La radiación de fondo de microondas cósmico

En la cosmología , la radiación de fondo de microondas cósmico (más frecuentemente mencionada por el CMB acrónimo pero ocasionalmente CMBR, CBR o MBR, también se refirió a la radiación como reliquia) es una forma de radiación electromagnética que llena el universo entero. Cuenta con una térmica espectro de cuerpo negro a una temperatura de 2.725 grados Kelvin . Así, los picos del espectro de la rango de las microondas a una frecuencia de 160,2 GHz, que corresponde a una longitud de onda de 1,9 mm. CMB fue descubierto en 1965 después de algunos trabajos iniciales que comienzan a principios de 1940.

Las mediciones de la radiación cósmica de fondo son fundamentales a la cosmología, ya que cualquier modelo propuesto del universo debe explicar esta radiación como lo observamos. Aunque la característica general de un espectro de radiación de cuerpo negro potencialmente podría ser producida por muchos procesos, el espectro también contiene pequeñas anisotropías, o irregularidades, que varían con el tamaño de la región examinada. Ellos se han medido en detalle, y el partido de dentro del error experimental que se esperaría si las pequeñas fluctuaciones térmicas habían ampliado al tamaño del universo que vemos hoy. Como resultado, la mayoría de los cosmólogos consideran este radiación para ser la mejor evidencia de la gran explosión modelo del universo. Ver el gráfico de espectro de potencia del fondo cósmico de microondas temperatura de radiación anisotropía en términos de la escala angular a continuación para obtener más detalles.

Características

El espectro cósmica de fondo de microondas medida por el instrumento FIRAS en el Se la mide con mayor precisión por satélite COBE espectro de cuerpo negro en la naturaleza. La puntos de datos y barras de error en este gráfico están oscurecidos por la curva teórica.

El fondo cósmico de microondas es isotrópico a aproximadamente una parte en 100.000: el raíz media variaciones cuadrados son sólo 18 μK. El infrarrojo lejano Absoluto Espectrofotómetro (FIRAS) instrumento en la NASA Cosmic Background Explorer (COBE) por satélite ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación cósmica de fondo. FIRAS comparó el CMB con una referencia cuerpo negro y no hay diferencia podía ver en sus espectros. Cualquier desviación de la forma del cuerpo negro que todavía podrían no ser detectados en el espectro de CMB en el rango de longitud de onda de 0,5 a 5 mm deben tener un ponderada valor eficaz de como máximo 50 partes por millón (0,005%) del pico de brillo CMB. Esto hizo que el espectro CMB el espectro de cuerpo negro mide más precisamente en la naturaleza.

El fondo cósmico de microondas, y su nivel de isotropía, son ambas predicciones del Big Bang teoría. En la teoría, el universo temprano se compone de una caliente plasma de fotones , electrones y bariones. Los fotones estaban en constante interacción con el plasma a través de Dispersión Thomson. A medida que el universo expandido, enfriamiento adiabático causó el plasma se enfríe hasta que se convirtió favorable para los electrones a combinan con protones y la forma de hidrógeno átomos. Esto ocurrió alrededor de 3000 K o cuando el universo tenía aproximadamente 379.000 años de edad (z = 1,088). En este punto, los fotones dispersados por los átomos de ahora neutros y comenzaron a viajar libremente a través del espacio. Este proceso se llama recombinación o desacoplamiento (en referencia a los electrones que combinan con los núcleos y al desacoplamiento de la materia y la radiación, respectivamente).

Los fotones han seguido de enfriamiento desde entonces; ahora han llegado a 2.725 K y su temperatura seguirá disminuyendo el tiempo que el universo sigue en expansión. En consecuencia, la radiación desde el cielo medimos hoy viene de una superficie esférica, llamada la superficie de la última dispersión. Este contiene la colección de puntos en el espacio (en la actualidad alrededor de 46 mil millones de años luz de la Tierra-ver universo observable ) en la que el evento desacoplamiento ocurrió hace bastante tiempo (menos de 400.000 años después del Big Bang, hace 13,7 mil millones años) que el luz de esa parte del espacio está alcanzando sólo observadores.

