Radiació còsmica de fons: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Corregit: - (l'"amplària sencera a meitat + (l'amplària sencera a la meitat |
m Treu enllaços superflus a articles d'anys |
||
Línia 61:
La radiació de fons apareix a primera vista ''isòtropa'', és a dir, independent de la direcció en què es mesuri. Aquest fet era de difícil explicació segons el model original del ''big bang'' i va ser una de les causes que va portar a la formulació del [[Inflació còsmica |model inflacionari]] del ''big bang''.
Una de les prediccions d'aquest model és l'existència de petites variacions en la temperatura del fons còsmic de microones. Aquestes ''anisotropies'' o inhomogeneïtats van ser detectades finalment en els anys 90 per diversos experiments, especialment, pel satèl·lit de la NASA [[COBE]] (''Cosmic Background Explorer'') entre [[1989]] i [[1996]], que va ser la primera experiència capaç de detectar irregularitats i anisotropies en aquesta radiació. Les irregularitats es consideren variacions de densitat de l'univers primitiu i el seu descobriment llança indicis, la formació de les primeres estructures de gran escala i la distribució de galàxies de l'univers actual. El [[2001]], l'agència espacial americana [[NASA]] va llançar el [[WMAP]] (''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''), un nou satèl·lit capaç d'estudiar amb gran detall la radiació còsmica de fons, que aconseguí el mapa més complet de les anisotropies en la radiació de fons de microones. Altres instruments han detectat encara amb més detall i a major resolució angular les anisotropies del CMB, com el [[Cosmic Background Imager]], però en només unes zones del cel. Les dades aportades pel WMAP el [[2003]] i [[2006]] revelen un univers en expansió format per un 4% de [[matèria bariònica]], un 22% de [[matèria fosca]] i un 74% d'[[energia fosca]]. El
L'[[anisotropia]] del fons de radiació de microones està dividida en dos tipus: anisotropia primària -deguda a efectes que ocorren en l'última superfície de dispersió i en l'anterior- i l'anisotropia secundària -que és deguda a efectes, com les interaccions amb gasos calents o potencials gravitacionals, entre l'última superfície de dispersió i l'observador.
Línia 112:
En [[juny]] del [[2001]], la [[NASA]] va llançar una segona missió espacial per al CMB, el [[WMAP]], per realitzar mesures molt més precises de les anisotropies a gran escala de tot el cel. Els primers resultats d'aquesta missió, revelats el [[2003]], van ser mesures detallades de l'espectre de potència angular en les escales més baixes, acotant diversos paràmetres cosmològics. Els resultats són àmpliament consistents amb els esperats de la [[inflació còsmica]], així com altres teories competidores i estan disponibles detalladament en el centre de dades de la NASA per al Fons Còsmic de Microones. Encara que el WMAP va proporcionar mesures molt exactes de les fluctuacions a grans escales angulars en el CMB (estructures que són tan grans en el cel com la Lluna), no tindrien resolució angular suficient per a mesurar les fluctuacions a petita escala que havien estat observades utilitzant [[interferometria |interferòmetres]] terrestres, com el [[Cosmic Background Imager]].
Una tercera missió espacial, el [[Planck (satèl·lit) | Planck]], va ser llançada el
Els instruments terrestres addicionals com el [[telescopi del Pol Sud]] a l'Antàrtida, el proposat Projecte Clover, el [[Telescopi Cosmològic d'Atacama|telescopi cosmològic d'Atacama]] i el projecte Quiet a [[Xile]] proporcionarà dades addicionals no disponibles en les observacions de satèl·lit, possiblement incloent-hi la polarització del mode B.
| |||