, RIA Novosti, 21 November 2006. URL consultato l'11 dicembre 2008.
- ^ Dmitry Skulachev, History of relict radiation study: Soviet "RELIKT" and American "COBE", Izvestia Nauki (Science News). URL consultato il 28 maggio 2010.
- ^ G. F. Smooth, et al., Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps, in Astrophysical Journal Letters, vol. 396, n. 1, 1992, pp. L1–L5, DOI:10.1086/186504.
- ^ C.L. Bennett, et al., Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results, in Astrophysical Journal Letters, vol. 464, 1996, pp. L1–L4, DOI:10.1086/310075.
- ^ C. Grupen, et al., Astroparticle Physics, Springer, 2005, pp. 240–241, ISBN 3540253122.
- ^ A. D. Miller, et al., A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes, in Astrophysical Journal, vol. 521, n. 2, 1999, pp. L79–L82, DOI:10.1086/312197.
- ^ A. Melchiorri, et al., A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang, in Astrophysical Journal, vol. 536, n. 2, 2000, pp. L63–L66, DOI:10.1086/312744.
- ^ S. Hanany, et al., MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5°, in Astrophysical Journal, vol. 545, n. 1, 2000, pp. L5–L9, DOI:10.1086/317322.
- ^ P. de Bernardis, et al., A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation, in Nature, vol. 404, n. 6781, 2000, pp. 955–959, DOI:10.1038/35010035.
- ^ L. Pogosian, et al., Observational constraints on cosmic string production during brane inflation, in Physical Review D, vol. 68, n. 2, 2003, p. 023506, DOI:10.1103/PhysRevD.68.023506.
- ^ a b G. Hinshaw, et al. (WMAP collaboration), Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis, in Astrophysical Journal (Supplement Series), vol. 170, n. 2, 2007, pp. 288–334, DOI:10.1086/513698, arΧiv:astro-ph/0603451.
- ^ D. Scott, The Standard Cosmological Model, 2005, arΧiv:astro-ph/0510731.
- ^ M. S. Turner, The New Cosmology: Mid-term Report Card for Inflation, 2002, arΧiv:astro-ph/0212281
- ^ S. Torres, Topological Analysis of COBE-DMR CMB Maps, 1993, Imperial College Press, arΧiv:astro-ph/9311067, ISBN:1860945775
- ^ Durham, Frank; Purrington, Robert D., Frame of the universe: a history of physical cosmology, Columbia University Press, 1983, pp. 193–209, ISBN 0231053932.
- ^ Robert H. Brandenberger, Formation of Structure in the Universe, su adsabs.harvard.edu, 1995. URL consultato il 1º settembre 2009.
- ^ a b C. L. Bennett, et al. (WMAP collaboration), First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results, in Astrophysical Journal (Supplement Series), vol. 148, 2003, p. 1, DOI:10.1086/377253, arΧiv:astro-ph/0302207. This paper warns, "the statistics of this internal linear combination map are complex and inappropriate for most CMB analyses."
- ^ a b W. Hu, Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background, in Astrophysical Journal, vol. 471, 1996, pp. 30–51, DOI:10.1086/177951.
- ^ WMAP Collaboration, First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters, in Astrophysical Journal (Supplement Series), vol. 148, n. 1, 2003, pp. 175–194, DOI:10.1086/377226, arΧiv:astro-ph/0302209.
- ^ In originale, full width at half maximum
- ^ Università di Bologna
- ^ Formazione ed evoluzione delle galassie
- ^ A. Lewis, Weak gravitational lensing of the CMB, in Physics Reports, vol. 429, 2006, pp. 1–65, DOI:10.1016/j.physrep.2006.03.002, arΧiv:astro-ph/0601594.
- ^ A. Kogut, et al., Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps, in Astrophysical Journal, vol. 419, 1993, pp. 1–6, DOI:10.1086/173453, arΧiv:astro-ph/9312056.
