Sfondo diffuso cosmologico

Cosmologia Modello

Modello standard di cosmologia

Concetti

Big Bang Cosmic Inflation nucleosintesi fondamentale Energia oscura Universo osservabile della materia oscura

Cosmologia osservativa

Background cosmologico diffuso Espansione dell'Universo Strutture su larga scala dell'Universo

Lo sfondo cosmico diffuso o FDC (in inglese, Cosmic Microwave Background o CMB ) è il nome dato ad una radiazione elettromagnetica molto omogenea osservata in tutte le direzioni del cielo e il cui picco di emissione si trova nel range delle microonde ( microonde ). Anticipato nel 1948 e scoperto casualmente nel 1964, questo fenomeno fisico consente alla comunità scientifica di distinguere tra i diversi modelli cosmologici , in particolare abbandonando modelli basati sul perfetto principio cosmologico e privilegiando modelli basati sull'idea del Big Bang , che prevedere l'emissione di tale radiazione termica durante l'era dell'Universo primordiale .

Secondo il modello standard della cosmologia , questa radiazione fossile è stata emessa circa 380.000 anni dopo il Big Bang, quando l' Universo osservabile era allo stesso tempo molto più piccolo, denso e caldo. Diluito e raffreddato dall'espansione dell'Universo , ha ora una temperatura media molto bassa, dell'ordine di 3  Kelvin (K) . Il fondo cosmologico diffuso è stato molto studiato sin dalla sua scoperta per due ragioni: corrisponde alla più antica immagine elettromagnetica che è possibile ottenere dell'Universo e presenta minuscole variazioni di temperatura e intensità a seconda della direzione osservata, anisotropie dettagliate dal inizio degli anni '90 che ci permettono di raccogliere moltissime informazioni sulla struttura , età ed evoluzione dell'Universo .

Prolegomena

Secondo il modello del Big Bang , nei primi millenni della sua esistenza, l' Universo è notevolmente più piccolo e include un plasma di particelle (protoni, elettroni, fotoni ...). Successivamente, si espande durante il raffreddamento. Fino a circa 380.000 anni fa, le condizioni sono tali che tutti i fotoni vengono scambiati continuamente tra gli elettroni, questi ultimi formando un "mare" da cui i fotoni non possono sfuggire.

L'Universo, continuando la sua espansione, si raffredda ancora di più, pur rimanendo molto omogeneo. Questa diminuzione della temperatura consente la ricombinazione  : elettroni e nuclei atomici si legano insieme, formando atomi . Avendo cessato di esistere il “mare” elettronico, i fotoni possono ora circolare liberamente nell'Universo, che è diventato “trasparente”. Qualunque sia il periodo considerato, sono quindi ovunque nell'Universo, ad eccezione dei corpi celesti costituiti da materia "ordinaria" (pianeti, asteroidi, polvere, ecc.) Che sono impermeabili ai fotoni. Per ogni osservatore, un sottoinsieme di questi fotoni forma una sfera centrata su di lui, è la superficie dell'ultima diffusione .

Nel nostro tempo, questi fotoni fanno parte del dominio delle microonde a causa dell'espansione dell'Universo che ha allungato la loro lunghezza d'onda . Insieme, costituiscono il fondo cosmico a microonde (o CMB per il fondo cosmico a microonde ). I fotoni mostrano caratteristiche misurabili: energia e polarizzazione. Dalla scoperta della CMB negli anni '60, a causa di limitazioni tecnologiche, gli scienziati hanno studiato principalmente l'energia dei fotoni della CMB, consentendo di verificare che il loro spettro elettromagnetico fosse quello del corpo nero ad una temperatura indicativa dell'espansione dell'universo.

La comunità scientifica è riuscita a stabilire per tentativi ed errori, di studio e di dibattito, la natura del CMB e la storia dell'Universo attraverso il lavoro iniziato agli inizi del XX °  secolo, che continuano oggi.

Previsione e scoperta

“Pertanto, il rumore radio osservato da Penzias e Wilson potrebbe essere descritto come una 'temperatura equivalente' di 3,5 [kelvin]. Questa temperatura era molto più alta del previsto, ma comunque molto bassa in valore assoluto; Non sorprende quindi che Penzias e Wilson abbiano riflettuto un attimo su questo risultato prima di pubblicarlo. Non si poteva certo immaginare allora che questo fosse il progresso cosmologico più significativo dalla scoperta del redshift . " -  Steven Weinberg , 1978 Sinonimi di cosmic diffuse background

Questa radiazione è anche nota con il nome di:

• "Braci" risalenti all'epoca in cui l'Universo era molto caldo;
• "Rumore di fondo cosmico delle onde radio"  ;
• “Campo di radiazione termica”  ;
• "Corpo nero cosmologico"  ;
• "Campo radio debole che riempie l'universo"  ;
• "Debole bagliore residuo dal Big Bang";
• "Bassa rimanenza del Big Bang";
• "Fondo cosmico della radiazione radio"  ;
• "Fondo cosmico di radiazione millimetrica" (la lunghezza d'onda delle microonde è dell'ordine di un millimetro);
• "Sfondo diffuso"  ;
• "Fondo diffuso cosmologico a microonde"  ;
• “Sfondo fotone diffuso”  ;
• "Sfondo cielo diffuso"  ;
• "Radiazione cosmica di fondo"  ;
• “Radiazione cosmologica di fondo”  ;
• "Radiazione di fondo universale"  ;
• "Luce fossile"  ;
• “Luce residua dal Big Bang”;
• "Big bang afterglow"  ;
• "Radiazione residua a 3 K  "  ;
• "Radiazione a 3 K  " (con riferimento alla sua temperatura assoluta );
• "Radiazione cosmica"  ;
• "Radiazione cosmologica"  ;
• "Radiazione cosmologica di fondo"  ;
• "Radiazione cosmologica fossile"  ;
• "Radiazione cosmica diffusa"  ;
• "Radiazione elettromagnetica fossile"  ;
• "Radiazione fossile"  ;
• “Radiazione fossile radioastronomica”  ;
• "Radiazione cosmica a microonde"  ;
• “Radiazione a microonde residua”  ;
• "Radiazione millimetrica"  ;
• "Radiazione residua";
• “Radiazione residua del big bang”  ;
• “3 K radiazione termica”  ;
• "Radiazione termica cosmologica"  ;
• "Resti del flash primordiale" .

Il termine "fondo diffuso cosmologico" è abbreviato in FDC, un acronimo usato in francese. Il termine inglese Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR) si traduce in "radiazione cosmica di fondo a microonde", mentre Cosmic Microwave Background (CMB) si traduce in "microonde cosmico di fondo". La letteratura scientifica utilizza prontamente l'acronimo CMB.  

Nel 1896, Charles Edouard Guillaume ha scritto che la temperatura della "radiazione delle stelle" è 5.6  K . Nel 1926 Arthur Eddington stimò la temperatura della radiazione non termica delle stelle della galassia: "... con la formula E = σT 4 , la temperatura effettiva che corrisponde a questa densità è di 3,18 ° assoluta" . Nel 1938, l'astronomo SW Adams scoprì le linee di eccitazione emesse dalle molecole CN delle stelle. A quel tempo, nessun ricercatore era in grado di spiegare la loro origine. Tuttavia, gli scienziati misurano la temperatura di eccitazione: 2.3  K . Nel 1946, Robert Dicke predisse che la temperatura della "radiazione dalla materia cosmica" era di circa 20 K , ma non menzionò alcuna radiazione di fondo.

Fu nel 1931 che Georges Lemaître enunciò la sua teoria dell'atomo primitivo per descrivere l'espansione dell'Universo , affermando che ai suoi inizi, l'Universo era contenuto in un singolo atomo "il cui peso atomico è la massa. Dell'intero universo" . Secondo questo modello, l'Universo, che è sia omogeneo che isotropo, cresce in modo esponenziale da una massa contenente un'immensa quantità di energia. Albert Einstein rifiuta questo modello, perché crede solo in un universo statico; la sua influenza è tale che i ricercatori a loro volta rifiutano l'ipotesi di Lemaître. Tuttavia, nel 1948, basandosi sul lavoro di Lemaître, George Gamow , Ralph Alpher e Robert Herman pubblicarono modelli del Big Bang e predissero per la prima volta l'esistenza dello sfondo cosmico diffuso. Negli articoli, i tre scienziati stimano la temperatura a 5  K . Altri scienziati hanno stimato la temperatura media dello spazio esterno, ma i loro calcoli erano errati. Ad esempio, Arthur Eddington ha calcolato una temperatura effettiva il cui valore vicino alla CMB era una coincidenza: corrispondeva alla radiazione delle stelle nella nostra galassia e non allo spettro elettromagnetico che riempiva l' Universo . Le previsioni di Gamow, Alpher e Herman furono discusse in diverse conferenze di fisica dal 1948 al 1955, fino a quando gli ultimi due furono assunti presso l' Applied Physics Laboratory (Applied Physics Laboratory) dell'Università Johns Hopkins , che conclude la loro ricerca sulla CMB. Questo argomento non è sollevato dalla comunità astronomica dominante del tempo, perché non è intrigato dalle prospettive della cosmologia .  

Dopo aver studiato la righe di assorbimento multa spettro della stella, l'astronomo Andrew McKellar ha scritto nel 1941: "Siamo in grado di calcolare la"  temperatura di rotazione  "dello spazio interstellare è 2 K . " Senza indovinarlo, " ha scoperto l'esistenza di radiazioni fossili. " Nel 1955, in uno studio del cielo, Emile Le Roux di Nançay Radio osservatorio riferisce radiazione di fondo quasi isotropa a 3  ±  2  K . Nel 1957, Tigran Shmaonov riferì che "la temperatura effettiva assoluta della radioemissione di fondo ... è 4  ±  3  K  " . Indica che l'intensità della radiazione è indipendente dal tempo o dalla direzione di osservazione. Negli anni '60, Yakov Zeldovich e Robert Dicke predissero nuovamente l'esistenza di CMB. In un breve articolo pubblicato nella primavera del 1964, gli astrofisici Andrei Doroshkevich e Igor Novikov sono i primi ad annunciare la possibilità di rilevare lo sfondo cosmico diffuso. Nel 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colleghi di Dicke alla Princeton University , iniziarono a costruire un radiometro secondo i piani di Dicke allo scopo di rilevare CMB.

Sempre nel 1964, i fisici americani Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson , che lavoravano al Bell Labs Holmdel Complex nel New Jersey , completarono la costruzione di un radiometro Dicke per studiare i fenomeni radioastronomici e le comunicazioni satellitari . Il20 maggio 1964, dimostrano in modo univoco l'esistenza della CMB, anche se lo strumento ha una temperatura di rumore maggiore di 4,2  K , che ignorano. Durante un incontro, i ricercatori di Princeton e Bell Labs determinano che la radiazione dalla CMB è responsabile dell'eccesso di temperatura dell'antenna. La scoperta di Penzias e Wilson, annunciata nel 1965, fu il culmine di diversi anni di ricerca. Nell'articolo spiegano che si tratta di una "radiazione elettromagnetica diffusa isotropa , non polarizzata e senza alcuna variazione di tipo stagionale, proveniente dall'Universo" . I due americani vinsero nel 1978 il Premio Nobel per la Fisica per la loro fortuita scoperta. Questo rumore di fondo elettromagnetico quasi isotropo non è correlato a una stella , una galassia o un altro corpo celeste.

L'esistenza della CMB era discutibile negli anni '60 perché alcuni sostenitori della teoria dello stato stazionario sostenevano che la CMB fosse il risultato della dispersione della luce delle stelle da galassie lontane. Tuttavia, negli anni '70, è emerso un consenso: CMB era un residuo del Big Bang . In effetti, misurazioni più precise su una gamma più ampia di frequenze dimostrano che il suo spettro termico è identico a quello di un corpo nero , cosa che la teoria dello stato stazionario non è in grado di spiegare.

Harrison, Peebles e Yu e Zeldovitch concludono tutti e quattro che il nascente Universo mostrerebbe piccole disomogeneità (dell'ordine da 10 −4 a 10 −5 ). Rashid Sunyaev successivamente calcola l' impronta osservativa che queste disomogeneità avrebbero sulla CMB. Strumenti di misura sempre più precisi, installati a terra, hanno permesso di ridurre le incertezze delle misurazioni dell'anisotropia della CMB negli anni 80. RELIKT-1, esperimento sovietico sull'anisotropia della CMB a bordo del satellite Prognoz 9 ( lanciata il 1 ° luglio 1983), ha ridotto il limite superiore della anisotropici incertezza su larga scala. La missione COBE della NASA dimostra oltre ogni dubbio anisotropie; i risultati sono stati pubblicati nel 1992. Rispettivamente responsabili di due strumenti che hanno reso possibile questa scoperta, George Fitzgerald Smoot e John C. Mather hanno ricevuto nel 2006 il Premio Nobel per la Fisica .

Missioni di osservazione

"La radiazione fossile [...] è costituita da tutti i fotoni che sono stati emessi durante la transizione opacità-trasparenza e che da allora si sono propagati liberamente. Sono i fotoni più antichi dell'universo. Hanno l'età dell'universo meno un milione di anni. " -  Hubert Reeves , 1988 Scale angolari

Quando presentano il loro lavoro sulla CMB, gli scienziati preferiscono indicare una dimensione apparente o una scala angolare. Esiste infatti una "relazione distanza angolare-diametro" che è "una semplice relazione trigonometrica nello spazio curvo" . In questo modo si liberano dall'obbligo di specificare se si tratta di una lunghezza propria (che varia a seconda dell'espansione dell'Universo) o di una lunghezza comobile (che è insensibile all'espansione dell'Universo ). Nel cielo terrestre, le galassie occupano meno di un minuto di arco (1 '), gli ammassi di galassie occupano pochi minuti di arco e superammassi di galassie , "meno di 1 °" . La Luna ha un diametro medio apparente di 31 minuti (31 '). Più vicino alla Terra, il suo diametro può raggiungere fino a 33 minuti d'arco.