La teoría del Big Bang sugiere que el fondo cósmico de microondas se llena todo el espacio observable, y que la mayor parte de la energía de la radiación en el universo está en el fondo cósmico de microondas, que constituye una fracción de aproximadamente 5 × 10 ^-5 de la densidad total de el universo.

Dos de los más grandes éxitos de la teoría del Big Bang son su predicción de su casi perfecta espectro de cuerpo negro y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. La reciente WMAP ha medido con precisión estas anisotropías largo de todo el cielo hasta escalas angulares de 0,2 grados. Estos pueden ser usados para estimar los parámetros de la norma Modelo Lambda-CDM del big bang. Parte de la información, tales como el forma del Universo, se puede obtener directa a partir de la radiación cósmica de fondo, mientras que otros, como la constante de Hubble , no se ven limitadas y deben ser inferidas de otras mediciones.

Historia

El fondo cósmico de microondas fue predicha en 1948 por George Gamow y Ralph Alpher, y por Alpher y Robert Herman. Por otra parte, Alpher y Herman fueron capaces de estimar la temperatura del fondo cósmico de microondas a ser de 5 K, aunque dos años más tarde, volvieron a estimaron en 28 K. Aunque había varias estimaciones anteriores de la temperatura del espacio (ver cronología) , éstos sufrieron dos fallos. En primer lugar, estaban las mediciones de la temperatura efectiva del espacio, y no sugieren que el espacio se llenó de una térmica Espectro de Planck; segundo, que dependen de nuestro lugar especial en el borde de la galaxia de la Vía Láctea y no sugieren que la radiación es isótropa. Además, se les dió predicciones muy diferentes si la Tierra pasó a ubicarse en otras partes del universo.

Los 1948 resultados de Gamow y Alpher no fueron discutidas ampliamente. Sin embargo, fueron redescubiertas por Yakov Zel'dovich a principios del decenio de 1960, y predijo de forma independiente Robert Dicke al mismo tiempo. El primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de soviéticos astrofísicos AG Doroshkevich y Igor Novikov, en la primavera de 1964. En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, los colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , comenzaron a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la Crawford colina ubicación de Bell Telephone Laboratories en las inmediaciones Holmdel Township, Nueva Jersey había construido un radiómetro Dicke que tenían la intención de utilizar para la radioastronomía y los experimentos de comunicaciones por satélite. Su instrumento tenía un exceso de 3,5 K temperatura de la antena que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke famosamente dijo en broma: "Muchachos, hemos estado con pala." Una reunión entre el Princeton y grupos Crawford Colina determinó que la temperatura de la antena era de hecho debido al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el 1978 Premio Nobel de Física por su descubrimiento.

La interpretación de la radiación cósmica de fondo era un tema controvertido en la década de 1960 con algunos defensores de la teoría del estado estacionario el argumento de que el fondo de microondas fue el resultado de luz de las estrellas dispersas de las galaxias distantes. El uso de este modelo, y con base en el estudio de la línea de absorción estrecho características en los espectros de las estrellas, el astrónomo Andrew McKellar escribió en 1941: "Se puede calcular que el ' Temperatura de rotación del espacio interestelar es 2 K. "Sin embargo, durante la década de 1970 el consenso se estableció que el fondo cósmico de microondas es un remanente del Big Bang. Este era en gran parte porque las nuevas mediciones en un rango de frecuencias mostraron que el espectro era una térmica , espectro de cuerpo negro, un resultado que el modelo de estado estacionario fue incapaz de reproducirse.

La Antena de bocina en la que Penzias y Wilson descubrieron el fondo cósmico de microondas.

Harrison, Peebles y Yu, y Zel'dovich dado cuenta de que el universo temprano tendría que tener la falta de homogeneidad en el nivel de 10 ^-4 o ^-5 10. Rashid Sunyaev después calcula la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo cósmico de microondas. Cada vez más los límites estrictos de la anisotropía de la radiación cósmica de fondo fueron establecidos por experimentos basados en tierra, pero la anisotropía se detectó por primera vez por el instrumento diferencial Radiómetro de Microondas en el Satélite COBE.

