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Microondas radiação cósmica de fundo

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Em cosmologia , a radiação cósmica de fundo (na maioria das vezes referido pela CMB acrônimo mas ocasionalmente CMBR, CBR ou MBR, também conhecido como radiação relíquia) é uma forma de radiação eletromagnética que preenche todo o universo. Tem uma térmica espectro de corpo negro a uma temperatura de 2.725 Kelvin . Deste modo, os picos do espectro nos faixa de microondas com uma frequência de 160,2 GHz, que corresponde a um comprimento de onda de 1,9 mm. CMB foi descoberto em 1965 depois de algumas obras iniciais a partir início dos anos 1940.

As medições da radiação cósmica de fundo são essenciais para a cosmologia, uma vez que qualquer modelo proposto do universo deve explicar esta radiação como o observamos. Embora a característica geral de um espectro de radiação de corpo negro podem potencialmente ser produzida por muitos processos, o espectro também contém pequenas anisotropias ou irregularidades, que variam com o tamanho da região examinada. Eles foram medidos em detalhe, e corresponder a, dentro do erro experimental que seria esperado se a pequenas flutuações térmicas tinha expandido para o tamanho do universo vemos hoje. Como resultado, a maioria dos cosmologistas consideram esta radiação para ser a melhor evidência para o Big Bang modelo do universo. Veja o enredo do espectro do cósmica de fundo em microondas temperatura de radiação anisotropia poder em termos de escala angular abaixo para detalhes.

Características

A cósmica de fundo em microondas espectro medido pelo instrumento FIRAS no COBE satélite é a medida mais precisamente espectro de corpo negro na natureza. O Os pontos de dados e barras de erro sobre esse gráfico são obscurecidos pela curva teórica.

A radiação cósmica de fundo é isotrópica para cerca de uma parte em 100.000: a root mean square variações são apenas 18 μK. O Far-Infrared Absolute Espectrofotômetro (FIRAS) instrumento na NASA Cosmic Background Explorer (COBE) foi cuidadosamente medido o espectro da radiação cósmica de fundo. FIRAS comparou a CMB com uma referência corpo negro e nenhuma diferença pode ser visto em seus espectros. Quaisquer desvios a forma de corpo negro que ainda pode permanecer não detectados no espectro CMB sobre a faixa de comprimento de onda de 0,5 a 5 milímetros devem ter um ponderado valor eficaz de, no máximo, 50 partes por milhão (0,005%) de o brilho máximo CMB. Isso fez com que o espectro CMB o espectro de corpo negro mais precisamente medido na natureza.

A radiação cósmica de fundo, e seu nível de isotropy, são ambos previsões de Big Bang teoria. Na teoria, o universo primordial era composta de um hot plasma de fótons , elétrons e bárions. Os fótons foram interagindo constantemente com o plasma através de Espalhamento Thomson. À medida que o universo expandidas, o arrefecimento adiabático causado o plasma para esfriar até que se tornou favorável para elétrons para combinar com prótons e forma de hidrogênio átomos. Isso aconteceu em cerca de 3.000 K ou quando o universo tinha cerca de 379 mil anos de idade (z = 1,088). Neste ponto, os fotões dispersos fora os átomos agora neutros e começou a circular livremente através do espaço. Este processo é chamado recombinação ou desacoplamento (referindo-se aos elétrons que combinam com núcleos e para a dissociação entre matéria e radiação, respectivamente).

Os fótons têm continuado arrefecimento desde então; eles já atingiram 2.725 K e sua temperatura continuará a cair, enquanto o universo continua em expansão. Deste modo, a radiação do céu medimos hoje vem de uma superfície esférica, a chamada superfície de espalhamento última. Isto representa a coleção de pontos no espaço (atualmente cerca de 46 bilhões de anos-luz da Terra-see universo observável ) na qual o evento dissociação aconteceram tempo suficiente atrás (menos de 400 mil anos após o Big Bang, 13,7 bilhões de anos) que o luz da parte do espaço é apenas chegar observadores.