Inoltre, gli scienziati classificano le misurazioni angolari in tre categorie: scale angolari piccole, intermedie e grandi. Si dice che le misurazioni effettuate su fenomeni di un minuto d'arco o inferiore siano scale piccole. Se le misurazioni si riferiscono a fenomeni compresi tra un minuto di arco e un grado, si dice che siano a scale intermedie. Se la dimensione supera il grado, si dice che siano grandi scale.  

In seguito alla scoperta della CMB, sono stati condotti centinaia di studi per caratterizzarla. Ad esempio, una collaborazione italo-americana, iniziata nel 1979 e proseguita almeno fino al 1984, conferma che il CMB si comporta come un corpo nero  ; "[Poco dopo]", una collaborazione tra ESO e MIT conferma che la CMB è nata da un fenomeno cosmologico e non da un oggetto celeste . La missione Cosmic Background Explorer (COBE) della NASA , condotta dal 1989 al 1996, rileva e quantifica gli anisotropi su larga scala.

Negli anni '90 , poiché misurazioni su larga scala non potevano rivelare le irregolarità del fondo diffuso, fu condotta una serie di esperimenti dal suolo terrestre oa bordo di palloni stratosferici per misurare le anisotropie a piccole scale angolari. Il loro obiettivo principale è quello di stabilire la scala angolare del primo picco di pressione o picco acustico (apparso quando la densità dell'Universo primordiale ha subito grandi variazioni, causate da instabilità gravitazionali, che hanno indotto oscillazioni acustiche nel plasma.; Vedi sotto per maggiori dettagli) . Il primo picco sarebbe stato rilevato durante l' esperimento Toco , risultato confermato dagli studi BOOMERanG e MAXIMA . Un secondo picco sarebbe stato rilevato da altri esperimenti, compreso WMAP che ne conferma al di là di ogni dubbio l'esistenza (avrebbe rilevato anche il terzo picco).

Negli anni 2000 e 2010, sono stati effettuati diversi esperimenti per migliorare le misurazioni della polarizzazione gravitazionale e della risoluzione angolare, tra cui BICEP2 , BOOMERanG, DASI , il satellite Planck , QUaD , il South Pole Telescope , il telescopio cosmologico Atacama , il telescopio QUIET e WMAP .

Nel giugno 2001, la NASA ha lanciato in orbita una seconda missione di studio CMB, WMAP , con l'obiettivo di raccogliere misurazioni più precise delle anisotropie su larga scala. Pubblicate nel 2003, le prime misurazioni dello spettro di potenza angolare sono precise a meno di un grado, il che consente di eliminare diversi disturbi cosmologici. In generale, i risultati sono in accordo con la teoria dell'inflazione cosmica e altre teorie concorrenti. Anche se gli esperimenti a terra consentono di misurare le fluttuazioni, la loro risoluzione è inferiore perché "il calore dell'atmosfera terrestre crea un formidabile rumore parassitario" .

Nel maggio 2009, l' Agenzia spaziale europea ha lanciato il satellite Planck con l'obiettivo di migliorare la risoluzione di queste misurazioni; questa missione di studio proseguirà fino a ottobre 2013. Grazie ai radiometri a transistor HEMT (che possono operare fino a frequenze millimetriche e che sono sette volte più sensibili dei migliori transistor contemporanei) e bolometri sensibili alle bande di frequenza centrate su 100, 143, 217, 353 , 545 e 857  GHz , Planck può osservare la CMB con una risoluzione migliore di WMAP. I suoi strumenti erano stati precedentemente testati in Antartide presso il sito del Viper Telescope dove facevano parte dello strumento ACBAR - un esperimento che misurava le anisotropie a piccole scale angolari con una precisione ineguagliabile - e durante l'esperimento Archeops (lo strumento era montato in un pallone stratosferico).

Nel marzo 2013, il team responsabile del satellite Planck ha pubblicato mappe CMB, tra cui una sulle deviazioni della temperatura dalla media, un'altra sulla distribuzione di massa e una terza sulle "anomalie di temperatura" . Secondo questi modelli, l'Universo sarebbe un po 'più vecchio del valore comunemente accettato. La CMB sarebbe stata la sede di minuscole variazioni di temperatura quando l'Universo aveva 370.000 anni. Questi segni riflettono le increspature dell'Universo appena un miliardesimo di secondo. Le increspature sono la fonte della formazione delle grandi strutture della rete cosmica  : ammassi di galassie e materia oscura . Secondo questi modelli del 2013, l' Universo è composto dal 4,9% di materia ordinaria, dal 26,8% di materia oscura e dal 68,3% di energia oscura . Nel febbraio 2015, la missione Planck ha pubblicato nuovi risultati. Secondo questi, l'Universo ha 13,799 ± 0,021 miliardi di anni e la costante di Hubble è 67,74 ± 0,46  (km / s) / Mpc .

La missione Planck si è conclusa ufficialmente nel luglio 2018, non sono previste missioni di questa portata per il prossimo futuro e gli scienziati ritengono che non sia possibile raccogliere ulteriori informazioni rilevanti dai dati Planck . Tuttavia, gli scienziati stanno proseguendo alcune ricerche: misurazioni della polarizzazione elettromagnetica della CMB (che consentirebbe di trovare una firma dell'inflazione cosmica ) e analisi dell'influenza di grandi strutture cosmiche sulla temperatura della CMB e della sua polarizzazione elettromagnetica ( ciò che equivale a studiare gli effetti delle lenti gravitazionali ).

Caratteristiche

“[...] il segnale appare molto omogeneo in tutto il cielo. Gli esperti dicono che si comporta "isotropicamente". La sua intensità rimane costante, qualunque sia la direzione dello sguardo. Possiamo dedurre che trae la sua fonte dalle regioni più remote. Ci informa sul lontano passato del cosmo. Questa confusione extraterrestre non può avere alcuna origine locale o locale (Sistema Solare, Via Lattea ...). "

La ricerca ha stabilito che il fondo cosmico diffuso ha due "caratteristiche fisiche principali: proprietà termiche e isotropia  " . La CMB si presenta come un perfetto corpo nero entro i limiti della precisione degli strumenti di misura, qualunque sia la regione del cielo osservata. Tra il 1965 e il 1978, l'intensità della radiazione è stata misurata su più di una dozzina di lunghezze d'onda comprese tra 73,5 e 0,33 centimetri; "Ciascuna di queste misurazioni è in accordo con la distribuzione di Planck dell'energia in base alla lunghezza d'onda, a una temperatura compresa tra 2,7 e 3  Kelvin" . Se la temperatura assoluta viene determinata solo con una precisione dello 0,1%, la forma della CMB e la sua concordanza con quella di un corpo nero vengono determinate con una precisione molto maggiore grazie allo strumento FIRAS del satellite COBE .  ; lo strumento ha determinato questa temperatura nel modo più preciso: 2,728  ±  0,002  K , e ha quantificato l'assenza di differenza tra lo spettro osservato e quello di un corpo nero. Questa radiazione è di circa una parte per 100.000 isotropi La misurazione dello spettro elettromagnetico del CMB è la più accurata di tutti i corpi neri naturali conosciuti.

Il CMB contiene la maggior parte dell'energia radiante dell'Universo , che è circa 6 × 10 −5 della densità di energia dell'Universo. La densità di energia della CMB è di 0,25  eV / cm 3 (4,005 × 10 −14  J / m 3 ), mentre la sua densità di fotoni è di 400-500 fotoni / cm 3 .

Il CMB mostra una grande uniformità su larga scala, indipendentemente dalla direzione in cui viene osservato. Tuttavia, se osservato su piccola scala, mostra minime differenze di temperatura a seconda della direzione di osservazione, che vengono anche chiamate fluttuazioni o anisotropie della CMB. Dagli anni '90, la maggior parte della ricerca si è concentrata sulla caratterizzazione di queste anisotropie. Se sono causati dagli effetti della superficie di ultima diffusione , sono qualificati come "primari" (o "intrinseci"). Se sono causati dalle interazioni della radiazione con gas caldi o pozzi gravitazionali , le interazioni che avvengono dopo il contatto con l'ultima superficie di diffusione, ma prima che la radiazione raggiunga un osservatore, si dice che siano "secondarie".

Anisotropie primarie

“Ciò che rende la dipendenza direzionale della radiazione di fondo millimetrica un interessante argomento di studio è che l'intensità di questa radiazione non deve essere perfettamente isotropa. Possono esserci fluttuazioni di intensità accompagnate da piccole variazioni direzionali causate dalla natura "grumosa" dell'universo al momento in cui la radiazione è stata emessa, o da allora. " -  Steven Weinberg , 1978

La struttura delle anisotropie primarie della CMB è la conseguenza di due effetti, principalmente: oscillazioni acustiche dei barioni e smorzamento per diffusione . Le oscillazioni sono a loro volta la conseguenza delle interazioni tra fotoni e barioni nel plasma dell'Universo primordiale . La pressione esercitata dai fotoni tende ad eliminare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale fa sì che i barioni, che si muovono molto più lentamente, formino masse di densità variabile. Questi due effetti antagonistici creano oscillazioni acustiche, creando i picchi caratteristici del CMB. Questi picchi, grosso modo, si formano dove le oscillazioni acustiche risuonano , dove i fotoni si disaccoppiano quando la risonanza raggiunge un certo modo vibratorio.

La scala angolare del primo picco indica la curvatura dell'Universo (ma non la sua topologia ). Il picco successivo - il rapporto tra i picchi dispari e i picchi pari - determina la densità ridotta dei barioni . Il terzo picco può essere utilizzato per calcolare la densità della materia oscura . Le regioni in cui si trovano i picchi danno anche informazioni sulla natura della densità dei primi disturbi. Esistono due tipi di densità di disturbo: “  adiabatica  ” e “isocurvatura” (vedere l'articolo Fluttuazione della densità primordiale ). Una densità di disturbo generale è una miscela di questi due tipi. Le teorie che tentano di spiegare lo spettro di densità delle perturbazioni prime prevedono diverse miscele:

• densità di disturbo adiabatico: ogni tipo di particella ( barioni , fotoni, ecc.) fornisce la stessa densità di disturbo. Ad esempio, se in un punto la densità dei barioni è superiore dell'1% rispetto alla media dell'insieme, allora anche i fotoni portano l'1% in più, e lo stesso per i neutroni . L' inflazione cosmica predice che i disturbi primari sono adiabatici.
• densità di disturbo di isocurvatura: la somma delle densità di disturbo di ciascuna particella è zero. Se in un certo punto i barioni portano l'1% in più di energia rispetto alla media del tutto, che i fotoni portano anche la stessa energia aggiuntiva e che i neutrini portano il 2% in meno di energia, allora si tratta di disturbi di isocurvatura. Le stringhe cosmiche produrrebbero isocourbure di disturbi primari.

Lo spettro CMB distingue tra questi due tipi perché producono picchi in luoghi diversi. Le densità dei disturbi di isocurvatura producono picchi con scale angolari nei rapporti 1: 3: 5: ..., mentre le densità dei disturbi adiabatici producono picchi nei rapporti 1: 2: 3. Le osservazioni portano alla conclusione che le densità di disturbo primario sono interamente adiabatiche, il che è un forte argomento a favore dell'inflazione cosmica , eliminando così molti altri modelli.

La graduale scomparsa del plasma, durante il gonfiaggio cosmico, attenua lo smorzamento per diffusione mentre amplifica lo smorzamento senza collisione. Due fenomeni sono all'origine di questo secondo smorzamento:

• aumento del percorso libero medio dei fotoni poiché il plasma diventa scarso nell'Universo in espansione;
• profondità (o spessore) finita della superficie dell'ultimo scattering , che spiega il rapido aumento del percorso libero medio durante il disaccoppiamento, anche se lo scattering Compton continua.

Questi due fenomeni contribuiscono ugualmente alla soppressione delle anisotropie su piccola scala e danno luogo alla caratteristica di smorzamento delle anisotropie su scala angolare molto piccola.

Il disaccoppiamento di fotoni e barioni non è istantaneo, avviene quando l'Universo raggiunge una certa età; questo è il motivo per cui la profondità dell'ultima superficie di diffusione è finita. Un metodo per quantificare la durata del processo di disaccoppiamento si basa sulla funzione di visibilità dei fotoni (PVF). La funzione P ( t ) definisce la probabilità che un fotone si sia diffuso tra i tempi t e t + dt . Il massimo del PVF (cioè, quando un fotone CMB si è diffuso per l'ultima volta con la più alta probabilità) è noto con precisione. I risultati delle osservazioni WMAP consentono di calcolare il massimo di P ( t ) a 372.000 anni. Questa età viene regolarmente utilizzata come l'età in cui è stato addestrato il CMB. Tuttavia, il disaccoppiamento di fotoni e barioni non è stato istantaneo, quindi è necessario calcolare un intervallo di confidenza ragionevole. Il team WMAP ha calcolato che il PVF è maggiore della metà del suo valore massimo per 115.000 anni. Quindi il disaccoppiamento dura 115.000 anni e termina quando l'Universo raggiunge 487.000 anni.

