Fond diffus cosmologique rayonnement

Dans la cosmologie , le rayonnement cosmique de fond (le plus souvent mentionné par la CMB acronyme mais parfois CMBR, CBR ou MBR, également appelé rayonnement relique) est une forme de rayonnement électromagnétique qui remplit l'univers entier. Il dispose d'un thermique spectre de corps noir à une température de 2.725 Kelvin . Ainsi, les pics du spectre dans le gamme des micro-ondes à une fréquence de 160,2 GHz, correspondant à une longueur d'onde de 1,9 mm. CMB a été découvert en 1965 après des travaux initiaux à partir début des années 1940.

Les mesures de rayonnement de fond cosmique sont essentiels à la cosmologie, car tout modèle proposé de l'univers doit expliquer ce rayonnement que nous l'observons. Bien que la fonction générale d'un spectre de rayonnement du corps noir pourrait être produit par de nombreux procédés, le spectre contient également de petites anisotropies ou des irrégularités, qui varient avec la taille de la région examinée. Ils ont été mesurés dans le détail, et correspondre à l'erreur expérimentale qui serait attendu si de petites fluctuations thermiques avaient élargi aux dimensions de l'univers que nous voyons aujourd'hui. En conséquence, la plupart des cosmologistes considèrent ce rayonnement d'être la meilleure preuve de la Big Bang modèle de l'univers. Voir l'intrigue du spectre du fond diffus cosmologique température de rayonnement anisotropie de puissance en termes de l'échelle angulaire ci-dessous pour plus de détails.

Caractéristiques

Le spectre micro-ondes cosmique de fond mesurée par l'instrument sur le FIRAS Satellite COBE est plus mesuré avec précision la spectre du corps noir dans la nature. Le points de données et barres d'erreur sur ce graphique sont obscurcis par la courbe théorique.

Le fond cosmique micro-ondes est isotrope à environ une part à 100 000: le racine de la moyenne des variations carrés sont seulement 18 μK. L'infrarouge lointain absolu Spectrophotomètre (FIRAS) instrument sur la NASA Cosmic Background Explorer (COBE) satellite a soigneusement mesuré le spectre du fond diffus cosmologique. FIRAS comparé la CMB avec une référence corps noir et aucune différence pourrait être vu dans leurs spectres. Tout écart par rapport la forme du corps noir qui pourrait encore être détectées dans le spectre de CMB sur la gamme de longueur d'onde de 0,5 à 5 mm doivent avoir un pondérée valeur efficace d'au plus 50 parties par million (0,005%) du pic de luminosité CMB. Cela a rendu le spectre de CMB du spectre le plus précisément mesurée de corps noir dans la nature.

Le fond diffus cosmologique, et son niveau de isotropie, sont les deux prédictions de Big Bang théorie. Dans la théorie, l'univers primitif était constitué d'une chaude plasma de photons , électrons et baryons. Les photons sont en constante interaction avec le plasma à travers Diffusion Thomson. Comme l'univers élargi, refroidissement adiabatique causé le plasma refroidir jusqu'à ce qu'il devienne favorable à électrons à se combinent avec les protons et forme hydrogène atomes. Cela se est produit à environ 3000 K ou lorsque l'univers était âgé d'environ 379000 années (z = 1,088). À ce stade, les photons dispersés hors les atomes neutres et maintenant commencé à voyager librement dans l'espace. Ce processus est appelé recombinaison ou découplage (en référence à électrons combinant avec des noyaux et le découplage de la matière et rayonnement respectivement).

Les photons ont continué de refroidissement depuis; ils ont maintenant atteint 2,725 K et leur température continuera de baisser tant que l'univers continue expansion. Par conséquent, le rayonnement du ciel nous mesurons aujourd'hui vient d'une surface sphérique, appelée la surface de la dernière diffusion. Cela représente la collecte de points dans l'espace (environ 46 milliards d'années-lumière actuellement de la Terre-voir univers observable ) à laquelle l'événement découplage se est passé il ya assez longtemps (moins de 400.000 ans après le Big Bang, il ya 13,7 milliards d'années) que le la lumière de cette partie de l'espace est atteint juste observateurs.

La théorie du big bang suggère que le fond diffus cosmologique remplit tout l'espace observable, et que la plupart de l'énergie de rayonnement dans l'univers est dans le fond diffus cosmologique, qui représente une fraction d'environ 5 × 10 ^-5 de la densité totale de l'univers.