A teoria do Big Bang sugere que a radiação cósmica de fundo preenche todo o espaço observável, e que a maioria da energia da radiação do universo está na radiação cósmica de fundo, o que torna-se uma fracção de cerca de 5 × 10 -5 da densidade total de o universo.

Dois dos maiores sucessos da teoria do big bang são a sua previsão de sua quase perfeita espectro de corpo negro e sua previsão detalhada das anisotropias da radiação cósmica de fundo. A recente Wilkinson Microwave Anisotropy Probe tem medido precisamente estas anisotropias ao longo de todo o céu até escalas angulares de 0,2 graus. Estes podem ser utilizados para estimar os parâmetros da norma Modelo Lambda-CDM do big bang. Algumas informações, como o forma do Universo, podem ser obtidos diretamente a partir da radiação cósmica de fundo, enquanto outros, como a constante de Hubble , não são limitados e devem ser inferida a partir de outras medidas.

História

Timeline do CMB
Pessoas e datas importantes
1941 Andrew McKellar A detecção de observação de uma temperatura média de 2,3 bolométrica K com base no estudo de linhas de absorção é relatada interstelares do Dominion Astrophysical Observatory.
1946 Robert Dicke prevê ".. radiação da matéria cósmica" em <20 K, mas não se referiu a radiação de fundo
1948 George Gamow calcula uma temperatura de 50 K (assumindo um Universo de 3 bilhões de anos de idade), comentando que ".. está de acordo razoável com a temperatura real do espaço interestelar", mas não menciona radiação de fundo.
1948 Ralph Alpher e Robert Herman estimativa "a temperatura no Universo" em 5 K. Apesar de não mencionar especificamente a radiação de fundo de microondas, pode ser inferida.
1950 Ralph Alpher e Robert Herman re-re-estimar a temperatura a 28 K.
1953 George Gamow estima 7 K.
1956 George Gamow estima 6 K.
1957 Tigran Shmaonov relata que "a temperatura absoluta eficaz do fundo radioemission ... é de 4 +/- 3K". Note-se que as "medidas mostraram que a intensidade da radiação foi independente do tempo ou direcção de observação ... é agora claro que Shmaonov fez observar a radiação cósmica de fundo em um comprimento de onda de 3,2 centímetros"
1960 Robert Dicke re-estimativas uma temperatura MBR (microondas radiação de fundo) de 40 K
1964 AG Doroshkevich e Igor Novikov publicar um breve papel, onde eles nomear o fenômeno da radiação CMB como detectável.
1964-1965 Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson medir a temperatura em aproximadamente 3 Robert K. Dicke, PJE Peebles, PG Roll e DT Wilkinson interpretar esta radiação como uma assinatura do big bang.
1983 Relikt-1 CMB Soviética experimento anisotropia foi lançado.
1990 FIRAS mede a forma de corpo negro do espectro CMB com precisão requintado.
Janeiro 1992 Os cientistas que analisaram dados de Relikt-1 relatório nave espacial a descoberta de anisotropia no seminário astrofísico Moscou.
Abril de 1992 Os cientistas que analisaram dados de COBE DMR anunciar a descoberta da anisotropia temperatura primária.
1999 Primeiras medidas de oscilações acústicas no CMB anisotropia espectro de potência angular dos Experimentos TOCO, bumerangue e Maxima.
2002 Polarização descoberto por DASI.
2004 E-mode espectro polarização obtido pela CBI.

A radiação cósmica de fundo foi previsto em 1948 pela George Gamow e Ralph Alpher, e por Alpher e Robert Herman. Além disso, Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura da radiação cósmica de fundo a ser de 5 K, embora dois anos mais tarde, eles re Estima-lo em 28 K. Embora houvesse várias estimativas anteriores da temperatura do espaço (veja linha do tempo) , estes sofreram de duas falhas. Em primeiro lugar, eles foram medições da temperatura eficaz do espaço, e não sugerem que o espaço foi preenchido com uma térmica Espectro de Planck; em segundo lugar, eles são dependentes de nosso lugar especial na borda da galáxia da Via Láctea e não sugerem a radiação é isotrópico. Além disso, eles renderia previsões muito diferentes se a Terra passou a ser localizado em outro lugar no universo.

