Fond diffus cosmologique rayonnement

Dans la cosmologie , le rayonnement cosmique de fond (le plus souvent mentionn?? par la CMB acronyme mais parfois CMBR, CBR ou MBR, ??galement appel?? rayonnement relique) est une forme de rayonnement ??lectromagn??tique qui remplit l'univers entier. Il dispose d'un thermique spectre de corps noir ?? une temp??rature de 2.725 Kelvin . Ainsi, les pics du spectre dans le gamme des micro-ondes ?? une fr??quence de 160,2 GHz, correspondant ?? une longueur d'onde de 1,9 mm. CMB a ??t?? d??couvert en 1965 apr??s des travaux initiaux ?? partir d??but des ann??es 1940.

Les mesures de rayonnement de fond cosmique sont essentiels ?? la cosmologie, car tout mod??le propos?? de l'univers doit expliquer ce rayonnement que nous l'observons. Bien que la fonction g??n??rale d'un spectre de rayonnement du corps noir pourrait ??tre produit par de nombreux proc??d??s, le spectre contient ??galement de petites anisotropies ou des irr??gularit??s, qui varient avec la taille de la r??gion examin??e. Ils ont ??t?? mesur??s dans le d??tail, et correspondre ?? l'erreur exp??rimentale qui serait attendu si de petites fluctuations thermiques avaient ??largi aux dimensions de l'univers que nous voyons aujourd'hui. En cons??quence, la plupart des cosmologistes consid??rent ce rayonnement d'??tre la meilleure preuve de la Big Bang mod??le de l'univers. Voir l'intrigue du spectre du fond diffus cosmologique temp??rature de rayonnement anisotropie de puissance en termes de l'??chelle angulaire ci-dessous pour plus de d??tails.

Caract??ristiques

Le spectre micro-ondes cosmique de fond mesur??e par l'instrument sur le FIRAS Satellite COBE est plus mesur?? avec pr??cision la spectre du corps noir dans la nature. Le points de donn??es et barres d'erreur sur ce graphique sont obscurcis par la courbe th??orique.

Le fond cosmique micro-ondes est isotrope ?? environ une part ?? 100 000: le racine de la moyenne des variations carr??s sont seulement 18 μK. L'infrarouge lointain absolu Spectrophotom??tre (FIRAS) instrument sur la NASA Cosmic Background Explorer (COBE) satellite a soigneusement mesur?? le spectre du fond diffus cosmologique. FIRAS compar?? la CMB avec une r??f??rence corps noir et aucune diff??rence pourrait ??tre vu dans leurs spectres. Tout ??cart par rapport la forme du corps noir qui pourrait encore ??tre d??tect??es dans le spectre de CMB sur la gamme de longueur d'onde de 0,5 ?? 5 mm doivent avoir un pond??r??e valeur efficace d'au plus 50 parties par million (0,005%) du pic de luminosit?? CMB. Cela a rendu le spectre de CMB du spectre le plus pr??cis??ment mesur??e de corps noir dans la nature.

Le fond diffus cosmologique, et son niveau de isotropie, sont les deux pr??dictions de Big Bang th??orie. Dans la th??orie, l'univers primitif ??tait constitu?? d'une chaude plasma de photons , ??lectrons et baryons. Les photons sont en constante interaction avec le plasma ?? travers Diffusion Thomson. Comme l'univers ??largi, refroidissement adiabatique caus?? le plasma refroidir jusqu'?? ce qu'il devienne favorable ?? ??lectrons ?? se combinent avec les protons et forme hydrog??ne atomes. Cela se est produit ?? environ 3000 K ou lorsque l'univers ??tait ??g?? d'environ 379000 ann??es (z = 1,088). ?? ce stade, les photons dispers??s hors les atomes neutres et maintenant commenc?? ?? voyager librement dans l'espace. Ce processus est appel?? recombinaison ou d??couplage (en r??f??rence ?? ??lectrons combinant avec des noyaux et le d??couplage de la mati??re et rayonnement respectivement).