Deux des plus grands succès de la théorie du big bang sont sa prédiction de son presque parfait spectre de corps noir et sa prévision détaillée des anisotropies du fond diffus cosmologique. Le récent Wilkinson Microwave Anisotropy Probe a mesuré avec précision ces anisotropies plus de tout le ciel jusqu'à des échelles angulaires de 0,2 degrés. Ceux-ci peuvent être utilisées pour estimer les paramètres de la norme Modèle Lambda-CDM du big bang. Certaines informations, telles que le forme de l'Univers, peut être obtenu carrément du fond diffus cosmologique, tandis que d'autres, comme la constante de Hubble , ne sont pas limitées et doivent être déduites à partir d'autres mesures.

Histoire

Le fond diffus cosmologique a été prédite en 1948 par George Gamow et Ralph Alpher, et en Alpher et Robert Herman. En outre, Alpher et Herman ont pu estimer la température du fond diffus cosmologique être 5 K, mais deux ans plus tard, ils re-estimaient à 28 K. Bien qu'il y ait plusieurs estimations précédentes de la température de l'espace (voir calendrier) , ceux-ci souffraient de deux défauts. D'abord, ils ont des mesures de la température effective de l'espace, et ne suggèrent pas que l'espace a été rempli avec une thermique Spectre de Planck; deuxièmement, ils sont dépendants de notre endroit spécial au bord de la galaxie de la Voie Lactée et ne suggèrent pas le rayonnement est isotrope. En outre, ils donneraient des prévisions très différentes si la Terre qui est arrivé à être situé ailleurs dans l'univers.

Les résultats de 1948 Gamow et Alpher ne ont pas été largement discutés. Cependant, ils ont été redécouvertes par Yakov Zel'dovich dans le début des années 1960, et prédit indépendamment par Robert Dicke en même temps. La première reconnaissance publié du rayonnement CMB comme un phénomène détectable apparu dans un bref document par soviétiques astrophysiciens AG et Doroshkevich Igor Novikov, au printemps de 1964. En 1964, David Todd Wilkinson et Peter Roll, les collègues de Dicke à l'Université de Princeton , a commencé la construction d'un radiomètre Dicke pour mesurer le fond diffus cosmologique. En 1965, Arno Penzias et Robert Woodrow Wilson à la Crawford Colline emplacement Bell Telephone Laboratories dans proximité Holmdel, New Jersey avait construit un radiomètre Dicke qu'ils avaient l'intention d'utiliser pour la radioastronomie et les expériences de communication par satellite. Leur instrument avait un excès 3,5 K la température d'antenne qu'ils ne pouvaient pas expliquer. Après avoir reçu un appel téléphonique de Crawford Hill, Dicke célèbre aphorisme: «Les garçons, nous avons été creusés." Une réunion entre le Princeton et les groupes Crawford Colline déterminé que la température de l'antenne était bien due à l'arrière-plan de micro-ondes. Penzias et Wilson ont reçu le 1978 Prix Nobel de physique pour leur découverte.

L'interprétation du fond diffus cosmologique était une question controversée dans les années 1960 avec quelques partisans de la la théorie de l'état stationnaire en faisant valoir que le fond de micro-ondes est le résultat de Starlight diffusée par les galaxies lointaines. En utilisant ce modèle, et basé sur l'étude de la ligne d'absorption étroite dispose dans les spectres des étoiles, l'astronome Andrew McKellar a écrit en 1941: "Il peut être calculé que le ' Température de l'espace interstellaire de rotation est de 2 K. "Toutefois, pendant les années 1970, le consensus a été établi que le fond diffus cosmologique est un vestige du big bang. Ce est en grande partie parce que les nouvelles mesures à une gamme de fréquences ont montré que le spectre était un thermique , spectre de corps noir, un résultat que le modèle de l'état d'équilibre a été incapable de se reproduire.

Le Corne de l'antenne sur laquelle Penzias et Wilson a découvert le fond diffus cosmologique.

Harrison, Peebles et Yu et Zel'dovich réalisé que l'univers primitif devrait avoir inhomogénéités au niveau de 10 ^-4 ou ^-5 10. Rashid Sunyaev tard calculé l'empreinte observables que ces inhomogénéités auraient sur le fond diffus cosmologique. Limites plus strictes sur l'anisotropie du fond diffus cosmologique ont été établis par des expériences basés au sol, mais l'anisotropie a d'abord été détectés par l'instrument différentiel radiomètre micro-ondes sur la Satellite COBE.