Os resultados de 1948 Gamow e Alpher não foram amplamente discutidos. No entanto, eles foram redescobertos por Yakov Zeldovich no início da década de 1960, e previu de forma independente por Robert Dicke, ao mesmo tempo. O primeiro reconhecimento publicada da RCFM como um fenômeno detectável apareceu em um breve artigo de soviéticos astrofísicos AG Doroshkevich e Igor Novikov, na primavera de 1964. Em 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke na Universidade de Princeton , iniciou a construção de um radiômetro Dicke para medir a radiação cósmica de fundo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson na Crawford monte de localização Bell Telephone Laboratories em nas proximidades Holmdel Township, New Jersey tinha construído um radiômetro Dicke que pretendiam usar para radioastronomia e experiências de comunicação via satélite. Seu instrumento tinha um excesso de 3,5 K temperatura antena que não podiam explicar. Depois de receber um telefonema de Crawford Hill, Dicke famosa brincou: "Meninos, temos vindo a pegou." Uma reunião entre a Princeton e grupos Crawford monte determinou que a temperatura antena era de fato devido ao fundo de microondas. Penzias e Wilson receberam o 1978 Prêmio Nobel de Física pela descoberta.

A interpretação da radiação cósmica de fundo foi uma questão controversa na década de 1960 com alguns proponentes da teoria do estado estacionário argumentando que o fundo de microondas foi o resultado de a luz das estrelas espalhadas de galáxias distantes. Utilizando este modelo, e com base no estudo da linha de absorção estreita apresenta nos espectros de estrelas, a astrônomo Andrew McKellar escreveu em 1941: "Pode-se calcular que o ' temperatura rotacional do espaço interestelar é 2 K. "No entanto, durante a década de 1970 o consenso foi estabelecido que a radiação cósmica de fundo é um remanescente do Big Bang. Isso aconteceu principalmente porque novas medições a uma faixa de freqüências mostrou que o espectro era uma térmica , espectro de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário foi incapaz de se reproduzir.

O Chifre antena em que Penzias e Wilson descobriram a radiação cósmica de fundo.

Harrison, Peebles e Yu, e Zeldovich percebeu que o universo primitivo teria que ter falta de homogeneidade no nível de 10 -4 ou -5 10. Rashid Sunyaev depois calculada a marca observável que essas heterogeneidades teria sobre a radiação cósmica de fundo. Limites cada vez mais rigorosas sobre a anisotropia da radiação cósmica de fundo foram criados por meio de experimentos com base em terra, mas a anisotropia foi detectado pela primeira vez pelo instrumento Diferencial Microwave Radiometer no Satélite COBE.

Inspirado pelos resultados do COBE, uma série de experimentos em terra e à base de balão medido cósmicos anisotropies fundo de microondas em escalas angulares menores ao longo da próxima década. O principal objetivo desses experimentos foi medir a escala do primeiro pico acústico, que COBE não têm resolução suficiente para resolver. O primeiro pico na anisotropia foi tentativamente detectado pela Toco experiência e o resultado foi confirmado pela Boomerang e Experimentos Maxima. Estas medidas demonstraram que a Universo é de aproximadamente plana e foram capazes de governar para fora cordas cósmicas como um importante componente da formação da estrutura cósmica, e sugeriu inflação cósmica era a teoria direito de formação da estrutura.

O segundo pico foi provisoriamente detectado por vários experimentos antes de ser definitivamente detectado pelo WMAP, que também detectou provisoriamente o terceiro pico. Vários experimentos para melhorar as medidas da polarização e do fundo de microondas em pequenas escalas angulares estão em andamento. Estes incluem DASI, WMAP, Boomerang eo Cosmic Background Imager. Próximas experiências incluem o Satélite Planck, Telescópio Atacama Cosmology, Telescópio eo QUIET Telescópio Pólo Sul.