Anisotropie tardive

“L'importanza della FDC è fondamentale. In primo luogo, la sua vera natura cosmologica fornisce indizi a favore dell'omogeneità e dell'isotropia dell'universo. E indica che quest'ultimo ha attraversato uno stato denso e caldo. Quindi, nel complesso, consente di confermare i modelli del big bang, rendendo inadatti i modelli concorrenti, o tentati. [...] Questa radiazione risale al tempo della ricombinazione, vale a dire un passato molto remoto. Ci informa quindi sulla fisica in atto in questo momento, sull'universo primordiale , in particolare sulle fluttuazioni presenti poi [...] Infine, interpreta il ruolo di una sorgente luminosa lontana davanti alla quale sono profilati tutti gli oggetti più vicino, più recente. L'interazione con questi oggetti astronomici [...] ne modifica localmente le proprietà. Quindi l'analisi di queste modifiche ci informa sull'universo tra la ricombinazione e il nostro tempo. " -  Lachièze-Rey e Gunzig , 1995

Fin dalla sua comparsa, i processi fisici hanno modificato la struttura del fondo diffuso; sono raggruppati insieme sotto il termine "anisotropie tardive" o "anisotropie secondarie". Quando i suoi fotoni iniziarono a viaggiare liberamente, la materia ordinaria era composta principalmente da atomi di idrogeno ed elio , entrambi elettricamente neutri. Tuttavia, le attuali osservazioni mostrano che la maggior parte dello spazio esterno è composta principalmente da materia ionizzata . Poiché gli atomi di idrogeno neutri non sono più così abbondanti, si deve concludere che un fenomeno ha alterato in modo significativo gli atomi di idrogeno: è la reionizzazione .

I fotoni dell'Universo primordiale erano diffusi da cariche elettriche libere, come gli elettroni. Nell'universo ionizzato, i raggi ultravioletti hanno rilasciato queste particelle da atomi neutri. Oggi, in tutto l'Universo, la densità delle particelle cariche è così bassa da non influenzare il fondo diffuso. Tuttavia, se il mezzo interstellare è stato ionizzato al tempo dell'Universo primordiale , quando era più denso, lo sfondo ha subito due effetti:

1. le piccole anisotropie sono state cancellate ( più o meno allo stesso modo in cui una nebbia offusca i dettagli degli oggetti che avvolge)
2. la fisica dei fotoni dispersi dagli elettroni induce anisotropie polarizzate su grandi scale angolari. Questa polarizzazione angolare è correlata al disturbo della temperatura del grandangolo.

Questi due effetti sono stati portati alla luce dalla Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (un osservatorio spaziale), che mostra che l'Universo è stato ionizzato in giovanissima età. Gli scienziati stanno ancora discutendo (negli anni 2010) l'origine di questo frettoloso processo di ionizzazione. Potrebbe essere alla luce delle primissime stelle ( popolazione III ), alla luce delle supernove quando hanno raggiunto la fine della loro vita, o alle radiazioni ionizzanti prodotte durante l'accrescimento dei buchi neri supermassicci .

Successivamente, la firma dello sfondo cosmico diffuso è stata influenzata da due effetti che si sono verificati tra la ricombinazione e le osservazioni contemporanee: l' effetto Sunyaev-Zel'dovich (elettroni molto energetici diffondono la luce, trasmettendo parte della loro energia ai fotoni diffusi) e il Sachs-Wolfe effetto (un campo gravitazionale fa sì che i fotoni diffusi si spostino verso il rosso o il blu ).

Polarizzazione delle onde gravitazionali ed effetti gravitazionali

"Il background cosmologico diffuso è un elemento essenziale della cosmologia teorica e osservativa, uno dei fondamenti dei modelli del big bang [...] È infatti la sua scoperta [...] che ha portato, alla fine degli anni '60, adesione molto ampia a questi modelli, la cui idea risale tuttavia a Georges Lemaître nel 1931 [...] Come si sono formate, ad esempio, le galassie e le altre strutture cosmiche che osserviamo oggi? Si è scoperto che le proprietà della radiazione cosmica diffusa erano abbastanza cruciali per questa domanda fondamentale. " -  Lachièze-Rey e Gunzig , 1995

Poiché l' Universo primordiale è opaco fino alla ricombinazione , in teoria è inutile cercare lì informazioni di natura elettromagnetica. Tuttavia, gli scienziati hanno ipotizzato sulla possibilità di polarizzazione elettromagnetica. Le misurazioni confermano che nell'infrarosso lo spettro elettromagnetico di CMB non mostra alcuna polarizzazione. Tuttavia, è sensibile alla gravità.

La Relatività Generale di Albert Einstein utilizza le tecniche del calcolo tensoriale per studiare le onde gravitazionali (OG). Un'onda elettromagnetica (OE) è la sede di due campi: magnetico (rappresentato dal vettore ) ed elettrico (rappresentato dal vettore ). Poiché gli OG, come gli OE, sono suscettibili alla polarizzazione, gli scienziati hanno creato quantità tensoriali associate agli OG, che hanno chiamato per analogia "modalità B" ed "modalità E". Negli EO, i campi magnetici ed elettrici oscillano secondo determinati schemi (lineari, circolari o ellittici); nell'OG sono i modi B ed E che oscillano. B→{\ displaystyle {\ vec {B}}}E→{\ displaystyle {\ vec {E}}}

Per quanto riguarda gli effetti gravitazionali sull'osservazione della CMB elettromagnetica, il Degree Angular Scale Interferometer (DASI) ha rilevato per la prima volta, nel 2002, la polarizzazione gravitazionale della CMB, una conseguenza naturale dello scattering di Thomson in un plasma eterogeneo. Il Cosmic Background Imager (CBI) conferma l'esistenza dei modi E di polarizzazione gravitazionale. Queste misurazioni dimostrano che la geometria dell'Universo è quasi piatta (cioè quasi euclidea ), piuttosto che curva (che quindi obbedirebbe alle leggi della geometria Riemanniana , per esempio). Ci permettono di concludere che non ci sono stringhe cosmiche come componenti principali della struttura cosmica e suggeriscono che l'inflazione cosmica spiega meglio la formazione di questa struttura.

Nella CMB, il rilevamento delle modalità B è estremamente difficile, perché il grado di inquinamento è sconosciuto e lenti gravitazionali deboli mescolano le modalità E (che hanno una firma forte) con le modalità B (che hanno una firma debole). I modi B sono causati dall'influenza delle lenti gravitazionali sui modi E e dalle onde gravitazionali derivanti dall'inflazione cosmica. I cosmologi prevedono due tipi di modi B. Il primo appare durante l'inflazione cosmica, poco dopo il Big Bang , mentre il secondo è la conseguenza delle lenti gravitazionali apparse in seguito. Le onde gravitazionali primarie, apparse nell'Universo primordiale, potevano essere osservate nella polarizzazione della CMB. I modelli di inflazione cosmica predicono la loro esistenza; la loro scoperta quindi supporta questa teoria (la loro intensità consentirà di separare questi modelli). Sono la conseguenza di tre fenomeni: l'inflazione dello spazio stesso, il nuovo riscaldamento dopo l'inflazione e una turbolenta miscela di fluidi di materia e radiazione. La polarizzazione B-mode è stata osservata anche nell'ottobre 2013 dal South Pole Telescope e dall'Herschel Space Telescope , il che è confermato dallo studio dei dati (2015) dal satellite Planck . Queste misurazioni potrebbero aiutare a verificare le teorie sull'origine dell'Universo. Nell'ottobre 2014, il team di esperimenti POLARBEAR ha pubblicato uno studio sulle modalità B a 150  GHz . Riferendo un livello di confidenza del 97,2%, afferma che sono di origine cosmologica (e non una conseguenza della polvere interstellare ).

Dipolo di temperatura

“Le sue caratteristiche permettono di ripercorrere la storia dei primi momenti dell'Universo, sconvolti dalle reazioni nucleari che, in un quarto d'ora, hanno trasformato il 25% della materia in elio. " -  J. Heidmann , 1968

Osservazioni della CMB dal satellite COBE

Le misurazioni sono inquinate da effetti locali che mascherano le strutture fini del fondo cosmico diffuso. L'influenza più significativa proviene dal dipolo della temperatura, un effetto causato dalle razze della Terra e del Sistema Solare nello spazio. Queste misurazioni sono anche inquinate dalle emissioni di microonde tra l'altro dal piano galattico , inquinamento che deve essere pulito per rivelare la struttura della CMB. Inoltre, le emissioni elettromagnetiche delle galassie e delle nebulose devono essere sottratte, rendendo le mappe CMB incomplete. La prima immagine, il risultato delle osservazioni del satellite COBE , mostra il dipolo della temperatura (dovuto agli spostamenti sia rosso che blu) e parte delle stelle della Via Lattea. Nella seconda immagine viene rimosso l'effetto dipolo, ma è ancora presente l'effetto delle stelle della Via Lattea , che appare come una fascia luminosa nel cielo della Terra. L'ultima immagine mostra la CMB quando vengono rimossi gli effetti del dipolo e delle stelle della Via Lattea. Una volta pulite, queste misurazioni consentono di produrre mappe che mostrano lo spettro di potenza angolare. Gli scienziati usano i computer e la trasformata di Fourier per crearli, scomponendo queste mappe celesti in armoniche sferiche . Il risultato, ottenuto applicando il metodo Monte-Carlo per catene di Markov , consente di restringere diversi parametri cosmologici.

A causa dell'andamento della Terra nel Sistema Solare , e più in generale dello spostamento di quest'ultimo rispetto alla superficie di emissione della CMB, la temperatura del fondo diffuso cosmologico mostra una variazione secondo la direzione. Questi spostamenti creano quindi, per effetto Doppler , sia uno spostamento del blu nella direzione dello spostamento che uno spostamento del rosso nella direzione opposta. Questo dipolo di temperatura altera le letture del CMB. L'effetto Doppler consente di calcolare una velocità da questa differenza di temperatura. Il Gruppo Locale (in cui si trova la Via Lattea ) si muove alla velocità di 627  ±  22  km / s rispetto alla stessa CMB (che è quindi considerata come un quadro di riferimento cosmologico) nella direzione della longitudine galattica l = 276  ±  3 ° , b = 30  ±  3 ° .

Altre anomalie

“Così la superficie dell'ultima diffusione costituisce, di gran lunga, il sistema più esteso, più distante e più omogeneo che conosciamo, più dell'insieme di tutte le galassie o di tutti i quasar conosciuti. [...] Questa superficie rappresenta la materia più antica che possiamo esplorare (questo è l'interesse principale di [CMB]). Costituisce l'oggetto di più ampia dimensione possibile accessibile alle nostre osservazioni. [... la CMB] costituisce un sistema cinematico di riferimento migliore delle stelle lontane; anche meglio delle galassie o quasar più lontane. [...] Quest'ultima superficie di dispersione, la più grande regione osservabile dell'Universo, ci offre anche la migliore possibilità di testare l'omogeneità dell'Universo. " -  Lachièze-Rey e Gunzig , 1995

Poiché i dati WMAP sono più precisi rispetto ai dati precedenti, i ricercatori hanno sostenuto che la CMB mostra anomalie, sia che si tratti di un allineamento inspiegabile di poli elettromagnetici, anomalie su larga scala o di una distribuzione non gaussiana . Storicamente, gli scienziati favoriscono la decomposizione delle anisotropie in armoniche sferiche . "I termini di ordine più basso in questa espansione modale, il dipolo ( l = 1) e il quadrupolo ( l = 2), sono trattati separatamente" perché il primo è stato rilevato per primo ed è significativamente più intenso degli altri poli; entrambi sono una conseguenza dell'effetto Doppler dovuto all'andamento del Sistema Solare rispetto alla CMB. Nella direzione del movimento della Terra , che provoca uno spostamento verso il blu , appare il dipolo; il quadrupolo, conseguenza di un effetto relativistico, è 100 volte meno intenso.

Una lunga polemica riguarda i poli elettromagnetici. Non appena è stata pubblicata una mappa CMB utilizzando i dati COBE , i ricercatori hanno notato che il quadrupolo elettromagnetico ( l = 2 nelle armoniche sferiche ) mostra un'ampiezza bassa, rispetto alle previsioni del modello Big Bang . Inoltre, il quadrupolo elettromagnetico e l'ottupolo ( l = 3) sembrano inspiegabilmente allineati tra loro, con il piano dell'eclittica e con gli equinozi . Dopo un'attenta analisi dei calcoli, i ricercatori affermano che l'allineamento sarebbe inferiore, di circa il 5%. Diversi gruppi di ricercatori hanno suggerito che l'allineamento potrebbe essere la firma di una nuova fisica che si applica su scala, che altri gruppi rifiutano citando errori sistematici nei dati. A causa degli effetti locali e della varianza cosmica (incertezza statistica nelle osservazioni dell'Universo a distanze molto grandi), le misurazioni su larga scala non saranno mai migliori delle misurazioni angolari piccole. Ulteriori analisi mostrano che le misurazioni nella banda di frequenza delle microonde sono sensibili all'inquinamento elettromagnetico dovuto a bremsstrahlung , radiazione di sincrotrone e polvere cosmica  ; sono anche contaminati da errori a causa delle incertezze sperimentali sul monopolo elettromagnetico e sul dipolo elettromagnetico. Un'analisi bayesiana completa dello spettro di potenza, dalle misurazioni WMAP, supporta la previsione del quadrupolo dal modello ΛCDM , mentre l'ottupolo osservato non è considerato significativo. Pubblicate nel 2013, le osservazioni del team satellitare Planck , che trasportava strumenti molto più sensibili del WMAP , hanno riportato la stessa anomalia per quanto riguarda l'allineamento. Devono quindi essere esclusi gli errori dello strumento (ma non la contaminazione in primo piano). Il capo scientifico del team WMAP, Charles Bennett , ha suggerito una coincidenza: “Penso che ci sia un effetto psicologico; le persone vogliono trovare cose insolite ” .