- ^ http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html
- ^ K. T. Inoue, Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant, in Astrophysical Journal, vol. 664, n. 2, 2007, pp. 650–659, DOI:10.1086/517603, arΧiv:astro-ph/0612347.
- ^ Template:Cite arxiv
- ^ a b Template:Cite arxiv
- ^ Template:Cite arxiv
- ^ Template:Cite arxiv
- ^ A. de Oliveira-Costa, et al., The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP, in Physical Review D, vol. 69, 2004, p. 063516, DOI:10.1103/PhysRevD.69.063516, arΧiv:astro-ph/0307282.
- ^ D. J. Schwarz, et al,, Is the low-l microwave background cosmic?, in Physical Review Letters, vol. 93, 2004, p. 221301, DOI:10.1103/PhysRevLett.93.221301, arΧiv:astro-ph/0403353.
- ^ P. Bielewicz, Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 355, 2004, p. 1283, DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x, arΧiv:astro-ph/0405007.
- ^ M. Tegmark, A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP, in Physical Review D, vol. 68, 2003, p. 123523, DOI:10.1103/PhysRevD.68.123523, arΧiv:astro-ph/0302496. This paper states, "Not surprisingly, the two most contaminated multipoles are [the quadrupole and octopole], which most closely trace the galactic plane morphology."
- ^ I. O'Dwyer, et al., Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data, in Astrophysical Journal Letters, vol. 617, 2004, pp. L99–L102, DOI:10.1086/427386, arΧiv:astro-ph/0407027.
- ^ A. Slosar, Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP, in Physical Review D, vol. 70, 2004, p. 083002, DOI:10.1103/PhysRevD.70.083002, arΧiv:astro-ph/0404567.
- ^ P. Bielewicz, et al., Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis, in Astrophysical Journal, vol. 635, 2005, pp. 750–60, DOI:10.1086/497263, arΧiv:astro-ph/0507186.
- ^ C.J. Copi, et al., On the large-angle anomalies of the microwave sky, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 367, 2006, pp. 79–102, DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x, arΧiv:astro-ph/0508047.
- ^ A.last2=Tegmark de Oliveira-Costa, CMB multipole measurements in the presence of foregrounds, in Physical Review D, vol. 74, 2006, p. 023005, DOI:10.1103/PhysRevD.74.023005, arΧiv:astro-ph/0603369.
External links
- Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Vale maio/Sandbox3
- CMBR Theme on arxiv.org
- Audio: Fraser Cain and Dr. Pamela Gay - Astronomy Cast. The Big Bang and Cosmic Microwave Background - October 2006
[[Category:Radio astronomy]] [[Category:Physical cosmology]] [[Category:Astronomical radio sources]] [[ar:إشعاع الخلفية الميكروني الكوني]] [[bn:মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ]] [[zh-min-nan:Ú-tiū bî-pho poē-kéng hok-siā]] [[bg:Реликтово излъчване]] [[ca:Radiació còsmica de fons]] [[cv:Реликт пайăрки]] [[cs:Reliktní záření]] [[da:Kosmisk baggrundsstråling]] [[de:Hintergrundstrahlung]] [[es:Radiación de fondo de microondas]] [[eo:Kosma fona radiado]] [[fa:تابش زمینه کیهانی]] [[fr:Fond diffus cosmologique]] [[ko:우주 배경 복사]] [[hr:Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje]] [[it:Radiazione cosmica di fondo]] [[he:קרינת הרקע הקוסמית]] [[ht:Radyasyon kosmik natirèl]] [[la:Cosmica radiatio micrometrica primordialis]] [[lv:Reliktstarojums]] [[lt:Reliktinis spinduliavimas]] [[hu:Mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás]] [[nl:Kosmische achtergrondstraling]] [[ja:宇宙マイクロ波背景放射]] [[no:Kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling]] [[pl:Mikrofalowe promieniowanie tła]] [[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]] [[ur:کائناتی ریزموجی پس منظر تابکاری]] [[vi:Bức xạ phông vi sóng vũ trụ]] [[zh:宇宙微波背景辐射]]