Imagem WMAP da anisotropia temperatura CMB.

Relação com o Big Bang

As medições da CMB fizeram a teoria do Big Bang inflacionário do modelo padrão das primeiras eras do universo. O modelo de grande estrondo padrão quente do universo exige que as condições iniciais para o universo são um Campo aleatório Gaussian com uma quase escala espectro invariante ou Harrison-Zeldovich. Este é, por exemplo, uma previsão da inflação cósmica modelo. Isto significa que o estado inicial do universo é aleatória, mas de uma forma claramente especificado, em que a amplitude das heterogeneidades primitivos é 10 -5. Portanto, declarações significativas sobre as heterogeneidades no universo precisa ser estatística na natureza. Isto leva a variância cósmica em que as incertezas na variação das flutuações maiores escala observadas no universo são difíceis de comparar com precisão a teoria.

Temperatura

A radiação cósmica de fundo em microondas eo cosmológico desvio para o vermelho estão juntos considerada como a melhor evidência disponível para o Big Bang teoria (BB). A descoberta do CMB em meados dos anos 1960 cerceada interesse em alternativas, tais como a teoria do estado estacionário. A CMB dá um instantâneo do Universo , quando, de acordo com a cosmologia padrão, a temperatura caiu o suficiente para permitir que os elétrons e prótons para formar hidrogênio átomos, tornando o universo transparente à radiação. Quando ela se originou alguns 400.000 anos após o Big Bang - este período de tempo é geralmente conhecido como o "tempo de último espalhamento" ou o período de recombinação ou dissociação - a temperatura do universo era de cerca de 3000 K. Isto corresponde a uma energia de cerca de 0,25 eV, que é muito menos do que a energia de ionização de 13,6 eV de hidrogénio. Desde então, a temperatura da radiação caiu de um factor de cerca de 1100 devido à expansão do universo. À medida que o universo se expande, os fótons são CMB redshifted , tornando a temperatura da radiação inversamente proporcional ao universo de comprimento de escala. Para obter detalhes sobre o raciocínio que a radiação é uma prova para o Big Bang, consulte radiação cósmica de fundo do Big Bang .

O espectro de potência da radiação cósmica de fundo temperatura anisotropia em termos de escala angular (ou momento multipolar). Os dados mostrados vêm do WMAP (2006), ACBAR (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) e VSA (2004) instrumentos.

Anisotropia primário

O anisotropia da radiação cósmica de fundo é dividido em dois tipos: anisotropia primário - que é devido aos efeitos que ocorrem no último superfície espalhamento e antes - e anisotropia secundário - o que é devido aos efeitos, tais como interações com gás quente ou potenciais gravitacionais, entre o último e a superfície de espalhamento observador.

A estrutura dos cósmica de fundo anisotropies é determinada principalmente por dois efeitos: oscilações acústicas e difusão de amortecimento (também chamado de amortecimento ou não colisionais Amortecimento de seda). As oscilações acústicas surgir por causa de uma concorrência no fóton - plasma baryon no início do universo. A pressão dos fótons tende a apagar anisotropies, ao passo que a atração gravitacional dos bárions - que se movem a velocidades muito menos do que a velocidade da luz - os torna tendem a entrar em colapso para formar halos densas. Estes dois efeitos competir para criar oscilações acústicas que dão ao fundo de microondas sua estrutura pico característico. Os picos correspondem, mais ou menos, a ressonâncias em que os fotões dissociar um modo particular quando está em seu pico de amplitude.

Os picos contêm assinaturas físicas interessantes. A escala angular do primeiro pico determina o curvatura do universo (mas não a topologia do universo). O segundo pico - verdadeiramente a razão entre os picos estranhos para os picos mesmo - determina a redução da densidade bárion. O terceiro pico pode ser utilizado para extrair informações sobre a densidade de matéria escura.