Osservazioni amatoriali

Douglas Scott, un astronomo presso l' Università della British Columbia , ha suggerito nel 2001 che in assenza di un canale over-the-air, i televisori analogici visualizzano un intenso rumore monocromatico, "neve", composto in un tono. Bassa percentuale - dell'ordine dell'uno percento - dei segnali dal fondo diffuso. Il dispositivo cattura i fotoni dall'ultima superficie dispersa e ne crea una rappresentazione visiva. Anche se ampiamente utilizzata, questa idea solleva interrogativi e nel 2016 Leonard Burtscher, allora ricercatore presso il Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics , ha valutato la possibilità della sua implementazione. Determina che il rumore di fondo diffuso ricevuto da un normale televisore è circa 200.000 volte meno potente del suo rumore intrinseco, rendendo la possibilità di "vederlo" molto speculativa. Ma anche se è molto debole, i dilettanti con mezzi limitati si sono imbarcati nella misurazione della potenza del fondo cosmico diffuso. Nel 2008, due astronomi dilettanti hanno costruito un radiometro sulla base di un'antenna di ricezione televisiva satellitare di un metro di diametro protetta dalle radiazioni parassite da uno schermo in foglio di alluminio. Il loro sistema è calibrato con l'acqua, che non li impedisce di trovare uno sfondo diffusa della temperatura tra 3,6  K e 4,5  K . Con lo stesso obiettivo e utilizzando solo pezzi di seconda mano poco costosi, Jack Gelfand presenta nel 2017 un radiometro dotato di un'antenna a tromba con una lunghezza di 23  cm e un LNB normalmente destinato alla ricezione televisiva via satellite. Sua calibrazione in azoto liquido permette di valutare la temperatura radiazione di fondo a 3,9  K .

Sfondo cosmologico diffuso e Big Bang

“La cosa più importante che la scoperta finale nel 1965 del background di 3 gradi Kelvin [ sic ] è stata quella di costringerci a prendere sul serio l'idea che ci fosse davvero un inizio dell'universo. " -  Steven Weinberg , 1978

Alla fine degli anni '40, Alpher e Herman concludono che se ci fosse stato un Big Bang, l' espansione dell'Universo avrebbe diluito l'energia del plasma, abbassando la temperatura della radiazione dal plasma per portarla nella regione delle microonde del spettro elettromagnetico , che corrisponde ad una temperatura di circa 5  K . La loro stima è leggermente sbagliata, ma hanno fatto le giuste ipotesi. Anche se avevano predetto l'esistenza della CMB, solo 15 anni dopo Penzias e Wilson scoprirono accidentalmente il fondo cosmico a microonde.

La scoperta della CMB negli anni '60 ha causato una perdita di interesse per tutti i modelli alternativi , come la teoria dello stato stazionario (o teoria della creazione continua). La CMB e la legge di Hubble-Lemaître (tradotta come “volo da galassie lontane” ) costituiscono infatti due importanti prove a favore della teoria del Big Bang , che è, grazie alle osservazioni della CMB, il miglior modello cosmologico standard nel 2005.

La CMB fornisce un'istantanea dell'Universo quando, secondo il Cosmological Standard Model, la sua temperatura è scesa abbastanza da consentire a elettroni e protoni di formare atomi di idrogeno , rendendo l'Universo quasi trasparente alla radiazione, perché i fotoni non sono più diffusi dagli elettroni liberi. Quando la CMB è apparso 380.000 anni dopo il Big Bang - tempo chiamato periodo "l'ultima volta trasmissione" di ricombinazione o periodo di disaccoppiamento - la temperatura dell'universo è di circa 3000  K . Corrisponde ad un'energia di circa 0,26  eV , che è significativamente inferiore all'energia di ionizzazione dell'idrogeno: 13,6  eV (i fotoni quindi non possono modificare in modo apprezzabile lo stato energetico degli atomi. Idrogeno).

Secondo il modello del Big Bang , l'inflazione cosmica prevede che circa 10-37  secondi dopo la sua nascita, l' Universo crescerà in modo esponenziale , un periodo che elimina quasi tutte le irregolarità. Le fluttuazioni quantistiche del inflatone (ipotetica fonte di inflazione esponenziale) sono la causa delle restanti irregolarità. Prima della creazione di stelle e pianeti , l'Universo era più piccolo, molto più caldo e pieno di un bagliore uniforme, prodotto da un plasma bianco, luogo di reazioni tra fotoni , elettroni e barioni . Durante l' espansione dell'Universo , il raffreddamento adiabatico riduce la densità di energia del plasma ad una temperatura favorevole al raggruppamento di elettroni e protoni , momento in cui si forma l' idrogeno atomico. Questa ricombinazione inizia quando la temperatura raggiunge i 4000  K o si avvicina ai 3000  K  ; l'Universo ha allora circa 379.000 anni. I fotoni non reagendo con questi atomi elettricamente neutri, iniziano a propagarsi nell'Universo senza diffondersi , inizio del disaccoppiamento della radiazione (momento in cui la materia ed i fotoni cessano di essere in equilibrio termico ).

La temperatura del colore di tutti i fotoni disaccoppiati è diminuita continuamente da quel momento; oggi ha raggiunto 2,726 0  ±  0,001 3  K . Continua a diminuire, poiché la dimensione dell'Universo continua ad aumentare. Si è quindi equivalente a quella di un corpo nero a bassissime temperature  : 2.726  K . Secondo il paradigma del Big Bang , la radiazione attuale proviene dall'ultima superficie di diffusione . Questa origine sarebbe costituita da tutti i punti sulla superficie del plasma primitivo dove si è manifestato il disaccoppiamento, e sarebbe quindi il luogo da cui provengono i fotoni CMB rilevati oggi dagli strumenti di osservazione.

Dalla ricombinazione, la temperatura del CMB è stata divisa per circa 1.100, a causa dell'espansione dell'Universo . Durante questo, i fotoni del CMB sono stati spostati verso il rosso , che ha ridotto il loro livello di energia. La loro temperatura media è inversamente proporzionale al fattore di scala , parametro che descrive l'espansione temporale dell'Universo. Se l'Universo continua ad espandersi, lo sfondo diffuso cosmologico continuerà a spostarsi verso il rosso fino al punto di non essere più rilevabile, perché il suo spettro sarà superato sia dagli spettri di emissione delle stelle che da altre radiazioni di fondo che ci si aspetta essere osservato in un futuro molto lontano.

Le minuscole differenze di temperatura della CMB indicano che "lo spazio cosmico è piatto" o anche che "lo spazio cosmico ha curvatura zero! (Quasi zero, salvo incertezze osservative) ” . Nel 2008, i ricercatori, sulla base dello studio delle armoniche sferiche del CMB, avanzano che l' Universo non sarebbe euclideo e infinito, sarebbe piuttosto uno spazio dodecaedrico di Poincaré . Secondo il cosmologo Joseph Silk , il CMB costituisce un "deposito cosmico" che può essere utilizzato per convalidare il principio di Mach . Nel 2019 tre astrofisici, analizzando in modo diverso i dati sulla CMB trasmessi dal satellite Planck , suggeriscono che l'Universo sarebbe curvo; la loro conclusione, tuttavia, è accolta con riserva o respinta perché questi dati mostrano fluttuazioni statistiche. I tre ricercatori osservano anche variazioni di colore statisticamente significative "quando confrontano piccole regioni del cielo e quando confrontano grandi regioni" secondo un modello del Flat Universe. Se fosse curvo, queste variazioni non apparirebbero. Tuttavia, il loro modello di universo curvo non elimina il problema del valore della costante di Hubble .

Nella cultura

L'artista canadese Nicolas Baier ha prodotto La Pouponnière , un fotomontaggio che mostra una versione dello sfondo cosmico diffuso.

Nella serie di fantascienza Stargate Universe , la nave Fate viene lanciata da una razza aliena per trovare frammenti della struttura dello sfondo cosmico diffuso nel tentativo di ricostruire il modello originale.

Note e riferimenti

(it) Questo articolo è parzialmente o interamente tratto dalla pagina di Wikipedia in inglese intitolata "  Cosmic microonda background  " ( vedere l'elenco degli autori ) .

Citazioni originali

1. (en) "  Con la formula E = σT 4 la temperatura effettiva corrispondente a questa densità è 3º.18 assoluta  "
2. (in) "  può essere calcolato que la 'temperatura di rotazione' di spazio interstellare è 2 K .  "
3. (in) "  la temperatura effettiva assoluta della trasmissione radio in background ... è 4 ± 3 K  "
4. (in) "  delinea la varianza cosmica sul modello  "
5. (it) "  Penso che ci sia un po 'di effetto psicologico; le persone vogliono trovare cose insolite.  "
6. (in) "  ora dell'ultima dispersione  "
7. (in) "  Quando confrontano piccole regioni del cielo e Quando confrontano aree ampie  "

Appunti

1. Per distinguerlo da altri fondi diffusi, come i fondi infrarossi diffusi, radio, raggi X, gravitazionali e neutrini .
2. In elettronica, la temperatura del rumore è proporzionale alla frequenza del rumore elettronico.
3. Silk 1997 , p.  175, scrive "... si può quasi pensare alle fluttuazioni come onde di pressione (o onde sonore)" .
4. Per confronto, la missione WMAP ha restituito il 4,6% di materia ordinaria, il 22,7% di materia oscura e il 72,8% di energia oscura ( Drissen 2011 , p.  245).
5. Il termine "varianza cosmica" denota incertezza statistica nelle osservazioni dell'Universo a distanze molto grandi. Questa incertezza deriva dall'incapacità per i cosmologi di confrontare i loro risultati con un altro campione, poiché c'è solo una regione che possono studiare, di un singolo universo .
6. La Terra si sta muovendo a una velocità di circa 600  km / s . La distribuzione della temperatura del cielo obbedisce alla legge dell'effetto Doppler, che è espressa approssimativamente per questa velocità da: T(θ)≈T0[1+vcos⁡θ+v22cos⁡2θ]{\ displaystyle T (\ theta) \ approx T_ {0} [1 + v \ cos {\ theta} + {\ frac {v ^ {2}} {2}} \ cos {2 \ theta}]} dov'è l'angolo tra la direzione di osservazione e quella della velocità della Terra. La componente in (la Terra si sta dirigendo verso la superficie di ultima diffusione) corrisponde al dipolo, mentre la componente in (la velocità radiale della Terra rispetto alla superficie di ultima diffusione) corrisponde al quadrupolo ( Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , pagg.  193-194).θ{\ displaystyle \ theta}cos⁡θ{\ displaystyle \ cos {\ theta}}cos⁡2θ{\ displaystyle \ cos {2 \ theta}}
7. fisico Steven Weinberg indica già nel 1978 che è già il miglior modello ( Weinberg 1978 , p.  14).
8. La costante di Hubble calcolata dalle osservazioni del Big Bang differisce dalla costante di Hubble calcolata dalle osservazioni di supernova .