Les photons ont continu?? de refroidissement depuis; ils ont maintenant atteint 2,725 K et leur temp??rature continuera de baisser tant que l'univers continue expansion. Par cons??quent, le rayonnement du ciel nous mesurons aujourd'hui vient d'une surface sph??rique, appel??e la surface de la derni??re diffusion. Cela repr??sente la collecte de points dans l'espace (environ 46 milliards d'ann??es-lumi??re actuellement de la Terre-voir univers observable ) ?? laquelle l'??v??nement d??couplage se est pass?? il ya assez longtemps (moins de 400.000 ans apr??s le Big Bang, il ya 13,7 milliards d'ann??es) que le la lumi??re de cette partie de l'espace est atteint juste observateurs.

La th??orie du big bang sugg??re que le fond diffus cosmologique remplit tout l'espace observable, et que la plupart de l'??nergie de rayonnement dans l'univers est dans le fond diffus cosmologique, qui repr??sente une fraction d'environ 5 ?? 10 ^-5 de la densit?? totale de l'univers.

Deux des plus grands succ??s de la th??orie du big bang sont sa pr??diction de son presque parfait spectre de corps noir et sa pr??vision d??taill??e des anisotropies du fond diffus cosmologique. Le r??cent Wilkinson Microwave Anisotropy Probe a mesur?? avec pr??cision ces anisotropies plus de tout le ciel jusqu'?? des ??chelles angulaires de 0,2 degr??s. Ceux-ci peuvent ??tre utilis??es pour estimer les param??tres de la norme Mod??le Lambda-CDM du big bang. Certaines informations, telles que le forme de l'Univers, peut ??tre obtenu carr??ment du fond diffus cosmologique, tandis que d'autres, comme la constante de Hubble , ne sont pas limit??es et doivent ??tre d??duites ?? partir d'autres mesures.

Histoire

Le fond diffus cosmologique a ??t?? pr??dite en 1948 par George Gamow et Ralph Alpher, et en Alpher et Robert Herman. En outre, Alpher et Herman ont pu estimer la temp??rature du fond diffus cosmologique ??tre 5 K, mais deux ans plus tard, ils re-estimaient ?? 28 K. Bien qu'il y ait plusieurs estimations pr??c??dentes de la temp??rature de l'espace (voir calendrier) , ceux-ci souffraient de deux d??fauts. D'abord, ils ont des mesures de la temp??rature effective de l'espace, et ne sugg??rent pas que l'espace a ??t?? rempli avec une thermique Spectre de Planck; deuxi??mement, ils sont d??pendants de notre endroit sp??cial au bord de la galaxie de la Voie Lact??e et ne sugg??rent pas le rayonnement est isotrope. En outre, ils donneraient des pr??visions tr??s diff??rentes si la Terre qui est arriv?? ?? ??tre situ?? ailleurs dans l'univers.

Les r??sultats de 1948 Gamow et Alpher ne ont pas ??t?? largement discut??s. Cependant, ils ont ??t?? red??couvertes par Yakov Zel'dovich dans le d??but des ann??es 1960, et pr??dit ind??pendamment par Robert Dicke en m??me temps. La premi??re reconnaissance publi?? du rayonnement CMB comme un ph??nom??ne d??tectable apparu dans un bref document par sovi??tiques astrophysiciens AG et Doroshkevich Igor Novikov, au printemps de 1964. En 1964, David Todd Wilkinson et Peter Roll, les coll??gues de Dicke ?? l'Universit?? de Princeton , a commenc?? la construction d'un radiom??tre Dicke pour mesurer le fond diffus cosmologique. En 1965, Arno Penzias et Robert Woodrow Wilson ?? la Crawford Colline emplacement Bell Telephone Laboratories dans proximit?? Holmdel, New Jersey avait construit un radiom??tre Dicke qu'ils avaient l'intention d'utiliser pour la radioastronomie et les exp??riences de communication par satellite. Leur instrument avait un exc??s 3,5 K la temp??rature d'antenne qu'ils ne pouvaient pas expliquer. Apr??s avoir re??u un appel t??l??phonique de Crawford Hill, Dicke c??l??bre aphorisme: ??Les gar??ons, nous avons ??t?? creus??s." Une r??union entre le Princeton et les groupes Crawford Colline d??termin?? que la temp??rature de l'antenne ??tait bien due ?? l'arri??re-plan de micro-ondes. Penzias et Wilson ont re??u le 1978 Prix Nobel de physique pour leur d??couverte.