Inspirado por los resultados del COBE, una serie de experimentos en tierra y basadas en globo mide cósmicos anisotropías del fondo de microondas en escalas angulares menores durante la próxima década. El objetivo principal de estos experimentos fue medir la magnitud del primer pico acústico que COBE no tenía suficiente resolución para resolver. El primer pico en la anisotropía se detectó tentativamente por el Toco experimento y el resultado fue confirmado por el BOOMERanG y Experimentos MAXIMA. Estas mediciones demostraron que el Universo es aproximadamente plana y fueron capaces de descartar cuerdas cósmicas como un componente importante de la formación de la estructura cósmica, y sugirió que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de la estructura.

El segundo pico se detecta provisionalmente por varios experimentos antes de ser detectado por definitivamente WMAP, que también ha detectado tentativamente el tercer pico. Varios experimentos para mejorar la medición de la polarización y el fondo de microondas en pequeñas escalas angulares están en curso. Estos incluyen DASI, WMAP, bumerán y el Cosmic Background Imager. Experimentos próximamente son la Satélite Planck, Telescopio Cosmológico de Atacama, Telescopio tranquilo y la Telescopio del Polo Sur.

Imagen WMAP de la anisotropía temperatura CMB.

Relación con el Big Bang

Las medidas de la CMB han hecho que la inflación teoría del Big Bang el modelo estándar de las primeras épocas del universo. El modelo del Big Bang caliente estándar del universo requiere que las condiciones iniciales del universo son una Campo aleatorio gaussiano con una casi escalar espectro invariante o Harrison-Zel'dovich. Esto es, por ejemplo, una predicción de la inflación cósmica modelo. Esto significa que el estado inicial del universo es aleatoria, pero de una manera claramente especificado en el que la amplitud de las inhomogeneidades primitivos es 10 ^-5. Por lo tanto, las declaraciones significativas acerca de las faltas de homogeneidad en el universo tienen que ser estadístico en la naturaleza. Esto lleva a varianza cósmica en la que las incertidumbres en la varianza de las mayores fluctuaciones escala observados en el universo son difíciles de comparar con precisión a la teoría.

Temperatura

La radiación de fondo de microondas cósmico y el cosmológico desplazamiento hacia el rojo están juntos considerados como la mejor evidencia disponible para el Big Bang teoría (BB). El descubrimiento del CMB en la década de 1960 redujo el interés en alternativas como la teoría del estado estacionario. El CMB ofrece una instantánea del Universo cuando, de acuerdo a la cosmología estándar, la temperatura bajó lo suficiente como para permitir que los electrones y protones para formar hidrógeno átomos, con lo que el universo transparente a la radiación. Cuando se originó algún 400.000 años después del Big Bang - este período de tiempo se conoce generalmente como el "tiempo de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento - la temperatura del Universo estaba a punto 3.000 K. Esto corresponde a una energía de aproximadamente 0,25 eV, que es mucho menor que la energía de ionización de 13,6 eV de hidrógeno. Desde entonces, la temperatura de la radiación se ha reducido por un factor de aproximadamente 1100 debido a la expansión del Universo. A medida que el universo se expande, los fotones del CMB son desplazados hacia el rojo , lo que la temperatura de la radiación inversamente proporcional al Universo longitud de la escala. Para obtener detalles sobre el razonamiento de que la radiación es evidencia del Big Bang, ver la radiación de fondo cósmica del Big Bang .

El espectro de potencia de la radiación cósmica de fondo de microondas temperatura anisotropía en términos de la escala angular (o momento multipolar). Los datos que se muestran proceden de la WMAP (2006), ACBAR (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) y VSA (2004) instrumentos.

Anisotropía Primaria

La anisotropía de la radiación cósmica de fondo se divide en dos tipos: la anisotropía primaria - que es debido a los efectos que se producen en la superficie de última y antes - y anisotropía secundaria - que es debido a los efectos, como interacciones con gas caliente o potenciales gravitacionales, entre la última superficie de dispersión y el observador.