Riferimenti

1. Weinberg 1978 , p.  65.
2. The Three-Body Problem [“ 三 体 ”] ( tradotto  dal cinese da Gwennaël Gaffric), Actes Sud , coll.  "  Exofictions  ",2016( ISBN  978-2-330-07074-8 ) , p.  127 A p. 425, il traduttore ringrazia Lin Chieh-an, "dottore in astrofisica" , per "le sue preziose correzioni e suggerimenti"
3. Weinberg 1978 , quarta di copertina.
4. Barrow 1996 , p.  67.
5. Olivier Dore, Studies around the anisotropies of the cosmological black body and galaxy clusters , Paris Institute of Astrophysics,2001( presentazione online , leggi online [PDF] ) (tesi di dottorato).
6. Weinberg 1978 , p.  18.
7. Traduzione di "  afterglow of the big bang  " in (in) EditorDavid, "  To Explain Away Dark Matter, Gravity Should Be Really Weird  " su slashdot.org ,20 novembre 2020
8. Traduzione di "  debole bagliore del Big Bang  " (in) Davide Castelvecchi, "  Big Bang telescope finale segna la fine di un'era nella cosmologia  " , Nature , vol.  559,2018, p.  455-456 ( DOI  10.1038 / d41586-018-05788-5 , leggi in linea ).
9. Weinberg 1978 , p.  141.
10. Weinberg 1978 , p.  10.
11. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , quarta di copertina.
12. Jesse Rogerson, "  Perforating the Microwave Cosmic Diffuse Background  " , Ingenium Network,2017.
13. Aurélien Barrau (astrofisico), "  Tre ipotesi per un Big Bang  ", Le Monde diplomatique ,febbraio 2012( leggi online ).
14. "  La radiazione fossile del cosmo  " , CNRS,18 marzo 2010.
15. Weinberg 1978 , p.  16.
16. Drissen 2011 , p.  242.
17. Weinberg 1978 , p.  99.
18. Reeves 1988 , pag.  308.
19. Traduzione di "  luce residua dal Big Bang  " in (in) "  Liz George  " , MIT Media Lab,2018.
20. Clegg 2017 , p.  138.
21. Weinberg 1978 , p.  93.
22. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , frontespizio.
23. "  Planck fornisce le sue misure della polarizzazione della radiazione di fondo cosmologica  " , Institut d'Astrophysique de Paris,febbraio 2015.
24. Clegg 2017 , p.  133.
25. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , Prefazione .
26. "  Sfondo cosmologico diffuso: e l'universo si accenderà  " , France Culture,23 maggio 2017.
27. "  Una collezione presentata da Hubert Reeves  ", Science & Vie , n o  1228,gennaio 2020, p.  68
28. Bojowald 2013 , p.  155.
29. Raymond A. Serway ( tradotto da  Robert Morin e Céline Temblay), Physique III: Optique et physique moderne [ “Fisica per scienziati e ingegneri / fisica moderna”], Laval (Quebec), edizioni Études Vivantes,1992, 3 e  ed. , 776  p. ( ISBN  2-7607-0542-0 , presentazione in linea ) , p.  686
30. Reeves 1994 , pag.  134.
31. Traduzione di "  radiazione reliquia  " in (in) Rennan Barkana e Abraham Loeb, The Physics and Early History of the Intergalactic Medium , ArXiv,2007( leggi online [PDF] ).
32. "  Radiazione fossile  " , Futura Sciences,2018.
33. Heidmann 1968 , p.  117.
34. Reeves 1994 , p.  120.
35. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  3.
36. (in) "  Cosmic Microwave Background [1 record]  " , Termium,gennaio 2018.
37. (it) Douglas Scott, "  Frequently Asked Questions  " , astronomia e astrofisica presso l'Università della British Columbia,2001.
38. "  (Richiesta di traduzione)  " , Google,2018.
39. (in) "  (traduzione di Request)  " , DeepL,gennaio 2018(nella finestra di dialogo a sinistra, scrivi "  Cosmic Microwave Background  ").
40. (in) "  (Cerca)" CMB "Cosmic Microwave Background" "  " , Google Scholar,30 gennaio 2018.
41. C.-É. Guillaume, "  La temperatura dello spazio  ", La Nature , n .  1214,1896 Citato in AKT Assis e MCD Neves, "  Storia della temperatura di 2,7 K prima di Penzias e Wilson  ", Apeiron , vol.  2 n o  3,Luglio 1995, p.  80 ( leggi online [PDF] ).
42. (in) "  La costituzione interna delle stelle  " , Science , vol.  66, n .  169922 luglio 1927, p.  82 ( DOI  10.1126 / science.66.1699.81-a ) Citato in AKT Assis e MCD Neves, "  Storia della temperatura di 2,7 K prima di Penzias e Wilson  ", Apeiron , vol.  2 n o  3,Luglio 1995, p.  80 ( leggi online [PDF] ).
43. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  86-87.
44. (in) H. Kragh , Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe , Princeton University Press ,1999( ISBN  0-691-00546-X , leggi online ) , p.  135.
45. (in) Robert H. Dicke , Robert Beringer , Robert L. Kyhl e AB Vane , "  Misure di assorbimento atmosferico con un radiometro a microonde  " , Physical Review , vol.  70, senza ossa  5-6,1946, p.  340–348 ( DOI  10.1103 / PhysRev.70.340 , codice  bib 1946PhRv ... 70..340D ).
46. Hladik 2017 , p.  144.
47. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  25-26.
48. Roman Ikonicoff, "  Study Confirms Universe Has No Preferred Direction  ", Science & Vie ,1 ° ottobre 2016( leggi online ).
49. Hladik 2017 , p.  135.
50. Hladik 2017 , p.  133-134.
51. Dominique Lambert, "  L'ipotesi dell'atomo primitivo  ", Pour la science - Les Génies de la science , n o  30, febbraio - aprile 2007 ( leggi online ).
52. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  1.
53. (in) G. Gamow , "  L'origine degli elementi e la separazione delle galassie  " , Physical Review , vol.  74, n o  4,1948, p.  505–506 ( DOI  10.1103 / PhysRev.74.505.2 , codice  bib 1948PhRv ... 74..505G ).
54. (in) G. Gamow , "  The Evolution of the Universe  " , Nature , vol.  162, n o  4122,1948, p.  680–682 ( PMID  18893719 , DOI  10.1038 / 162680a0 , Bibcode  1948Natur.162..680G ).
55. (in) RA Alpher e RC Herman , "  Sull'abbondanza relativa degli elementi  " , Physical Review , vol.  74, n o  12,1948, p.  1737–1742 ( DOI  10.1103 / PhysRev.74.1737 , Bibcode  1948PhRv ... 74.1737A ).
56. Weinberg 1978 , p.  146-147.
57. (in) AKT Assis e MCD Neves, "  Storia della temperatura di 2,7 K prima di Penzias e Wilson  " , Apeiron , vol.  2 n o  3,Luglio 1995, p.  79-87 ( leggi online [PDF] ).
58. (in) EL Wright , "  Eddington's Temperature of Space  " , UCLA,2006(visitato l'11 dicembre 2008 ) .
59. (in) A. McKellar , "  Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space  " , Pubblicazioni del Dominion Astrophysical Observatory , Vancouver, BC, Canada, vol.  7, n o  6,1941, p.  251–272 ( codice  bib 1941PDAO .... 7..251P ).
60. Reeves 1994 , p.  131-132.
61. (in) H. Kragh , Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe , Princeton University Press ,1999( leggi in linea ) , p.  343.
62. Reeves 1994 , p.  132.
63. (ru) TA Shmaonov , "  Commentary  " , Pribory i Tekhnika Experimenta , vol.  1,1957, p.  83 ( DOI  10.1016 / S0890-5096 (06) 60772-3 ).
64. (in) PD Naselsky DI Novikov e ID Novikov , The Physics of the Cosmic Microwave Background ,2006( ISBN  0-521-85550-0 , leggi online ).
65. (in) AA Penzias , "  The Origin of Elements  " , Nobel read , Nobel Foundation ,2006(visitato il 4 ottobre 2006 ) .
66. (in) RH Dicke , "  The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies  " , Review of Scientific Instruments , vol.  17, n o  7,1946, p.  268-275 ( PMID  20991753 , DOI  10.1063 / 1.1770483 , Bibcode  1946RScI ... 17..268D ).
67. (en) “  per la loro scoperta della radiazione cosmica di radiazione di fondo  ” in Redazione, “  Il Premio Nobel per la Fisica 1978  ”, Fondazione Nobel , 2010. Accessed 20 giugno 2010.
68. (in) RH Dicke , "  Cosmic Black-Body Radiation  " , Astrophysical Journal , vol.  142,1965, p.  414–419 ( DOI  10.1086 / 148306 , codice  Bib 1965 ApJ ... 142..414D ).
69. (in) PJ E Peebles , Principles of Physical Cosmology , Princeton University Press ,1993, 139–148  p. ( ISBN  0-691-01933-9 ).
70. (in) AA Penzias e RW Wilson , "  A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc / s  " , The Astrophysical Journal , vol.  142, n o  1,1965, p.  419–421 ( DOI  10.1086 / 148307 , codice  Bib 1965 ApJ ... 142..419P ).
71. (in) Smoot Group, "  The Cosmic Microwave Background Radiation  " , Lawrence Berkeley Lab,28 marzo 1996(visitato l'11 dicembre 2008 ) .
72. Reeves 1988 , p.  56-57.
73. Heidmann 1968 , p.  123.
74. (in) Douglas Scott, "  The Cosmic Microwave Background  " , Astronomy and Astrophysics presso l'Università della British Columbia,2001. "  [...] qualsiasi tentativo di interpretare l'origine della CMB come dovuta a fenomeni astrofisici attuali (es. stelle, polvere, radio galassie, ecc.) non è più credibile.  " .
75. (it) JV Narlikar e NC Wickramasinghe , "  Microwave Background in a Steady State Universe  " , Nature , vol.  216, n .  51101967, p.  43–44 ( DOI  10.1038 / 216043a0 , codice  Bib 1967Natur.216 ... 43N ).
76. (in) PJE Peebles , "  The case for the relativistic hot big bang cosmology  " , Nature , vol.  352, n o  6338,1991, p.  769–776 ( DOI  10.1038 / 352769a0 , Bibcode  1991Natur.352..769P ).
77. (in) ER Harrison , "  Fluttuazioni alla soglia della cosmologia classica  " , Physical Review D , vol.  1, n o  10,1970, p.  2726–2730 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.1.2726 , Bibcode  1970PhRvD ... 1.2726H ).
78. (in) PJE Peebles e JT Yu , "  Primeval Adiabatic perturbation in an Expanding Universe  " , Astrophysical Journal , vol.  162,1970, p.  815–836 ( DOI  10.1086 / 150713 , codice  Bib 1970ApJ ... 162..815P ).
79. (in) YB Zeldovich , "  Un'ipotesi, unificante la struttura e l'entropia dell'Universo  " , Avvisi mensili della Royal Astronomical Society , vol.  160, nn .  7–8,1972, p.  1P - 4P ( DOI  10.1016 / S0026-0576 (07) 80178-4 ).
80. (in) AG Doroshkevich, YB Zel'dovich e RA Syunyaev (1978) "Fluttuazioni della radiazione di fondo a microonde nelle teorie adiabatiche ed entropiche della formazione galattica" La struttura su larga scala dell'universo; Atti del Simposio : 393–404 p., Tallinn, SSR estone: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co ..  Sebbene questo sia il primo articolo a presentare uno studio dettagliato dell'impronta digitale della densità osservabile delle disomogeneità come anisotropie del CMB, alcuni lavori preliminari erano già stati fatti da Peebles e Yu 1970 .
81. (in) GF Smooth , "  Struttura nelle mappe del primo anno del radiometro differenziale a microonde COBE  " , Astrophysical Journal Letters , vol.  396, n o  1, 1992, p.  L1 - L5 ( DOI  10.1086 / 186504 , Bibcode  1992ApJ ... 396L ... 1S ).
82. (in) CL Bennett , "  Osservazioni di fondo a microonde cosmiche COBE DMR quadriennali: mappe e risultati di base  " , Astrophysical Journal Letters , vol.  464,1996, p.  L1 - L4 ( DOI  10.1086 / 310075 , codice  Bib 1996ApJ ... 464L ... 1B , arXiv  astro-ph / 9601067 ).
83. (in) "  per la loro scoperta della forma corpo nero e anisotropia della radiazione cosmica di radiazione di fondo  " in Redazione, "  Il Premio Nobel per la Fisica nel 2006  ," Fondazione Nobel , 2010. Richiamato sopra 1 ° luglio 2010.
84. Sarah Sermondadaz, “  Domanda della settimana: perché lo sfondo cosmologico è mostrato come una mappa ovale?  " , Science & Avenir,5 gennaio 2018
85. Drissen 2011 , p.  245.
86. Clegg 2017 , p.  133.
87. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  31.
88. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  91.
89. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  91-92.
90. (in) "  Posizioni e dimensioni degli oggetti cosmici  " , Libro spaziale - Osservatorio di Las Cumbres,2018.
91. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  159, 184 e 169.
92. Ad esempio, Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  149-151, 169-181 e 185-190 discutono dozzine di esperimenti condotti a questo scopo.
93. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  145-146.
94. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  146.
95. (in) "  Gli scienziati della NASA e del COBE vincono il Top Cosmology Prize  " , NASA,15 agosto 2006.
96. (in) "  A Brief History of Background Radiation  " , NASA,2018.
97. (en) C. Grupen , Astroparticle Physics , Springer ,2005, 240–241  p. ( ISBN  3-540-25312-2 ).
98. (in) AD Miller , "  A Measurement of the Angular Spectrum Power of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes  " , Astrophysical Journal , vol.  521, n o  21999, p.  L79 - L82 ( DOI  10.1086 / 312197 , Bibcode  1999ApJ ... 521L..79T , arXiv  astro-ph / 9905100 ).
99. (in) A. Melchiorri , "  A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang  " , The Astrophysical Journal Letters , vol.  536, n °  22000, p.  L63 - L66 ( DOI  10.1086 / 312744 , Bibcode  2000ApJ ... 536L..63M , arXiv  astro-ph / 9911445 ).
100. (in) S. Hanany , "  MAXIMA-1: Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy is Angular Scales of 10'-5 °  " , Astrophysical Journal , vol.  545, n o  1,2000, p.  L5 - L9 ( DOI  10.1086 / 317322 , codice  bib 2000ApJ ... 545L ... 5H , arXiv  astro-ph / 0005123 ).
101. (it) G. Hinshaw , (collaborazione WMAP), CL Bennett , R. Bean , O. Doré , MR Greason , M. Halpern , RS Hill , N. Jarosik , A. Kogut , E. Komatsu , M . Limon , N. Odegard , SS Meyer , L. Page , HV Peiris , DN Spergel , GS Tucker , L. Verde , JL Weiland , E. Wollack e EL Wright , "  osservazioni di tre anni Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): analisi della temperatura  " , Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  170, n o  22007, p.  288–334 ( DOI  10.1086 / 513698 , Bibcode  2007ApJS..170..288H , arXiv  astro-ph / 0603451 ).
102. Clegg 2017 , p.  132.
103. (in) "  B2K: Misure della polarizzazione CMB con BOOMERanG  " , Experimental Cosmology Group G31,2018(visitato il 7 ottobre 2015 ) .
104. (a) EM Leitch , "  Misura della polarizzazione con il Corso di Laurea angolare Scala Interferometer  " , Nature , vol.  420, n o  6917,dicembre 2002, p.  763-771 ( PMID  12490940 , DOI  10.1038 / nature01271 , Bibcode  2002Natur.420..763L , arXiv  astro-ph / 0209476 ).
105. (in) La collaborazione di Planck "  Il programma scientifico di Planck  "2006.
106. (in) Collaborazione Quad "  Spettri di temperatura e potenza di polarizzazione Quad CMB della prima stagione  " , The Astrophysical Journal , vol.  674, n .  20082008, p.  22–28 ( DOI  10.1086 / 524922 , codice  bib 2008 ApJ ... 674 ... 22A , arXiv  0705.2359 ).
107. (in) I Carlstrom, "  The 10 meter South Pole Telescope  " , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol.  123, n o  903,2009, p.  568–581 ( DOI  10.1086 / 659879 , codice  Bib 2011PASP..123..568C , arXiv  0907.4445 ).
108. (in) Collaborazione A. Fowler e ACT, "  The Atacama Cosmology Telescope: A Measurement of the 600 <>>> ℓ <8000 Cosmic Microwave Background Power Spectrum at 148 GHz  " , The Astrophysical Journal , vol.  722, n o  22010, p.  1148–1161 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 722/2/1148 , Bibcode  2010ApJ ... 722.1148F , arXiv  1001.2934 ).
109. (it) "  QUIET (Q / U Imaging Experiment)  " , collaborazione SILENZIOSA17 febbraio 2008(visitato il 24 maggio 2008 ) .
110. (in) "  The WMAP Achievement: A Detailed Picture of the Early Universe  " , NASA (visitato il 29 novembre 2013 ) .