Inspiré par les résultats de COBE, une série d'expériences au sol et depuis ballons mesurée rayonnement fossile de fond sur les petites échelles angulaires cours de la prochaine décennie. L'objectif principal de ces expériences était de mesurer l'ampleur du premier pic acoustique, qui COBE ne avait pas une résolution suffisante pour résoudre. Le premier pic de l'anisotropie a été provisoirement détecté par le Toco expérience et le résultat a été confirmé par le BOOMERanG et MAXIMA expériences. Ces mesures ont démontré que la Univers est sensiblement plat et ont pu exclure cordes cosmiques comme une composante majeure de la formation de la structure cosmique, et a suggéré l'inflation cosmique était la bonne théorie de la formation de la structure.

Le deuxième pic a été provisoirement détecté par plusieurs expériences avant d'être définitivement détecté par WMAP, qui a également détecté provisoirement la troisième pic. Plusieurs expériences en vue d'améliorer les mesures de la polarisation et le fond de micro-ondes sur les petites échelles angulaires sont en cours. Il se agit notamment DASI, WMAP, BOOMERanG et Cosmic Background Imager. Expériences à venir comprennent la Satellite Planck, Atacama Cosmology Telescope, Télescope calme et les South Pole Telescope.

L'image WMAP de l'anisotropie de température du CMB.

Relation avec le Big Bang

Les mesures de la CMB ont fait la théorie du Big Bang inflationniste du modèle standard des premières époques de l'univers. Le grand modèle bang chaude niveau de l'univers exige que les conditions initiales de l'univers sont un Champ aléatoire gaussienne avec un près échelle spectre invariant ou Harrison-Zel'dovich. Il se agit, par exemple, une prédiction de l' inflation cosmique modèle. Cela signifie que l'état initial de l'univers est aléatoire, mais d'une manière bien déterminée dans laquelle l'amplitude des inhomogénéités primordiales est de 10 ^-5. Par conséquent, les déclarations significatives sur les inhomogénéités dans l'univers doivent être statistique dans la nature. Cela conduit à variance cosmique où les incertitudes de la variance des plus grandes fluctuations d'échelle observés dans l'univers sont difficiles à comparer avec précision la théorie.

Température

Le rayonnement cosmique de fond et le cosmologique décalage vers le rouge sont ainsi considérées comme les meilleures données disponibles pour le Big Bang théorie (BB). La découverte de la CMB au milieu des années 1960 réduite intérêt des alternatives telles que la la théorie à l'état stable. Le CMB donne un aperçu de l' univers où, selon la cosmologie standard, la température a chuté suffisamment pour permettre à des électrons et des protons pour former hydrogène des atomes, ce qui rend l'univers transparent au rayonnement. Quand il est originaire certains 400000 années après le Big Bang - cette période est généralement connu comme le «temps de dernière diffusion» ou la période de recombinaison ou découplage - la température de l'Univers était d'environ 3000 K. Ceci correspond à une énergie d'environ 0,25 eV, ce qui est beaucoup moins que les 13,6 eV énergie d'ionisation de l'hydrogène. Depuis lors, la température du rayonnement a diminué d'un facteur d'environ 1100 en raison de l'expansion de l'univers. Comme l'univers est en expansion, les photons du CMB sont décalées vers le rouge , ce qui rend la température du rayonnement inversement proportionnelle à l'Univers de longueur de l'échelle. Pour plus de détails sur le raisonnement que le rayonnement est preuve de la Big Bang, voir rayonnement de fond cosmologique du Big Bang .

Le spectre de puissance du fond diffus cosmologique rayonnement température anisotropie en termes de l'échelle angulaire (ou multipolaire instant). Les données présentées proviennent de la WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) et VSA (2004) instruments.

Anisotropie primaire

Le anisotropie du fond diffus cosmologique est divisé en deux sortes: anisotropie primaire - qui est due à des effets qui se produisent à la surface de dernière diffusion et avant - et anisotropie secondaire - qui est due à des effets tels que les interactions avec les gaz chauds ou potentiels gravitationnels, entre la surface de dernière diffusion et l'observateur.