La estructura de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se determina principalmente por dos efectos: las oscilaciones acústicas y difusión de amortiguación (también llamado colisiones de amortiguación o Amortiguación de la Seda). Las oscilaciones acústicas surgen debido a una competencia en el fotón - plasma de bariones en el universo temprano. La presión de los fotones tiende a borrar las anisotropías, mientras que la atracción gravitatoria de los bariones - que se mueven a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz - hace tienden a colapsar para formar halos densos. Estos dos efectos compiten para crear oscilaciones acústicas que dan el fondo de microondas de su estructura pico característico. Los picos corresponden, aproximadamente, a las resonancias en el que los fotones desacoplan cuando un modo particular está en su amplitud de pico.

Los picos contienen firmas físicas interesantes. La escala angular del primer pico determina la curvatura del Universo (pero no la topología del Universo). El segundo pico - realmente la relación de los picos impares a las pares picos - determina la densidad baryon reducida. El tercer pico se puede utilizar para extraer información acerca de la densidad de la materia oscura.

Las localizaciones de los picos también dan información importante acerca de la naturaleza de las perturbaciones de densidad primordiales. Hay dos tipos fundamentales de perturbaciones de densidad - llamado "adiabática" y "isocurvature." Una perturbación general de la densidad es una mezcla de estos dos tipos, y diferentes teorías que pretenden explicar el espectro de densidad de perturbación primordial predecir diferentes mezclas.

• perturbaciones de densidad adiabáticos

la sobredensidad fraccional en cada componente de materia ( bariones, fotones ...) es el mismo. Es decir, si hay un 1% más de energía en bariones que la media en un solo lugar, a continuación, con un puro perturbaciones de densidad adiabáticas también hay 1% más de energía en forma de fotones, y 1% más de energía en neutrinos, que la media. La inflación cósmica predice que las perturbaciones primordiales son adiabáticas.

• perturbaciones de densidad isocurvature

la suma de las fracciones de sobredensidades es cero. Es decir, una perturbación en donde en algún lugar hay 1% más de energía en bariones que el promedio, 1% más de energía en forma de fotones que la media, y la energía 2% menor en neutrinos que la media, sería una perturbación isocurvature puro. Las cuerdas cósmicas podrían producir perturbaciones primordiales mayoría isocurvature.

El espectro de CMB es capaz de distinguir estos dos debido a que estos dos tipos de perturbaciones producen diferentes posiciones de pico. Isocurvature perturbaciones de densidad producen una serie de picos cuyas escalas (l-valores de los picos) angular son más o menos en la relación de 1: 3: 5 ..., mientras perturbaciones de densidad adiabáticas producen picos cuyas ubicaciones están en la relación de 1: 2: 3 ... Las observaciones son consistentes con las perturbaciones de densidad primordiales ser totalmente adiabática, proporcionando apoyo clave para la inflación, y descartando muchos modelos de formación de la estructura que implican, por ejemplo, las cuerdas cósmicas.

Amortiguación colisiones es causada por dos efectos, cuando el tratamiento del plasma primordial como una líquido comienza a descomponerse:

• la creciente camino libre medio de los fotones como el plasma primordial vuelve cada vez más enrarecido en un universo en expansión
• el espesor finito de la superficie de la última dispersión (LSS), que hace que el recorrido libre medio para aumentar rápidamente durante la disociación, incluso mientras que algunos de dispersión de Compton se sigue produciendo.

Estos efectos contribuyen por igual a la supresión de las anisotropías en pequeñas escalas, y dan lugar a la cola de amortiguamiento exponencial característica se observa en las muy pequeñas anisotropías angulares escala.

El espesor de la LSS se refiere al hecho de que el desacoplamiento de los fotones y bariones no ocurre instantáneamente, sino que requiere una fracción apreciable de la edad del Universo hasta que era. Uno de los métodos para cuantificar exactamente cuánto tiempo este proceso tuvo utiliza la función de visibilidad de fotones (PVF). Esta función se define de modo que, denotando el PVF por P (t), la probabilidad de que un fotón CMB última dispersos entre el tiempo t y t + dt es dada por P (t) dt.