As localizações dos picos também dar informações importantes sobre a natureza das perturbações de densidade primordiais. Existem dois tipos fundamentais de perturbações de densidade - chamado "adiabática" e "isocurvature." Uma perturbação geral da densidade é uma mistura destes dois tipos, e diferentes teorias que pretendem explicar a perturbação do espectro de densidade primordial prever diferentes misturas.

  • perturbações de densidade adiabáticos
o overdensity fraccionada em cada componente de matéria ( bárions, fótons ...) é o mesmo. Isto é, se houver mais de 1% de energia em que a média bariones em um local, em seguida, com uma densidade adiabáticas perturbações puros há também mais 1% de energia em fotões, e 1% a mais energia em neutrinos, do que a média. inflação cósmica prevê que as perturbações primordiais são adiabáticos.
  • perturbações de densidade isocurvature
a soma dos overdensities fraccionais é zero. Isto é, uma perturbação em algum local onde existe mais 1% de energia em bariones que a média, 1% a mais energia do que a média de fotões, e 2% de energia menor do que a média em neutrinos, seria uma perturbação isocurvature puro. Cordas cósmicas iria produzir perturbações primordiais principalmente isocurvature.

O espectro de CMB é capaz de distinguir esses dois porque estes dois tipos de perturbações produzir diferentes locais de pico. Isocurvature perturbações de densidade produzir uma série de picos cujos escalas (l -Valores dos picos) angular são aproximadamente na proporção de 1: 3: 5 ..., enquanto perturbações de densidade adiabáticas produzir picos cujos locais estão na razão 1: 2: 3 ... observações são consistentes com as perturbações de densidade primordiais sendo inteiramente adiabatic, dando um importante apoio para a inflação, e descartar muitos modelos de formação de estruturas que envolvam, por exemplo, cordas cósmicas.

Amortecimento colisionais é causada por dois efeitos, quando o tratamento de plasma primordial como um fluido começa a quebrar:

  • o aumento significa caminho livre dos fótons como o plasma primordial se torna cada vez mais rarefeito em um universo em expansão
  • a espessura finita da superfície último espalhamento (LSS), que faz com que o caminho livre médio para aumentar rapidamente durante dissociação, mesmo enquanto alguns espalhamento Compton ainda está ocorrendo.

Estes efeitos contribuem de forma quase igual à supressão das anisotropias em pequenas escalas, e dar lugar à cauda característica da amortecimento exponencial visto nos muito pequenas anisotropias escala angular.

A espessura do LSS refere-se ao fato de que o desacoplamento dos fótons e bárions não acontecer instantaneamente, mas em vez disso exige uma fração apreciável da idade do Universo até que era. Um método para quantificar exatamente quanto tempo este processo levou usa a função de visibilidade fóton (PVF). Esta função é definida de modo a que, denotando o PVF por P (t), a probabilidade de que um fotão CMB última espalhados entre o tempo t e t + dt é dada por P (t) dt.

O máximo da PVF (o tempo em que é mais provável que um determinado fotões CMB último dispersou) é conhecido com muita precisão. Os resultados do primeiro ano do WMAP colocar o tempo em que P (t) é o máximo como 372 +/- 14 kyr. Isso é muitas vezes tomado como o "tempo" no qual a CMB formado. No entanto, para descobrir quanto tempo levou os fótons e bárions para desacoplar, precisamos de uma medida da largura do PVF. A equipa WMAP considera que a PVF é maior do que a metade de seu valor máximo (a "largura à meia altura", ou FWHM) ao longo de um intervalo de 115 +/- 5 kyr. Por essa medida, a dissociação ocorreu ao longo de cerca de 115 mil anos, e quando foi concluída, o universo era cerca de 487 mil anos de idade.