L'interpr??tation du fond diffus cosmologique ??tait une question controvers??e dans les ann??es 1960 avec quelques partisans de la la th??orie de l'??tat stationnaire en faisant valoir que le fond de micro-ondes est le r??sultat de Starlight diffus??e par les galaxies lointaines. En utilisant ce mod??le, et bas?? sur l'??tude de la ligne d'absorption ??troite dispose dans les spectres des ??toiles, l'astronome Andrew McKellar a ??crit en 1941: "Il peut ??tre calcul?? que le ' Temp??rature de l'espace interstellaire de rotation est de 2 K. "Toutefois, pendant les ann??es 1970, le consensus a ??t?? ??tabli que le fond diffus cosmologique est un vestige du big bang. Ce est en grande partie parce que les nouvelles mesures ?? une gamme de fr??quences ont montr?? que le spectre ??tait un thermique , spectre de corps noir, un r??sultat que le mod??le de l'??tat d'??quilibre a ??t?? incapable de se reproduire.

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

Harrison, Peebles et Yu et Zel'dovich r??alis?? que l'univers primitif devrait avoir inhomog??n??it??s au niveau de 10 ^-4 ou ^-5 10. Rashid Sunyaev tard calcul?? l'empreinte observables que ces inhomog??n??it??s auraient sur le fond diffus cosmologique. Limites plus strictes sur l'anisotropie du fond diffus cosmologique ont ??t?? ??tablis par des exp??riences bas??s au sol, mais l'anisotropie a d'abord ??t?? d??tect??s par l'instrument diff??rentiel radiom??tre micro-ondes sur la Satellite COBE.

Inspir?? par les r??sultats de COBE, une s??rie d'exp??riences au sol et depuis ballons mesur??e rayonnement fossile de fond sur les petites ??chelles angulaires cours de la prochaine d??cennie. L'objectif principal de ces exp??riences ??tait de mesurer l'ampleur du premier pic acoustique, qui COBE ne avait pas une r??solution suffisante pour r??soudre. Le premier pic de l'anisotropie a ??t?? provisoirement d??tect?? par le Toco exp??rience et le r??sultat a ??t?? confirm?? par le BOOMERanG et MAXIMA exp??riences. Ces mesures ont d??montr?? que la Univers est sensiblement plat et ont pu exclure cordes cosmiques comme une composante majeure de la formation de la structure cosmique, et a sugg??r?? l'inflation cosmique ??tait la bonne th??orie de la formation de la structure.

Le deuxi??me pic a ??t?? provisoirement d??tect?? par plusieurs exp??riences avant d'??tre d??finitivement d??tect?? par WMAP, qui a ??galement d??tect?? provisoirement la troisi??me pic. Plusieurs exp??riences en vue d'am??liorer les mesures de la polarisation et le fond de micro-ondes sur les petites ??chelles angulaires sont en cours. Il se agit notamment DASI, WMAP, BOOMERanG et Cosmic Background Imager. Exp??riences ?? venir comprennent la Satellite Planck, Atacama Cosmology Telescope, T??lescope calme et les South Pole Telescope.

L'image WMAP de l'anisotropie de temp??rature du CMB.