111. (en) CL Bennett , (collaborazione WMAP), G. Hinshaw , N. Jarosik , A. Kogut , M. Limon , SS Meyer , L. pagina , DN Spergel , GS Tucker , E. Wollack , EL Wright , C. Barnes , MR Greason , RS Hill , E. Komatsu , MR Nolta , N. Odegard , HV Peiris , L. Verde e JL Weiland , "  Osservazioni del primo anno Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): mappe preliminari e di base risultati  " , Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  148,2003, p.  1–27 ( DOI  10.1086 / 377253 , Bibcode  2003ApJS..148 .... 1B , arXiv  astro-ph / 0302207 ). Questo articolo avverte che i calcoli statistici sono complessi e non possono essere utilizzati nella maggior parte delle analisi CMB.
112. Reeves 1994 , p.  119.
113. (in) "  History of Planck  ' on scientific missions of ESA , European Space Agency (accesso 6 febbraio 2018 ) .
114. (in) Takashi Mimura, "  The Early History of the High Electron Mobility Transistor (HEMT)  " , IEEE Transactions on Microwave Theory and Techniques , vol.  50, n o  3,Marzo 2002.
115. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  140-141.
116. (it) JM Lamarre , JL Puget DI Ade , F.Bouchet , G. Guyot , AE Lange , F. Pajot , A. Arundel , K. Benabed , JL Beney , A. Benoît , J.-Ph. Bernard , R. Bhatia , Y. Blanc , JJ Bock , E. Bréelle , TW Bradshaw , P. Camus , A. Catalano , J. Charra , M. Charra , SE Church , F. Couchot , A. Coulais , BP Crill , MR Crook , K.Dassas , P. de Bernardis , J. Delabrouille , P. de Marcillac , J.-M. Delouis , F.-X. Désert , C. Dumesnil , X. Dupac , G. Efstathiou , P. Eng , C. Evesque , J.-J. Fourmond , K. Ganga , M. Giard , R. Gispert , L. Guglielmi , J. Haissinski , S . Henrot-Versillé , E. Hivon , WA Holmes , WC Jones , TC Koch , H. Lagardère , P. Lami , J. Landé , B. Leriche , C. Leroy , Y. Longval , JF Macías-Pérez , T. Maciaszek , B. Maffei , B. Mansoux , C. Marty , S. Masi , C. Mercier , M.-A. Miville-Deschênes , A. Moneti , L. Montier , JA Murphy , J. Narbonne , M. Nexon , CG Paine , J. Pahn , O. Perdereau , F. Piacentini , M. Piat , S. Plaszczynski , E. Pointecouteau , R. Pons , N. Ponthieu , S. Prunet , D. Rambaud , G. Recouvreur , C. Renault , I. Ristorcelli , C. Rosset , D. Santos , G. Savini , G. Serra , P. Stassi , RV Sudiwala , J.-F. Sygnet , JA Tauber , J.-P. Torre , M. Tristram , L. Vibert , A. Woodcraft , V. Yurchenko e D. Yvon , "  Planck pre-launch status: The HFI instrument, from specifica alla prestazione effettiva  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  520,2010, p.  1-20 ( ISSN  0004-6361 , DOI  10.1051 / 0004-6361 / 200912975 , leggi online [PDF] ).
117. (in) "  Arcminutes Cosmology Bolometer Array Receiver - Instrument Description  " , Holzapfel Group10 gennaio 2008.
118. (en) CL Reichardt DI Ade , JJ Bock , James Bond , JA Brevik , CR Contaldi , MD Daub , JT Dempsey , JH Goldstein , WL Holzapfel , CL Kuo , AE Lange , M. Lueker , M. Newcomb , JB Peterson , J. Ruhl , MC Runyan e Z. Staniszewski , "  High-Resolution Cmb Power Spectrum From the Complete Acbar Data Set  " , The Astrophysical Journal , vol.  694, n o  22009, p.  1200-1219 ( ISSN  0004-637X , DOI  10.1088 / 0004-637X / 694/2/1200 , bibcode  2009ApJ ... 694.1200R , arXiv  0801.1491 ).
119. (in) A. Benoit , "  Archeops: A High Resolution, Wide Coverage Sky Balloon Experiment for Mapping CMB anisotropies  " , Astropart. Phys. , vol.  17,2002, p.  101–124 ( DOI  10.1016 / S0927-6505 (01) 00141-4 , Bibcode  2002APh .... 17..101B , arXiv  astro-ph / 0106152 ).
120. • (it) "  Mappa delle deviazioni di temperatura dalla media (565x318 pixel)  " , ESA,Aprile 2013
     • (it) "  Mappa delle deviazioni di temperatura dalla media (3600x1800 pixel)  " , NASA,Aprile 2013.
121. ( Editoriale), "  Mapping the Early Universe  " , The New York Times ,21 marzo 2013(visitato il 23 marzo 2013 ) .
122. (a) Whitney Clavin e JD Harrington , "  Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus  " , NASA ,21 marzo 2013(visitato il 21 marzo 2013 ) .
123. (a) DI Ade , N. Aghanim , Mr. Arnaud , Mr. Ashdown , J. Aumont , C. Baccigalupi , AJ Banday , RB Barreiro , JG Bartlett , N. Bartolo , E. Battaner , R. Battye , K. Benabed , A. Benoît , A. Benoit-Lévy , J.-P. Bernard , M. Bersanelli , P. Bielewicz , JJ Bock , A. Bonaldi , L. Bonavera , JR Bond , J. Borrill , FR Bouchet , F. Boulanger , M. Bucher , C.Burigana , RC Butler , E. Calabrese , J.-F. Cardoso , A. Catalano , A. Challinor , A. Chamballu , R.-R. Chary , HC Chiang , J. Chluba , PR Christensen , S. Church , DL Clements , S. Colombi , LPL Colombo , C. Combet , A. Coulais , BP Crill , A. Curto , F.Cuttaia , L. Danese , RD Davies , RJ Davis , P. de Bernardis , A. de Rosa , G. de Zotti , J. Delabrouille , F.-X. Désert , E. Di Valentino , C. Dickinson , JM Diego , K. Dolag , H. Dole , S. Donzelli , O. Doré , M. Douspis , A. Ducout , J. Dunkley , X. Dupac , G. Efstathiou , F. Elsner , TA Enßlin , HK Eriksen , M. Farhang , J. Fergusson , F. Finelli , O. Forni , M. Frailis , AA Fraisse , E. Franceschi , A. Frejsel , S. Galeotta , S. Galli , K . Ganga , C. Gauthier , M. Gerbino , T. Ghosh , M. Giard , Y. Giraud-Héraud , E. Giusarma , E. Gjerløw , J. González-Nuevo , KM Górski , S. Gratton , A. Gregorio , A. Gruppuso , JE Gudmundsson , J. Hamann , FK Hansen , D. Hanson , DL Harrison , G. Helou , S. Henrot-Versillé , C. Hernández-Monteagudo , D. Herranz , SR Hildebrandt , E. Hivon , M. Hobson , WA Holmes , A. Hornstrup , W. Hovest , Z. Huang , KM Huffenberger , G. Hurier , AH Jaffe , TR Jaffe , WC Jones , M. Juvela , E. Keihänen , R. Keskitalo , TS Kisner , R. Kneissl , J. Knoche , L. Knox , M. Kunz , H. Kurki-Suonio , G. Lagache , A. Lähteenmäki , J.-M. Lamarre , A. Lasenby , M. Lattanzi , CR Lawren ce , JP Leahy , R. Leonardi , J. Lesgourgues , F. Levrier , A. Lewis , M. Liguori , PB Lilje , M. Linden-Vørnle , M. López-Caniego , PM Lubin , JF Macías-Pérez , G. Maggio , D.Maino , N. Mandolesi , A. Mangilli , A. Marchini , M. Maris , PG Martin , M. Martinelli , E. Martínez-González , S. Masi , S. Matarrese , P. McGehee , PR Meinhold , A. Melchiorri , J.-B. Melin , L. Mendes , A. Mennella , M. Migliaccio , M. Millea , S. Mitra , M.-A. Miville-Deschênes , A. Moneti , L. Montier , G. Morgante , D. Mortlock , A. Moss , D. Munshi , JA Murphy , P. Naselsky , F. Nati , P. Natoli , CB Netterfield , HU Nørgaard-Nielsen , F. Noviello , D. Novikov , I. Novikov , CA Oxborrow , F. Paci , L. Pagano , F. Pajot , R. Paladini , D. Paoletti , B. Partridge , F. Pasian , G. Patanchon , TJ Pearson , O. Perdereau , L. Perotto , F. Perrotta , V. Pettorino , F. Piacentini , M. Piat , E. Pierpaoli , D. Pietrobon , S. Plaszczynski , E. Pointecouteau , G. Polenta , L. Popa , GW Pratt , G. Prézeau , S. Prunet , J.-L. Puget , JP Rachen , WT Reach , R. Rebolo , M. Reinecke , M. Remazeilles , C. Renault , A. Renzi , I. Ristorcelli , G. Rocha , C. Rosset , M. Rossetti , G. Roudier , B. Rouillé d'Orfeuil , M. Rowan-Robinson , JA Rubiño-Martín , B. Rusholme , N. Said , V. Salvatelli , L. Salvati , M. Sandri , D. Santos , M. Savelainen , G. Savini , D. Scott , MD Seiffert , P. Serra , EPS Shellard , LD Spencer , M. Spinelli , V. Stolyarov , R. Stomp o , R. Sudiwala , R. Sunyaev , D. Sutton , A.-S. Suur-Uski , J.-F. Sygnet , JA Tauber , L. Terenzi , L. Toffolatti , M. Tomasi , M. Tristram , T. Trombetti , M. Tucci , J. Tuovinen , M. Türler , G. Umana , L. Valenziano , J. Valiviita , F. Van tenda , P. Vielva , F. Villa , LA Wade , BD Wandelt , IK Wehus , M. Bianco , SDM bianco , A. Wilkinson , D. Yvon , A. Zacchei e A . Zonca , "  Planck 2015 risultati  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  594,2016, p.  32, Tabella 4 ( ISSN  0004-6361 , DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201525830 , Bibcode  2016A & A ... 594A..13P , arXiv  1502.01589 ) (parametri H 0 e Age / Gyr, ultima colonna).
124. (in) Davide Castelvecchi, "  Il telescopio finale del Big Bang segna la fine di un'era nella cosmologia  " , Nature , vol.  559,2018, p.  455-456 ( DOI  10.1038 / d41586-018-05788-5 , leggi in linea ).
125. (it) Martin White, “anisotropie CMB” , in Atti del Meeting Los Angeles, DPF 99 , UCLA ,1999( Bibcode  1999dpf..conf ..... W , arXiv  astro-ph / 9903232 ) , p.  1.
126. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  4.
127. Silk 1997 , p.  85-86.
128. Weinberg 1978 , p.  83.
129. (in) DJ Fixsen , ES Cheng , JM Gales , JC Mather , RA Shafer e EL Wright , "  The Cosmic Microwave Background Spectrum from the FullCOBEFIRAS Data Set  " , The Astrophysical Journal , vol.  473, n o  21996, p.  576–587 ( ISSN  0004-637X , DOI  10.1086 / 178173 ).
130. (in) EL Wright , "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy" in WL Freedman, Measuring and Modeling the Universe , Cambridge University Press , coll.  "Carnegie Observatories Astrophysics Series",2004( ISBN  0-521-75576-X , Bibcode  2004mmu..symp..291W , arXiv  astro-ph / 0305591 ) , p.  291.
131. (in) MP Hobson , G. Efstathiou e AN Lasenby , General Relativity: An Introduction for Physicists , Cambridge University Press ,2006( ISBN  0-521-82951-8 ) , p.  388.
132. (in) A. Unsöld e B. Bodo , The New Cosmos An Introduction to Astronomy and Astrophysics , Springer-Verlag ,2002, 5 °  ed. ( ISBN  3-540-67877-8 ) , p.  485.
133. (in) Malcolm S. Longair, Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data , Springer Science & Business Media,30 settembre 1974( presentazione in linea ) , p.  144.
134. (in) Ruth Durrer, "  Cosmology II: The thermal history of the Universe  " [PDF] ,6 agosto 2014.
135. Weinberg 1978 , p.  91.
136. Silk 1997 , p.  61.
137. (in) Daniela Saadeh , Stephen M. Feeney , Andrew Pontzen , Hiranya V. Peiris e Jason D. McEwen , "  Come isotropa è l'Universo?  " , Physical Review Letters , vol.  117, n °  13,2016( DOI  10.1103 / PhysRevLett.117.131302 , arXiv  1605.07178v2 , leggi online [PDF] ).
138. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  92-94.
139. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  85, 89 e 108.
140. Weinberg 1978 , p.  92.
141. (in) Arthur Kosowsky, cap.  7 “Cosmic Microwave Background” , in S. Bonometto, V. Gorini e U. Moschella, Modern Cosmology , Institute of Physics Publishing (Taylor & Francis),15 dicembre 2001, 1 °  ed. ( ISBN  0-7503-0810-9 ) , p.  227-228.
142. (in) Himanish Ganjoo, "  Cos'è la varianza cosmica?  " , Quora,2 luglio 2015.
143. (in) "  WMAP Data Product Images  " , Goddard Space Flight Center, NASA,2008(vedere la sezione WMAP CMB Power Spectra ).
144. Reeves et al. 2008 , p.  50.
145. (in) Wayne Hu, "  Baryons and Inertia  " , Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago,2018.
146. (a) Wayne Hu, "  Radiation Driving Force  " , Dipartimento di Astronomia e Astrofisica, Università di Chicago,2018.
147. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  43-44.
148. (in) W. Hu e Mr. White , "  Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background  " , Astrophysical Journal , vol.  471,1996, p.  30–51 ( DOI  10.1086 / 177951 , codice  Bib 1996ApJ ... 471 ... 30H , arXiv  astro-ph / 9602019 ).
149. (in) collaborazione WMAP , L. Verde , HV Peiris , E. Komatsu , MR Nolta , CL Bennett , Mr. Halpern , G. Hinshaw e N. Jarosik , "  Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) del primo anno Osservazioni: Determinazione of Cosmological Parameters  " , Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  148, n o  1,2003, p.  175–194 ( DOI  10.1086 / 377226 , Bibcode  2003ApJS..148..175S , arXiv  astro-ph / 0302209 ).
150. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  123.
151. (a) David Spergel , L. Verde , HV Peiris , E. Komatsu , MR Nolta , CL Bennett , Mr. Halpern , G. Hinshaw , N. Jarosik , A. Kogut , Mr. Limon , SS Meyer , L. Page , GS Tucker , JL Weiland , E. Wollack e EL Wright , "  Osservazioni del primo anno Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Determination of Cosmological Parameters  " , The Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  148, n o  1,2003, p.  175–194 ( DOI  10.1086 / 377226 , arXiv  astro-ph / 0302209 ).
152. (a) David Spergel , R. Bean , O. Dore , R. Nolta , CL Bennett , J. Dunkley , G. Hinshaw , N. Jarosik , E. Komatsu , L. Page , HV Peiris , L. Verde , M . Halpern , RS Hill , A. Kogut , M. Limon , SS Meyer , N. Odegard , GS Tucker , JL Weiland , E. Wollack e EL Wright , “  Tre-Anno Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Osservazioni: implicazioni per la cosmologia  " , The Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  170, n o  22007, p.  377–408 ( DOI  10.1086 / 513700 , arXiv  astro-ph / 0603449 ).
153. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  108-109.
154. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  94.
155. Luminet 2001 , p.  353.
156. Séguin e Villeneuve 2002 , p.  382.
157. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  148.
158. Vedi ad esempio: Roger Penrose ( trad.  Céline Laroche), Alla scoperta delle leggi dell'Universo: La storia prodigiosa della matematica e della fisica , Parigi, O. Jacob ,2007, XXII + 1061  p. ( ISBN  978-2-7381-1840-0 , leggi online ) , p.  444.
159. Serway 1992 , p.  295 (figura 8.21).
160. (a) Mark Kamionkowski Arthur Kosowsky e Albert Stebbins , "  Statistica del cosmica di fondo polarizzazione  " , Physical Review D , vol.  55, n o  12,1997, p.  7368–7371 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.55.7368 , arXiv  astro-ph / 9611125.pdf , leggi online [PDF] ).
161. Serway 1992 , p.  295-296.
162. (en) JM Kovac , EM Leitch , C. Pryke , JE Carlstrom , NW Halverson e WL Holzapfel , "  Detection of polarization in the cosmic microonde background using DASI  " , Nature , vol.  420, n o  6917,19 dicembre 2002, p.  772-787 ( PMID  12490941 , DOI  10.1038 / nature01269 , Bibcode  2002Natur.420..772K , arXiv  astro-ph / 0209478 ).
163. (in) ACS Readhead , "  Polarization Observations with the Cosmic Background Imager  " , Science , vol.  306, n o  5697,2004, p.  836–844 ( PMID  15472038 , DOI  10.1126 / science.1105598 , Bibcode  2004Sci ... 306..836R , arXiv  astro-ph / 0409569 ).
164. (in) P. de Bernardis , "  Un universo piatto da mappe ad alta risoluzione della radiazione cosmica di fondo a microonde  " , Nature , vol.  404, n o  6781,2000, p.  955–959 ( PMID  10801117 , DOI  10.1038 / 35010035 , Bibcode  2000Natur.404..955D , arXiv  astro-ph / 0004404 ).
165. (in) L. Pogosian , "I  vincoli osservativi sono la produzione di stringhe cosmiche durante l'inflazione della brana  " , Physical Review D , vol.  68, n o  22003, p.  023506 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.68.023506 , Bibcode  2003PhRvD..68b3506P , arXiv  hep-th / 0304188 ).
166. (in) A. Lewis e A. Challinor , "  Weak gravitational lensing of the CMB  " , Physics Reports , Vol.  429,2006, p.  1-65 ( DOI  10.1016 / j.physrep.2006.03.002 , Bibcode  2006PhR ... 429 .... 1L , arXiv  astro-ph / 0601594 ).
167. (in) D. Hanson , "  Detection of B mode polarization in the Cosmic Microwave Background with data from the South Pole Telescope  " , Physical Review Letters , vol.  111, n o  14,2013( DOI  10.1103 / PhysRevLett.111.141301 , Bibcode  2013PhRvL.111n1301H , arXiv  1307.5830 , leggi online ).
168. (en) Eugenie Samuel Reich, "  polarizzazione rilevata nel Big Bang di eco  " , Natura ,24 luglio 2013( leggi online ).
169. (in) U. Seljak , "  Measuring Polarization in the Cosmic Microwave Background  " , Astrophysical Journal , vol.  482,Giugno 1997, p.  6-16 ( DOI  10.1086 / 304123 , Bibcode  1997ApJ ... 482 .... 6S , arXiv  astro-ph / 9608131 ).