La structure des micro-ondes cosmiques anisotropies de fond est principalement déterminée par deux effets: oscillations acoustiques et la diffusion d'amortissement (également appelé collision ou d'amortissement amortissement de la soie). Les oscillations acoustiques surviennent à cause d'une concurrence dans le photon - baryon plasma dans l'univers primitif. La pression des photons tend à effacer les anisotropies, alors que l'attraction gravitationnelle des baryons - qui se déplacent à des vitesses beaucoup moins que la vitesse de la lumière - les rend tendance à se effondrer pour former des halos denses. Ces deux effets sont en concurrence pour créer des oscillations acoustiques qui donnent l'arrière-plan de sa structure de micro-ondes pic caractéristique. Les pics correspondent, en gros, à des résonances dans lequel les photons découplent quand un mode particulier est à son amplitude de crête.

Les pics contiennent signatures physiques intéressantes. L'échelle angulaire du premier pic détermine la courbure de l'Univers (mais pas la topologie de l'Univers). Le deuxième pic - vraiment le rapport des pics étranges aux pics même - détermine la densité baryonique réduite. Le troisième pic peut être utilisé pour extraire des informations sur la densité de la matière noire.

Les emplacements des pics donnent également des informations importantes sur la nature des perturbations de densité primordiales. Il existe deux types fondamentaux de perturbations de densité - appelé "adiabatique" et "isocourbure." Une perturbation générale de densité est un mélange de ces deux types, et les différentes théories qui prétendent expliquer le spectre de perturbation de densité primordiale prédire différents mélanges.

• perturbations de densité adiabatiques

la surdensité fractionnaire dans chaque composant de matière ( baryons, photons ...) est la même. Ce est, se il est de 1% plus d'énergie dans baryons que la moyenne dans un seul endroit, puis avec un pur perturbations de densité adiabatiques il ya aussi 1% plus d'énergie dans les photons, et 1% plus d'énergie dans les neutrinos, que la moyenne. inflation cosmique prédit que les perturbations sont primordiales adiabatique.

• perturbations de densité isocourbure

la somme des fractions surdensités est zéro. Ce est, une perturbation où à un certain endroit, il ya 1% plus d'énergie dans baryons que la moyenne, 1% plus d'énergie dans photons que la moyenne, et l'énergie de 2% inférieure à neutrinos que la moyenne, serait une perturbation de isocourbure pur. Cordes cosmiques produiraient perturbations primordiales surtout isocourbure.

Le spectre de CMB est capable de distinguer ces deux parce que ces deux types de perturbations produisent différents endroits de pointe. Isocourbure perturbations de densité de produire une série de pics dont les échelles de (l -values des pics) angulaire sont à peu près dans le rapport 1: 3: 5 ..., tandis que les perturbations de densité adiabatiques produisent des pics dont les emplacements sont dans le rapport 1: 2: 3 ... Les observations sont cohérentes avec les perturbations de densité primordiales étant entièrement adiabatique, fournir un soutien clé pour l'inflation, et exclure de nombreux modèles de formation de la structure impliquant, par exemple, des cordes cosmiques.

Collisions amortissement est provoqué par deux effets, lorsque le traitement du plasma primordial en tant que fluide commence à se décomposer:

• l'augmentation libre parcours moyen des photons que le plasma primordial devient de plus en plus raréfié dans un univers en expansion
• l'épaisseur finie de la surface de dernière diffusion (LSS), qui provoque le libre parcours moyen pour augmenter rapidement au cours de découplage, même si certains diffusion Compton se produit encore.

Ces effets contribuent à peu près également à la suppression des anisotropies sur de petites échelles, et donnent lieu à la queue d'amortissement caractéristique exponentielle vu dans les très petites anisotropies échelle angulaires.

L'épaisseur de la LSS fait référence au fait que le découplage des photons et baryons ne se produit pas instantanément, mais nécessite plutôt une fraction appréciable de l'âge de l'univers jusqu'à cette époque. Une méthode pour quantifier exactement combien de temps ce processus a pris utilise la fonction de visibilité de photons (PVF). Cette fonction est définie de sorte que, en désignant le PVF par P (t), la probabilité qu'un photon de CMB dernier dispersé entre les temps t et t + dt est donnée par P (t) dt.