Anisotropia tempo final

Após a criação do CMB, ele é modificado por vários processos físicos colectivamente referidos como anisotropia em tempo atrasado ou anisotropia secundário. Depois da emissão do CMB, matéria comum no universo foi principalmente na forma de átomos de hidrogénio e hélio neutras, mas a partir de observações de galáxias parece que a maior parte do volume do meio intergaláctico (IGM) hoje é composto de material ionizado (uma vez que existem algumas linhas de absorção devido a átomos de hidrogênio). Isto implica um período de reionização em que o material do universo divide-se em iões hidrogénio.

Os fótons CMB espalham fora cargas livres, como os elétrons que não estão vinculados em átomos. Em um universo ionizado, esses elétrons foram libertados a partir de átomos neutros pela radiação (raios ultravioleta) ionizantes. Hoje, essas cargas livres são a suficientemente baixa densidade na maior parte do volume do Universo que eles não afetam de forma mensurável a CMB. No entanto, se o IGM foi ionizado em tempos muito antigos, quando o universo era ainda mais densa, em seguida, há dois efeitos principais sobre a CMB:

  1. Anisotropies de pequena escala são apagados (assim como quando se olha para um objeto através da névoa, detalhes do objeto aparecer difusa).
  2. A física de como fótons dispersam fora elétrons livres ( Espalhamento Thomson) induz anisotropies polarização em grandes escalas angulares. Este grande ângulo de polarização está correlacionada com a grande perturbação temperatura ângulo.

Ambos os efeitos foram observados pelo satélite WMAP, fornecendo evidências de que o universo foi ionizado em tempos muito antigos, em um redshift maior do que 17. A procedência detalhada desta radiação ionizante precoce ainda é uma questão de debate científico. Ele pode ter incluído a luz das estrelas a partir do primeiro população de estrelas ( população III estrelas), supernovas, quando estas primeiras estrelas chegado ao fim de suas vidas, ou a radiação ionizante produzida pelos discos de acreção de buracos negros.

O período após a emissão da radiação cósmica de fundo e antes da observação das primeiras estrelas é semi-humorística referido pelos cosmólogos como o idade das trevas, e é um período que está sob intenso estudo por astrônomos (Veja 21 radiação centímetro).

Outros efeitos que ocorrem entre reionização e nossa observação da radiação cósmica de fundo que causam anisotropies incluir o Efeito Sunyaev-Zeldovich, em que uma nuvem de elétrons de alta energia dispersa a radiação, transferindo um pouco de energia para os fotões CMB, eo Efeito Sachs-Wolfe, que faz com que os fótons da radiação cósmica de fundo para ser gravitacionalmente redshifted ou azul deslocado devido à mudança de campos gravitacionais.

Medidas de polarização E a partir de Março de 2006, em termos de escala angular (ou momento multipolar). A polarização é muito mais mal do que o medido anisotropia da temperatura.

Velocidade relativa à CMB anisotropia

A partir dos dados CMB é visto que nosso grupo local de galáxias (cluster galáctico que inclui Via Láctea do Sistema Solar) parece estar se movendo a 627 ± 22 km / s em relação ao quadro de referência da CMB na direção de galáctico longitude l = 264,4 o, b = 48,4 o. Este movimento resulta em uma anisotropia dos dados (CMB que aparecem ligeiramente mais quente no sentido de movimento do que na direcção oposta). A interpretação padrão da variação de temperatura é um redshift de velocidade simples e blueshift devido ao movimento relativo à CMB, modelos cosmológicos no entanto alternativas podem explicar alguma fração da distribuição de temperatura dipolo observado na CMB (ver referência para um exemplo).