El máximo de la PVF (el tiempo donde es más probable que un fotón CMB dado última dispersa) se conoce con bastante precisión. Los resultados de WMAP de primer año poner el tiempo en el que P (t) es máxima como 372 +/- 14 kyr. Esto se toma a menudo como el "tiempo" en el que el CMB formó. Sin embargo, para averiguar cuánto tiempo tomó los fotones y bariones desacoplar, necesitamos una medida de la anchura de la PVF. El equipo de WMAP encuentra que el PVF es mayor que la mitad de su valor máximo (el "ancho total a la mitad del máximo", o FWHM) en un intervalo de 115 +/- 5 kyr. Con esta medida, el desacoplamiento tuvo lugar durante unos 115.000 años, y cuando estaba completa, el universo tenía unos 487.000 años de antigüedad.

Anisotropía tiempo tardío

Después de la creación de la CMB, se modifica por varios procesos físicos que se hace referencia colectivamente como anisotropía en tiempo tarde o anisotropía secundaria. Después de la emisión del CMB, la materia ordinaria en el universo era en su mayoría en forma de átomos neutros de hidrógeno y helio, pero a partir de observaciones de galaxias parece que la mayor parte del volumen de la medio intergaláctico (IGM) de hoy consiste en material ionizado (ya que hay pocas líneas de absorción debido a átomos de hidrógeno). Esto implica un período de reionización en el que el material del universo se descompone en iones de hidrógeno.

Los fotones del CMB dispersan fuera de cargas libres como los electrones que no están vinculados en los átomos. En un universo ionizado, tales electrones han sido liberados de átomos neutros por (ultravioleta) de radiación ionizante. Hoy en día estas cargas libres son en suficientemente baja densidad en la mayor parte del volumen del Universo que no afecten sensiblemente el CMB. Sin embargo, si el IGM se ioniza en épocas muy tempranas cuando el universo era aún más densa, entonces hay dos efectos principales en el CMB:

1. Anisotropías pequeña escala se borran (al igual que cuando se mira en un objeto a través de la niebla, los detalles del objeto aparecen poco claros).
2. La física de cómo los fotones se dispersan los electrones libres ( Thomson dispersión) induce anisotropías de polarización en grandes escalas angulares. Este gran ángulo de polarización se correlaciona con la gran perturbación temperatura ángulo.

Ambos efectos han sido observados por el satélite WMAP, proporcionando evidencia de que el universo fue ionizado en tiempos muy antiguos, en un corrimiento al rojo mayor que 17. La procedencia detallada de esta radiación ionizante temprana es todavía un tema de debate científico. Puede haber incluido luz estelar de la primera población de estrellas ( estrellas de población III), las supernovas cuando estas primeras estrellas llegaron al final de su vida, o la radiación ionizante producida por los discos de acreción de agujeros negros masivos.

El período posterior a la emisión de la radiación cósmica de fondo y antes de la observación de las primeras estrellas es semi-humorísticamente referido por los cosmólogos como el edad oscura, y es un periodo que está bajo intenso estudio por los astrónomos (Ver 21 radiación centímetro).

Otros efectos que se producen entre la reionización y nuestra observación del fondo de microondas cósmico que causan anisotropías incluyen la Efecto Sunyaev-Zel'dovich, en la que una nube de electrones de alta energía dispersa la radiación, transfiriendo parte de la energía de los fotones del CMB, y el Efecto Sachs-Wolfe, que hace que los fotones del fondo cósmico de microondas para estar gravitacionalmente desplazada hacia el rojo o azul cambió debido al cambio de los campos gravitatorios.

Medidas de polarización E hasta marzo del 2006, en términos de escala angular (o momento multipolar). La polarización es mucho peor que mide la anisotropía de la temperatura.

Velocidad relativa a CMB anisotropía

A partir de los datos de CMB se ve que nuestro grupo local de galaxias (el cúmulo galáctico que incluye el Sistema Solar Vía Láctea) parece estar moviéndose a 627 ± 22 km / s con respecto al marco de referencia de la CMB en la dirección de la galaxia longitud l = 264.4 ^o, b = 48,4 ^o. Estos resultados de movimiento en una anisotropía de los datos (CMB que aparecen ligeramente más caliente en la dirección de movimiento que en la dirección opuesta). La interpretación estándar de esta variación de temperatura es un simple desplazamiento hacia el rojo velocidad y desplazamiento hacia el azul debido al movimiento relativo a la CMB, modelos cosmológicos sin embargo alternativos pueden explicar alguna fracción de la distribución de temperatura dipolo observada en el CMB (véase la referencia para un ejemplo).