170. (a) U. Seljak e Mr. Zaldarriaga, "  Firma delle onde gravitazionali nella polarizzazione dello sfondo a microonde  " , Phys. Rev. Lett. , vol.  78, n o  11,17 marzo 1997, p.  2054–2057 ( DOI  10.1103 / PhysRevLett.78.2054 , Bibcode  1997PhRvL..78.2054S , arXiv  astro-ph / 9609169 ).
171. (in) Mr. Kamionkowski , Kosowsky A. e A. Stebbins, "  A Probe of Primordial Gravity Waves and Vorticity  " , Phys. Rev. Lett. , vol.  78, n o  11,17 marzo 1997, p.  2058–2061 ( DOI  10.1103 / PhysRevLett.78.2058 , Bibcode  1997PhRvL..78.2058K , arXiv  astro-ph / 9609132 ).
172. (in) Mr. Zaldarriaga e U. Seljak, "  L'effetto di lente gravitazionale è polarizzazione cosmica di fondo a microonde  " , Physical Review D , vol.  58,15 luglio 1998( DOI  10.1103 / PhysRevD.58.023003 , Bibcode  1998PhRvD..58b3003Z , arXiv  astro-ph / 9803150 ).
173. (in) Ben P. Stein, "  Scientists Report Evidence for Gravitational Waves in Early Universe  " , Inside Science ,17 marzo 2014( leggi online , consultato il 6 febbraio 2018 ).
174. (in) ESA Planck, "  Planck Space Mission  " ,22 ottobre 2013(visitato il 23 ottobre 2013 ) .
175. (in) NASA / Jet Propulsion Laboratory , "  Rilevato pattern a lungo ricercato di luce antica  " ,22 ottobre 2013(visitato il 23 ottobre 2013 ) .
176. (in) D. Hanson , "  Detection of B-mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope  " , Physical Review Letters , vol.  111,30 settembre 2013( DOI  10.1103 / PhysRevLett.111.141301 , Bibcode  2013PhRvL.111n1301H , arXiv  1307.5830 ).
177. (in) The Polarbear Collaboration, "  A Measurement of the Cosmic Microwave Background Polarization-Mode B Power Spectrum at Sub-Degree Scales with PolarBear  " , The Astrophysical Journal , vol.  794,ottobre 2014, p.  171 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 794/2/171 , Bibcode  2014ApJ ... 794..171T , arXiv  1403.2369 , leggi online [PDF] , accesso 16 novembre 2014 ).
178. (in) "  Il progetto PolarBear offre indizi sull'origine dello scatto di crescita cosmica dell'universo  " , Christian Science Monitor ,21 ottobre 2014( leggi online ).
179. (in) Planck Collaboration Team, "  Risultati intermedi di Planck. XXX. Lo spettro di potenza angolare dell'emissione di polvere polarizzata alle latitudini galattiche intermedie e alte  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  586,9 febbraio 2016, A133 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201425034 , codice  2016A e A ... 586A.133P , arXiv  1409.5738 ).
180. (a) Dennis Overbye , "  Study Confirms Criticism of Big Bang Finding  " , The New York Times ,22 settembre 2014( leggi online , consultato il 22 settembre 2014 ).
181. (en) "  DMR Images  " , Goddard Flight Space Center, NASA,2013.
182. Reeves et al. 2008 , p.  62 e 50 (grafico).
183. Silk 1997 , p.  64-67.
184. (in) KT Inoue e J. Silk , "  I vuoti locali hanno l'origine delle anomalie di fondo delle microonde cosmiche grandangolari: l'effetto di una costante cosmologica  " , Astrophysical Journal , vol.  664, n o  22007, p.  650–659 ( DOI  10.1086 / 517603 , Bibcode  2007ApJ ... 664..650I , arXiv  astro-ph / 0612347 ).
185. (in) "  Astronomy Picture of the Day  " , NASA,6 settembre 2009.
186. (en) A. Kogut , C.Lineweaver , GF Smoot , CL Bennett , A. Banday , NW Boggess , ES Cheng , G. De Amici , DJ Fixsen , G. Hinshaw , PD Jackson , M. Janssen , P. Keegstra , K. Loewenstein , P. Lubin , JC Mather , L. Tenorio , R. Weiss , DT Wilkinson e EL Wright , "  Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps  " , Astrophysical Journal , vol.  419,1993, p.  1–6 ( DOI  10.1086 / 173453 , Bibcode  1993ApJ ... 419 .... 1K , arXiv  astro-ph / 9312056 ).
187. (en) N. Aghanim , C.Armitage -Caplan , M. Arnaud , M. Ashdown , F.Atrio-Barandela , J. Aumont , C.Baccigalupi , AJ Banday , RB Barreiro , JG Bartlett , K. Benabed , A . Benoit-Lévy , J.-P. Bernard , M. Bersanelli , P. Bielewicz , J. Bobin , JJ Bock , JR di Bond , J. Borrill , FR Bouchet , M. Ponti , C. Burigana , RC Butler , J. -F. Cardoso , A. Catalano , A. Challinor , A. Chamballu , HC Chiang , L.-Y Chiang , PR Christensen et al. , "  Risultati Planck 2013. XXVII. Doppler boosting della CMB: Eppur si muove  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  571, n .  27,2013, A27 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321556 , Bibcode  2014A & A ... 571A..27P , arXiv  1303.5087 ).
188. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  197.
189. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  90-91.
190. (in) G. Rossmanith , C. Räth , AJ Banday e G. Morfill , "  Le firme non gaussiane nei dati WMAP quinquennali hanno APPROBAZIONE con indizi di ridimensionamento isotropico  " , Avvisi mensili della Royal Astronomical Society , vol.  399, n o  4,2009, p.  1921-1933 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2009.15421.x , Bibcode  2009MNRAS.399.1921R , arXiv  0905.2854 ).
191. (in) A. Bernui B. Mota , MJ Rebouças e R. Tavakol , "  Mapping the wide scale anisotropy in the WMAP data  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  464, n o  22005, p.  479–485 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20065585 , Bibcode  2007A e A ... 464..479B , arXiv  astro-ph / 0511666 ).
192. (in) TR Jaffe , AJ Banday , HK Eriksen , KM Górski e FK Hansen , "  Prove di vorticità e taglio su larga scala angolare nei dati WMAP: una violazione dell'isotropia cosmologica?  " , The Astrophysical Journal , vol.  629,2005, p.  L1 - L4 ( DOI  10.1086 / 444454 , Bibcode  2005ApJ ... 629L ... 1J , arXiv  astro-ph / 0503213 ).
193. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  192.
194. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  192-194.
195. (in) A. de Oliveira-Costa , Max Tegmark Matias Zaldarriaga e Andrew Hamilton , "  The significance of the Largest scale CMB fluctuations in WMAP  " , Physical Review D , vol.  69, n o  6,2004, p.  063516 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.69.063516 , Bibcode  2004PhRvD..69f3516D , arXiv  astro-ph / 0307282 ).
196. (in) DJ Schwarz , Glenn D. Starkman , Dragan Huterer e Craig Copi , "  è il basso l radiazione cosmica di fondo?  " , Physical Review Letters , vol.  93, n o  22,2004, p.  221301 ( DOI  10.1103 / PhysRevLett.93.221301 , Bibcode  2004PhRvL..93v1301S , arXiv  astro-ph / 0403353 ).
197. (in) P. Bielewicz , KM Gorski e AJ Banday , "  Mappe multipolari di basso ordine dell'anisotropia CMB derivate da WMAP  " , Avvisi mensili della Royal Astronomical Society , vol.  355, n o  4,2004, p.  1283–1302 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2004.08405.x , Bibcode  2004MNRAS.355.1283B , arXiv  astro-ph / 0405007 ).
198. (in) A. Slosar e U. Seljak , "  Valutare gli effetti dei primi piani e la rimozione cielo in WMAP  " , Physical Review D , vol.  70, n o  8,2004, p.  083002 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.70.083002 , Bibcode  2004PhRvD..70h3002S , arXiv  astro-ph / 0404567 ).
199. (in) P. Bielewicz , HK Eriksen , AJ Banday , KM Górski e PB Lilje , "  Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis  " , Astrophysical Journal , vol.  635, n o  22005, p.  750–60 ( DOI  10.1086 / 497263 , Bibcode  2005ApJ ... 635..750B , arXiv  astro-ph / 0507186 ).
200. (in) CJ Copi Dragan Huterer , DJ Schwarz e GD Starkman , "  Sulle anomalie grandangolari del cielo a microonde  " , Avvisi mensili della Royal Astronomical Society , vol.  367,2006, p.  79–102 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2005.09980.x , Bibcode  2006MNRAS.367 ... 79C , arXiv  astro-ph / 0508047 ).
201. (in) A. de Oliveira-Costa e Mr Tegmark , "  Misurazioni multipolari CMB in presenza di primo piano  " , Physical Review D , vol.  74, n o  22006, p.  023005 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.74.023005 , Bibcode  2006PhRvD..74b3005D , arXiv  astro-ph / 0603369 ).
202. (in) Hao Liu e Ti-Pei Li , "  Migliorato da WMAP CMB Map Data  " , arXiv ,2009( arXiv  0907.2731v3 ).
203. (in) Utane Sawangwit e Tom Shanks , "  Lambda-CDM and the WMAP Spectrum Power Beam Sensitivity Profile  " , arXiv ,2010( arXiv  1006.1270v1 ).
204. (in) Hao Liu Shao-Xiong Lin e Pei Ti-Li, "  Diagnosing Timing Error in WMAP Data  " , arXiv ,2010( arXiv  1009.2701v1 ).
205. (in) Mr. Tegmark , A. de Oliveira-Costa e A. Hamilton , "  Una mappa CMB pulita in primo piano ad alta risoluzione da WMAP  " , Physical Review D , vol.  68, n o  12,2003, p.  123523 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.68.123523 , Bibcode  2003PhRvD..68l3523T , arXiv  astro-ph / 0302496 ). Gli autori affermano che il quadrupolo e l'ottupolo sono i più contaminati, riflettendo l'influenza della morfologia galattica.
206. (in) I. O'Dwyer , HK Eriksen , Comics Wandelt , JB Jewell , DL Larson , KM Górski , AJ Banday , S. Levin e PB Lilje , "  Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data  » , Astrophysical Journal Letters , vol.  617, n o  22004, p.  L99 - L102 ( DOI  10.1086 / 427386 , Bibcode  2004ApJ ... 617L..99O , arXiv  astro-ph / 0407027 ).
207. (in) Jacob Aron, "  Planck mostra un cosmo quasi perfetto - più asse del male  " , New Scientist ,21 marzo 2013( leggi online ).
208. (in) Richard Fisher e Rachel Courtland, "  Trovato: le iniziali di Hawking scritte nell'universo  " , New Scientist ,7 febbraio 2010( leggi online ).
209. [video] (in) "  Episodio 5: The Big Bang and Cosmic Microwave Background  " , Cast di astronomia2006(intervista a Pamela L. Gay ).
210. (a) Leonard Burtscher, "  Riesci a vedere la CMB nella tua TV analogica?  » , Su ileo.de ,17 marzo 2016(visitato il 23 settembre 2018 ) .
211. .
212. (in) Jack Gelfand, "  The Cosmic Microwave Radiometer. Uno strumento per la rilevazione del fondo a microonde cosmiche per dilettanti  " , su jgelfand.net ,2018(visitato il 23 settembre 2018 ) .
213. Weinberg 1978 , p.  154.
214. (in) AKT Assis e MCD Neves , "  Storia della temperatura di 2,7 K prima di Penzias e Wilson  " , Apeiron , vol.  2 n o  3,Luglio 1995, p.  79-87 ( leggi online [PDF] ).
215. (in) "  La nuova ricetta cosmica di Planck  " ESA Science & Technology,21 marzo 2013.
216. Barrow 1996 , p.  170.
217. (in) Frank Durham e Robert D.Purrington, Frame of the universe: a history of physical cosmology , Columbia University Press,1983, 193–209  p. ( ISBN  0-231-05393-2 ).
218. Silk 1997 , p.  11.
219. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  8, scrivono: “Questo è il modo in cui l'FDC è considerato un indizio molto convincente a favore dei modelli big bang. " .
220. (in) D. Scott , "  The Standard Cosmological Model  " , Canadian Journal of Physics , vol.  84,2005, p.  419–435 ( DOI  10.1139 / P06-066 , Bibcode  2006CaJPh..84..419S , arXiv  astro-ph / 0510731 ).
221. Hladik 2017 , p.  145.
222. Reeves 1994 , p.  127.
223. (in) "  Costanti fisiche fondamentali - Il riferimento NIST è Costanti, unità e incertezza  " , NIST,2018.
224. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  74.
225. (in) Robert H. Brandenberger , "  Formation of structure in the Universe  " , arXiv ,1995, p.  8159 ( Bibcode  1995astro.ph..8159B , arXiv  astro-ph / 9508159 , leggi online [PDF] ).
226. (in) AH Guth , The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins , Basic Books ,1998( ISBN  978-0201328400 , OCLC  35701222 ) , p.  186.
227. (in) Alan Guth , The Inflationary Universe , Basic Books,1997( ISBN  0201328402 ) , pag.  23.
228. (a) Paul J. Steinhardt e Neil Turok , Endless Universe: Beyond the Big Bang , Broadway Books,2007( ISBN  9780767915014 , leggi online ) , p.  114.
229. (in) Paul J. Steinhardt, "  Il dibattito sull'inflazione - La teoria al centro della cosmologia moderna è profondamente imperfetta?  " , Scientific American ,aprile 2011( leggi online [PDF] ).
230. (in) D. Cirigliano , HJ de Vega e NG Sanchez , "  Chiarire i modelli di inflazione: il potenziale inflazionistico preciso dalla teoria dei campi effettiva e dai dati WMAP  " , Physical Review D , vol.  71, n o  10,2005, p.  77–115 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.71.103518 , Bibcode  2005PhRvD..71j3518C , arXiv  astro-ph / 0412634 ).
231. Lachièze-Rey e Gunzig 1995 , p.  19.
232. Bojowald 2013 , p.  156.
233. Weinberg 1978 , p.  81.
234. Reeves 2007 , p.  74.
235. (a) B. Abbott , "  Microonde (WMAP) All-Sky Survey  " , Hayden Planetarium,2007(visitato il 13 gennaio 2008 ) .
236. Weinberg 1978 , p.  71-73.
237. (in) E. Gawiser e J. Silk , "  La radiazione cosmica di fondo a microonde  " , Physics Reports , Vol.  333-334,2000, p.  245-267 ( DOI  10.1016 / S0370-1573 (00) 00025-9 , Bibcode  2000PhR ... 333..245G , arXiv  astro-ph / 0002044 ).
238. (in) DJ Fixsen , "  The Temperature of the Cosmic Microwave Background  " , The Astrophysical Journal , vol.  707, n o  22009, p.  916-920 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 707/2/916 , bibcode  2009ApJ ... 707..916F , arXiv  0911.1955 ).
239. (in) GF Smoot , "  Cosmic Microwave Background Radiation anisotropies: Their Discovery and Utilization  " , Nobel Lecture , Nobel Foundation ,2006(visitato il 22 dicembre 2008 ) .
240. (in) P. Noterdaeme , P. Petitjean , R. Srianand , C. Ledoux e S. Lopez , "  L'evoluzione della temperatura di fondo cosmica a microonde  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  526,febbraio 2011, p.  L7 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201016140 , codice  Bib 2011A e A ... 526L ... 7N , arXiv  1012.3164 ).
241. (in) Lawrence M. Krauss e Robert J. Scherrer , "  Il ritorno di un universo statico e la fine della cosmologia  " , Relatività generale e gravitazione , vol.  39, n o  10,2007, p.  1545–1550 ( DOI  10.1007 / s10714-007-0472-9 , Bibcode  2007GReGr..39.1545K , arXiv  0704.0221 ).
242. (in) Fred C. Adams e Gregory Laughlin , "  A dying universe: The long term fate and evolution of astrophysical objects  " , Reviews of Modern Physics , vol.  69, n o  21997, p.  337–372 ( DOI  10.1103 / RevModPhys.69.337 , Bibcode  1997RvMP ... 69..337A , arXiv  astro-ph / 9701131 ).
243. Reeves 2007 , p.  48-49.
244. Reeves et al. 2008 , p.  62-63.
245. Silk 1997 , p.  65-67.
246. (in) Bob Yirka, "  Gli scienziati discutono la gravità dei problemi con il valore della costante di Hubble  " , Phys.Org,31 luglio 2019
247. (a) Natalie Wolchover, "  Che forma è l'universo? Un nuovo studio suggerisce che abbiamo sbagliato tutto  " , Quanta Magazine,4 novembre 2019
248. (in) Eleonora Di Valentino Alessandro Melchiorri e Joseph Silk , "  Planck evidenze per un universo chiuso e una crisi per la cosmologia possibile  " , Nature Astronomy ,2019( ISSN  2397-3366 , DOI  10.1038 / s41550-019-0906-9 ).
249. "  Parallax-e, Foreman Art Gallery, Sherbrooke  " , Foreman,2018 (il fotomontaggio appare a destra nella prima foto).
250. (en + fr) Gentiane Bélanger, Parallax-e: Jean-Pierre Aubé, Nicolas Baier, Laurent Grasso, Bettina Forget, Rachel Sussman, Semiconductor, Julie Tremble , esse,15 gennaio 2018( leggi in linea ) , p.  6.
251. (in) "  Radiazione cosmica di fondo a microonde  " , SGCommand,18 gennaio 2019