Relation avec le Big Bang

Les mesures de la CMB ont fait la th??orie du Big Bang inflationniste du mod??le standard des premi??res ??poques de l'univers. Le grand mod??le bang chaude niveau de l'univers exige que les conditions initiales de l'univers sont un Champ al??atoire gaussienne avec un pr??s ??chelle spectre invariant ou Harrison-Zel'dovich. Il se agit, par exemple, une pr??diction de l' inflation cosmique mod??le. Cela signifie que l'??tat initial de l'univers est al??atoire, mais d'une mani??re bien d??termin??e dans laquelle l'amplitude des inhomog??n??it??s primordiales est de 10 ^-5. Par cons??quent, les d??clarations significatives sur les inhomog??n??it??s dans l'univers doivent ??tre statistique dans la nature. Cela conduit ?? variance cosmique o?? les incertitudes de la variance des plus grandes fluctuations d'??chelle observ??s dans l'univers sont difficiles ?? comparer avec pr??cision la th??orie.

Temp??rature

Le rayonnement cosmique de fond et le cosmologique d??calage vers le rouge sont ainsi consid??r??es comme les meilleures donn??es disponibles pour le Big Bang th??orie (BB). La d??couverte de la CMB au milieu des ann??es 1960 r??duite int??r??t des alternatives telles que la la th??orie ?? l'??tat stable. Le CMB donne un aper??u de l' univers o??, selon la cosmologie standard, la temp??rature a chut?? suffisamment pour permettre ?? des ??lectrons et des protons pour former hydrog??ne des atomes, ce qui rend l'univers transparent au rayonnement. Quand il est originaire certains 400000 ann??es apr??s le Big Bang - cette p??riode est g??n??ralement connu comme le ??temps de derni??re diffusion?? ou la p??riode de recombinaison ou d??couplage - la temp??rature de l'Univers ??tait d'environ 3000 K. Ceci correspond ?? une ??nergie d'environ 0,25 eV, ce qui est beaucoup moins que les 13,6 eV ??nergie d'ionisation de l'hydrog??ne. Depuis lors, la temp??rature du rayonnement a diminu?? d'un facteur d'environ 1100 en raison de l'expansion de l'univers. Comme l'univers est en expansion, les photons du CMB sont d??cal??es vers le rouge , ce qui rend la temp??rature du rayonnement inversement proportionnelle ?? l'Univers de longueur de l'??chelle. Pour plus de d??tails sur le raisonnement que le rayonnement est preuve de la Big Bang, voir rayonnement de fond cosmologique du Big Bang .

Le spectre de puissance du fond diffus cosmologique rayonnement temp??rature anisotropie en termes de l'??chelle angulaire (ou multipolaire instant). Les donn??es pr??sent??es proviennent de la WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) et VSA (2004) instruments.

Anisotropie primaire

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

La structure des micro-ondes cosmiques anisotropies de fond est principalement d??termin??e par deux effets: oscillations acoustiques et la diffusion d'amortissement (??galement appel?? collision ou d'amortissement amortissement de la soie). Les oscillations acoustiques surviennent ?? cause d'une concurrence dans le photon - baryon plasma dans l'univers primitif. La pression des photons tend ?? effacer les anisotropies, alors que l'attraction gravitationnelle des baryons - qui se d??placent ?? des vitesses beaucoup moins que la vitesse de la lumi??re - les rend tendance ?? se effondrer pour former des halos denses. Ces deux effets sont en concurrence pour cr??er des oscillations acoustiques qui donnent l'arri??re-plan de sa structure de micro-ondes pic caract??ristique. Les pics correspondent, en gros, ?? des r??sonances dans lequel les photons d??couplent quand un mode particulier est ?? son amplitude de cr??te.

Les pics contiennent signatures physiques int??ressantes. L'??chelle angulaire du premier pic d??termine la courbure de l'Univers (mais pas la topologie de l'Univers). Le deuxi??me pic - vraiment le rapport des pics ??tranges aux pics m??me - d??termine la densit?? baryonique r??duite. Le troisi??me pic peut ??tre utilis?? pour extraire des informations sur la densit?? de la mati??re noire.

Les emplacements des pics donnent ??galement des informations importantes sur la nature des perturbations de densit?? primordiales. Il existe deux types fondamentaux de perturbations de densit?? - appel?? "adiabatique" et "isocourbure." Une perturbation g??n??rale de densit?? est un m??lange de ces deux types, et les diff??rentes th??ories qui pr??tendent expliquer le spectre de perturbation de densit?? primordiale pr??dire diff??rents m??langes.