Polarización

El fondo cósmico de microondas es polarizado en el nivel de unos pocos microkelvins. Hay dos tipos de polarización, llamadas -modes E y B -modes. Esto es en analogía con electrostática, en el que el campo eléctrico (E campo vp) tiene una fuga enrollamiento y el campo magnético (B campo vp) tiene una fuga divergencia. Los -modes E surgen naturalmente de Thomson dispersión en un plasma no homogénea. Los -modes B, que no han sido medidos y se cree que tienen una amplitud de como máximo un 0,1 μK, no se producen a partir de la física del plasma solo. Ellos son una señal de inflación cósmica y están determinados por la densidad de primordial ondas gravitacionales. La detección de los -modes B será extremadamente difícil, sobre todo teniendo en cuenta que el grado de contaminación de primer plano es desconocida, y la débil señal de lente gravitacional mezcla el relativamente fuerte señal de E -mode con la señal B -mode.

Observaciones de fondo de microondas

Con posterioridad al descubrimiento del CMB, cientos de microondas cósmica de fondo experimentos se han realizado para medir y caracterizar las firmas de la radiación. El experimento más famoso es probablemente la NASA Explorador del Fondo Cósmico ( COBE) satélite que orbitaba en 1989-1996 y que detecta y cuantifica las anisotropías de gran escala en el límite de sus capacidades de detección. Inspirado por los resultados del COBE iniciales de un fondo extremadamente isótropo y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y globos cuantificó anisotropías del CMB en escalas angulares menores durante la próxima década. El principal objetivo de estos experimentos era para medir la escala angular del primer pico acústico, para el que COBE no tenía la suficiente resolución. Estas mediciones fueron capaces de descartar cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de la estructura cósmica, y sugirió que la inflación cósmica era la teoría correcta. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con el aumento de la sensibilidad, y en 2000 la Experimento BOOMERanG informó que las mayores fluctuaciones de energía ocurren a escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implican que la geometría del Universo es plana. Una serie de suelo basa- interferómetros proporcionan mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión en los próximos tres años, incluyendo el Very Small Array, Interferómetro grado de la escala angular (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI hizo la primera detección de la polarización de la CMB y la CBI proporcionado el primer espectro de polarización E-modo con evidencia convincente de que está fuera de fase con el espectro de T-mode.

En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP, para hacer mediciones mucho más precisas de las anisotropías de gran escala sobre el cielo completo. Los primeros resultados de esta misión, da a conocer en 2003, fueron las mediciones detalladas del espectro de potencia angular a continuación escalas de grado, bien limitando varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica , así como varias otras teorías que compiten, y están disponibles en detalle en el centro de datos de la NASA para Fondo Cósmico de Microondas (CMB) (ver enlaces más abajo). Aunque WMAP proporcionó mediciones muy precisas de las grandes fluctuaciones de escala angular en el CMB (estructuras sobre tan grande en el cielo como la luna), que no tienen la resolución angular para medir las fluctuaciones de menor escala, que fueron observados usando subterráneas anterior basado interferómetros.

Una tercera misión espacial, la Planck Surveyor, se pondrá en marcha en 2008. Planck emplea tanto Radiómetros HEMT, así como tecnología bolómetro y medirá la CMB en las escalas más pequeñas que WMAP. A diferencia de las dos misiones espaciales anteriores, Planck es una colaboración entre la NASA y la ESA (Agencia Espacial Europea). Sus detectores consiguieron un ensayo funcionará a la Antártida Telescopio Viper como ACBAR ( Arcominuto Cosmología Bolómetro Receptor Array) experimento - que ha producido las mediciones más precisas en pequeñas escalas angulares hasta la fecha - y al Archeops telescopio globo.

Instrumentos adicionales basados en tierra, tales como la Telescopio del Polo Sur en la Antártida y la propuesta Trébol de Proyectos, Telescopio Cosmológico de Atacama y la TRANQUILA telescopio en Chile proporcionará datos adicionales que no están disponibles a partir de las observaciones por satélite, incluyendo posiblemente la polarización modo B.