Vedi anche

Bibliografia

• John D. Barrow ( tradotto da  Michel Cassé , Loïc Cohen e Guy Paulus), La Grande Théorie , Flammarion, coll.  "Campi",1996( ISBN  2-08-081319-6 ). 
• Martin Bojowald , L'universo del rimbalzo. Prima del big bang , Gallimard, coll.  "Folio essays" ( n o  575),2013( EAN  9782070446759 ). 
• Brian Clegg ( dir. ) ( Tradotto  Michèle Morin), Einstein in 30 secondi , Hurtubise,2017( EAN  978-2-89723-808-7 )
• Laurent Drissen , Cronache degli anni luce , MultiWorld,2011( ISBN  978-2-89544-181-6 , presentazione online ). 
• J. Heidmann , "  Radiazione termica cosmologica  ", L'Astronomie , vol.  82,1968, p.  117-123 ( leggi in linea ). 
• Jean Hladik , Introduzione alla relatività generale , Ellissi, coll.  "Università di Fisica-LMD-Scuole di Ingegneria",2017, 2 °  ed. , 176  p. ( EAN  978-2-340-0186-79 ). 
• Marc Lachièze-Rey e Edgard Gunzig , Le Rayonnement cosmologique: Trace of the primordial Universe , Paris, Masson, coll.  "De caelo",1995, 216  p. ( ISBN  2-225-84924-2 , EAN  9782225849244 , ISSN  1164-5962 ). 
• Jean-Pierre Luminet , The Crumpled Universe , Gallimard, coll.  "Folio essays",2001( ristampa  2005), 487  p. ( ISBN  2-07-030052-8 ). 
• Hubert Reeves , Ultime notizie dal cosmo: Verso il primo secondo , Soglia,1994( ISBN  2-02-020571-8 ). 
• Hubert Reeves , Patience in the Azure: Cosmic Evolution , Seuil, coll.  "Scienza aperta",1988( ISBN  2-02-005924-X ). 
• Hubert Reeves , Cronaca di atomi e galassie , Seuil e France Culture,2007( EAN  978-2-02-081299-3 ). 
• Hubert Reeves , Michel Cassé , Étienne Klein , Marc Lachièze-Rey , Roland Lehoucq , Jean-Pierre Luminet , Nathalie Palanque-Delabrouille e Nicolas Prantzos , Un po 'di storia della materia e dell'universo , Le Pommier, coll.  "Test",2008( EAN  978-2-74-650391-5 ). 
• Marc Séguin e Benoît Villeneuve , Astronomia e astrofisica , Éditions du reneau pedagogique,2002, 2 °  ed. , 618  p. ( ISBN  978-2-7613-1184-7 ). 
• Raymond A. Serway ( tradotto da  Robert Morin e Céline Temblay), Physique III: Optique et physique moderne [“Physics for Scientists and Engineers / With Modern Physics. Volume 3 "], Laval (Quebec), Éditions Études Vivantes,1992, 3 e  ed. , 776  p. ( ISBN  2-7607-0542-0 ). 
• Joseph Silk , Le Big Bang , Éditions Odile Jacob,1997( ISBN  2-7381-0394-4 ). 
• Steven Weinberg ( tradotto da  Jean-Benoit Yelnik), I tre primi minuti dell'universo , Seuil, coll.  "Punto",1978( ISBN  2-02-005425-6 ). 

Articoli Correlati

• Big Bang
• Parametri cosmologici
• Modello ΛCDM
• Sfondo cosmologico del neutrino
• Punto freddo

Mezzi di osservazione

• COBE (1992)
• BOOMERANG (2001)
• Archeops (2002)
• WMAP (2003)
• Planck (telescopio spaziale) (2013-2018)
• BICEP-KECK (2012-)

link esterno

Risultati

• (en) The Cosmic Microwave Background Spectrum , di George F. Smoot
• (en) Il dipolo CMB: la misurazione più recente e un po 'di storia , di Charles H. Lineweaver
• (en) The Cosmic Microwave Background Anisotropy Experiments (pre BOOMERanG) di George F. Smoot

Aspetti cosmologici

• (it) Tutorial CMB (fisica anisotropia CMB)

Divulgazione

• [video] La scoperta della radiazione fossile (durata: 5 minuti), 25 gennaio 2016
• Avvisi in dizionari generali o enciclopedie  : Encyclopædia Britannica  • Encyclopædia Universalis