Polarização

A radiação cósmica de fundo é polarizada ao nível de alguns microkelvins. Existem dois tipos de polarização, chamados -modes E e B -modes. Isto está em analogia com o eletrostática, em que o campo elétrico (E -field) tem uma fuga onda eo campo magnético (B) -field tem uma fuga divergência. Os -modes E surgem naturalmente de Thomson espalhando em um plasma não homogêneo. Os -modes B, que não foram medidos e são consideradas como tendo uma amplitude de, no máximo, um 0,1 μK, não são produzidos a partir da física de plasmas sozinho. Eles são um sinal de inflação cósmica e são determinados pela densidade de primordial ondas gravitacionais. Detectando as -modes B será extremamente difícil, particularmente dado que o grau de contaminação de primeiro plano é desconhecida, e o fraco sinal de lente gravitacional mistura o sinal E -mode relativamente forte com o sinal B -mode.

Observações de fundo em microondas

Na sequência da descoberta do CMB, centenas de radiação cósmica de fundo experimentos foram realizados para medir e caracterizar as assinaturas da radiação. O experimento mais famoso é provavelmente a NASA Cosmic Background Explorer ( COBE) satélite que orbitava em 1989-1996 e que detectadas e quantificadas as anisotropias em grande escala no limite de suas capacidades de detecção. Inspirado pelos resultados do COBE iniciais de um fundo extremamente isótropo e homogéneo, uma série de experimentos em escala e à base de balão quantificados anisotropies CMB em escalas angulares menores ao longo da próxima década. O principal objetivo desses experimentos foi medir a escala angular do primeiro pico acústico, para o qual COBE não têm resolução suficiente. Estas medições foram capazes de governar para fora cordas cósmicas como a principal teoria da formação da estrutura cósmica, e sugeriu inflação cósmica era a teoria certa. Durante a década de 1990, o primeiro pico foi medida com o aumento da sensibilidade e em 2000 o Boomerang experimento relatado que os maiores flutuações de energia ocorrem em escalas de cerca de um grau. Em conjunto com outros dados cosmológicos, estes resultados implicaram que a geometria do universo é plana. Uma série de solo com base em interferômetros fornecida medições das flutuações com maior precisão ao longo dos próximos três anos, incluindo o Very Small Array, Interferometer Degree Angular Scale (DASI) eo Cosmic Background Imager (CBI). DASI fez a primeira detecção de a polarização do CMB e da CBI desde o primeiro espectro de polarização E-mode com evidências convincentes de que ele está fora de fase com o espectro T-mode.

Em junho de 2001, a NASA lançou uma segunda missão espacial CMB, WMAP, para fazer medições muito mais precisas das anisotropias em grande escala sobre o céu inteiro. Os primeiros resultados desta missão, divulgado em 2003, foram medidas detalhadas do espectro de potência angular para menos de escalas de graduação, bem constrangedora vários parâmetros cosmológicos. Os resultados são amplamente consistentes com as esperadas da inflação cósmica , assim como várias outras teorias concorrentes, e estão disponíveis em detalhe no centro de dados da NASA para radiação cósmica de fundo (CMB) (veja os links abaixo). Embora WMAP forneceu medições muito precisas sobre as grandes flutuações angular escala no CMB (estruturas de cerca de tão grande no céu como a lua), ele não tem a resolução angular para medir as flutuações de menor escala que tinham sido observados usando subterrâneas anterior baseado interferômetros.

A terceira missão espacial, o Planck Surveyor, deve ser lançado em 2008. Planck emprega tanto Radiometers HEMT, bem como tecnologia bolómetro e vai medir a CMB em escalas menores do que WMAP. Ao contrário das duas missões espaciais anteriores, Planck é uma colaboração entre a NASA ea ESA (Agência Espacial Europeia). Seus detectores tem um julgamento correr na Antártica Viper telescópio como ACBAR ( Arcminute Cosmology bolómetro matriz Receptor) experimento - que produziu as medições mais precisas em pequenas escalas angulares até à data - e, ao Archeops telescópio balão.

Instrumentos terrestres adicionais, tais como o Telescópio Pólo Sul, na Antártida e da proposta Projeto Trevo, Telescópio Atacama Cosmology eo QUIET telescópio no Chile irá fornecer dados adicionais que não estão disponíveis a partir de observações de satélite, possivelmente incluindo a polarização de modo B.

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