Le maximum de la PVF (le temps où il est plus probable qu'un photon de CMB donnée dernière dispersée) est connu très précisément. Les résultats de la première année de WMAP mis le moment où P (t) est maximale 372 +/- 14 ka. Ce est souvent considérée comme le «temps» que le CMB formé. Toutefois, afin de savoir combien de temps il a fallu les photons et les baryons de découpler, nous avons besoin d'une mesure de la largeur du PVF. L'équipe WMAP constate que le PVF est supérieure à la moitié de sa valeur maximale (la «pleine largeur à mi-hauteur", ou FWHM) sur un intervalle de 115 +/- 5 ka. Par cette mesure, le découplage se est déroulée sur environ 115000 années, et quand il était complet, l'univers était âgé d'environ 487000 années.

Late anisotropie de temps

Après la création de la CMB, elle est modifiée par plusieurs processus physiques collectivement dénommées anisotropie fin-temps ou anisotropie secondaire. Après l'émission du CMB, la matière ordinaire dans l'univers est principalement sous la forme hydrogène et d'hélium d'atomes neutres, mais à partir d'observations de galaxies il semble que la plupart du volume de la milieu intergalactique (IGM) se compose aujourd'hui de matière ionisée (car il ya quelques raies d'absorption dues à des atomes d'hydrogène). Cela implique une période de réionisation dans lequel le matériau de l'univers se décompose en ions hydrogène.

Les photons du CMB se dispersent hors charges libres telles que des électrons qui ne sont pas liés à des atomes. Dans un univers ionisé, ces électrons ont été libérés des atomes neutres en ionisant (ultraviolets). Aujourd'hui, ces charges libres sont à densité suffisamment faible dans la plupart du volume de l'Univers qu'ils ne affectent pas de manière mesurable la CMB. Toutefois, si l'IGM a été ionisé à des temps très anciens où l'univers était encore plus dense, alors il ya deux effets principaux sur le CMB:

1. Petits anisotropies d'échelle sont effacées (comme quand on regarde un objet à travers le brouillard, les détails de l'objet floues).
2. La physique de la façon dont les photons diffusent des électrons libres ( Diffusion Thomson) induit anisotropies de polarisation sur de grandes échelles angulaires. Ce grand angle de polarisation est en corrélation avec la perturbation importante de la température de l'angle.

Ces deux effets ont été observés par le satellite WMAP, fournir la preuve que l'univers a été ionisé à des temps très anciens, à un décalage vers le rouge plus grand que 17. La provenance détaillée de ce rayonnement ionisant précoce est encore un sujet de débat scientifique. Il peut avoir inclus la lumière des étoiles de la première population d'étoiles ( III population étoiles), lorsque ces supernovae premières étoiles ont atteint la fin de leur vie, ou le rayonnement ionisant produit par les disques d'accrétion de trous noirs massifs.

La période après l'émission du fond diffus cosmologique et avant l'observation des premières étoiles est semi-humoristique mentionné par les cosmologistes que le âge sombre, et est une période qui est à l'étude intense par les astronomes (Voir 21 rayonnement centimètre).

Autres effets qui se produisent entre la réionisation et de notre observation du fond diffus cosmologique qui causent anisotropies comprennent la Effet Sunyaev-Zel'dovich, dans laquelle un nuage d'électrons de haute énergie disperse le rayonnement, le transfert de l'énergie pour les photons du CMB, et de la Effet Sachs-Wolfe, qui provoque photons du fond diffus cosmologique pour être gravitationnellement décalée vers le rouge ou bleu décalé en raison de l'évolution des champs gravitationnels.

E mesures de polarisation que de Mars 2006 En termes d'échelle angulaire (ou multipolaire instant). La polarisation est beaucoup plus mal mesuré à l'anisotropie de température.

Vitesse par rapport à CMB anisotropie

D'après les données du CMB, on voit que notre groupe local de galaxies (l'amas galactique qui comprend Voie Lactée du système solaire) semble se déplacer à 627 ± 22 km / s par rapport au cadre de la CMB de référence dans la direction de la galaxie longitude l = 264,4 ^o, b = 48,4 ^o. Ce mouvement se traduit par une anisotropie de données (CMB qui apparaissent légèrement plus chaud dans la direction de déplacement que dans la direction opposée). L'interprétation standard de cette variation de température est un redshift de vitesse simple et blueshift en raison du mouvement par rapport à la CMB, modèles cosmologiques cependant alternatives peuvent expliquer une certaine fraction de la distribution de température de dipôle observée dans le CMB (voir référence pour un exemple).

Polarisation

Le fond cosmique micro-ondes est polarisée au niveau de quelques microkelvins. Il existe deux types de polarisation, appelées -Modalités E et -Modalités B. Ce est par analogie avec électrostatique, dans lequel le champ électrique (E -field) a une fuite boucle et le champ magnétique (B) a une -field fuite divergence. Les E -Modalités surgissent naturellement de Diffusion Thomson dans un plasma inhomogène. Les -Modalités B, qui ne ont pas été mesurées et sont considérés comme ayant une amplitude d'au plus un 0,1 μK, ne sont pas produits à partir de la physique des plasmas seul. Ils sont un signal de gonflage cosmique et sont déterminés par la densité de primordial ondes gravitationnelles. Détecter les -Modalités B sera extrêmement difficile, d'autant plus que le degré de contamination de premier plan est inconnue et le faible signal de lentille gravitationnelle mélange le signal relativement forte E -mode avec le signal B -mode.

Micro-ondes observations de fond

Suite à la découverte de la CMB, des centaines de micro-ondes cosmiques expériences de fond ont été menées pour mesurer et caractériser les signatures du rayonnement. L'expérience la plus célèbre est probablement la NASA Cosmic Background Explorer ( COBE) satellite qui orbite en 1989-1996 et qui a détecté et quantifié les grandes anisotropies à grande échelle à la limite de ses capacités de détection. Inspiré par les résultats de COBE initiales d'un fond très isotrope et homogène, une série d'expériences au sol et par ballon-quantifiée anisotropies du CMB sur les petites échelles angulaires cours de la prochaine décennie. L'objectif principal de ces expériences était de mesurer l'échelle angulaire du premier pic acoustique, pour lesquels COBE ne avait pas une résolution suffisante. Ces mesures ont pu exclure cordes cosmiques comme la principale théorie de la formation de la structure cosmique, et a suggéré l'inflation cosmique était la bonne théorie. Durant les années 1990, le premier pic a été mesurée avec sensibilité croissante et en 2000, le BOOMERanG rapporté que les fluctuations de puissance plus élevés se produisent à des échelles d'environ un degré. Ensemble avec d'autres données cosmologiques, ces résultats impliquent que la géométrie de l'Univers est plat. À partir du sol Un certain nombre de interféromètres fournis mesures des fluctuations avec une précision plus élevée au cours des trois prochaines années, y compris le Very Small Array, DASI (DASI) et le Cosmic Background Imager (CBI). DASI fait la première détection de la polarisation du CMB et le CBI à condition que le premier spectre de polarisation E-mode avec des preuves convaincantes que ce est en opposition de phase avec le spectre T-mode.

En Juin 2001 la NASA a lancé une deuxième mission spatiale CMB, WMAP, de faire des mesures beaucoup plus précises des grandes anisotropies à grande échelle sur le ciel plein. Les premiers résultats de cette mission, a révélé en 2003, étaient des mesures détaillées du spectre de puissance angulaire au-dessous des échelles de degrés, ce qui limite bien différents paramètres cosmologiques. Les résultats sont globalement conformes à ceux attendus d' inflation cosmique ainsi que diverses autres théories concurrentes, et sont disponibles en détail dans le centre de données de la NASA pour Cosmic Microwave Background (CMB) (voir liens ci-dessous). Bien que WMAP a fourni des mesures très précises des grandes fluctuations angulaire échelle dans le CMB (structures à peu près aussi grande dans le ciel comme la lune), il ne ont pas la résolution angulaire pour mesurer les fluctuations de moindre envergure qui avaient été observés en utilisant souterraines précédente basé interféromètres.

Une troisième mission spatiale, le Planck Surveyor, doit être lancé en 2008. Planck utilise à la fois Radiomètres HEMT ainsi que technologie de bolomètre et mesurera la CMB sur des échelles plus petites que WMAP. Contrairement aux deux missions spatiales précédentes, Planck est une collaboration entre la NASA et l'ESA (l'Agence spatiale européenne). Ses détecteurs obtenu un procès fonctionner à l'Antarctique Viper télescope ACBAR ( Arcminute Cosmologie Bolometer de récepteur Array) expérience - qui a produit les mesures les plus précises à petites échelles angulaires à ce jour - et à la Archeops ballon télescope.

Instruments basés au sol supplémentaires tels que la South Pole Telescope en Antarctique et le projet Projet Clover, Telescope et l'Atacama Cosmology CALME télescope au Chili fournira des données supplémentaires non disponibles à partir d'observations satellitaires, y compris éventuellement la polarisation B-mode.