• perturbations de densit?? adiabatiques

la surdensit?? fractionnaire dans chaque composant de mati??re ( baryons, photons ...) est la m??me. Ce est, se il est de 1% plus d'??nergie dans baryons que la moyenne dans un seul endroit, puis avec un pur perturbations de densit?? adiabatiques il ya aussi 1% plus d'??nergie dans les photons, et 1% plus d'??nergie dans les neutrinos, que la moyenne. inflation cosmique pr??dit que les perturbations sont primordiales adiabatique.

• perturbations de densit?? isocourbure

la somme des fractions surdensit??s est z??ro. Ce est, une perturbation o?? ?? un certain endroit, il ya 1% plus d'??nergie dans baryons que la moyenne, 1% plus d'??nergie dans photons que la moyenne, et l'??nergie de 2% inf??rieure ?? neutrinos que la moyenne, serait une perturbation de isocourbure pur. Cordes cosmiques produiraient perturbations primordiales surtout isocourbure.

Le spectre de CMB est capable de distinguer ces deux parce que ces deux types de perturbations produisent diff??rents endroits de pointe. Isocourbure perturbations de densit?? de produire une s??rie de pics dont les ??chelles de (l -values des pics) angulaire sont ?? peu pr??s dans le rapport 1: 3: 5 ..., tandis que les perturbations de densit?? adiabatiques produisent des pics dont les emplacements sont dans le rapport 1: 2: 3 ... Les observations sont coh??rentes avec les perturbations de densit?? primordiales ??tant enti??rement adiabatique, fournir un soutien cl?? pour l'inflation, et exclure de nombreux mod??les de formation de la structure impliquant, par exemple, des cordes cosmiques.

Collisions amortissement est provoqu?? par deux effets, lorsque le traitement du plasma primordial en tant que fluide commence ?? se d??composer:

• l'augmentation libre parcours moyen des photons que le plasma primordial devient de plus en plus rar??fi?? dans un univers en expansion
• l'??paisseur finie de la surface de derni??re diffusion (LSS), qui provoque le libre parcours moyen pour augmenter rapidement au cours de d??couplage, m??me si certains diffusion Compton se produit encore.

Ces effets contribuent ?? peu pr??s ??galement ?? la suppression des anisotropies sur de petites ??chelles, et donnent lieu ?? la queue d'amortissement caract??ristique exponentielle vu dans les tr??s petites anisotropies ??chelle angulaires.

L'??paisseur de la LSS fait r??f??rence au fait que le d??couplage des photons et baryons ne se produit pas instantan??ment, mais n??cessite plut??t une fraction appr??ciable de l'??ge de l'univers jusqu'?? cette ??poque. Une m??thode pour quantifier exactement combien de temps ce processus a pris utilise la fonction de visibilit?? de photons (PVF). Cette fonction est d??finie de sorte que, en d??signant le PVF par P (t), la probabilit?? qu'un photon de CMB dernier dispers?? entre les temps t et t + dt est donn??e par P (t) dt.

Le maximum de la PVF (le temps o?? il est plus probable qu'un photon de CMB donn??e derni??re dispers??e) est connu tr??s pr??cis??ment. Les r??sultats de la premi??re ann??e de WMAP mis le moment o?? P (t) est maximale 372 +/- 14 ka. Ce est souvent consid??r??e comme le ??temps?? que le CMB form??. Toutefois, afin de savoir combien de temps il a fallu les photons et les baryons de d??coupler, nous avons besoin d'une mesure de la largeur du PVF. L'??quipe WMAP constate que le PVF est sup??rieure ?? la moiti?? de sa valeur maximale (la ??pleine largeur ?? mi-hauteur", ou FWHM) sur un intervalle de 115 +/- 5 ka. Par cette mesure, le d??couplage se est d??roul??e sur environ 115000 ann??es, et quand il ??tait complet, l'univers ??tait ??g?? d'environ 487000 ann??es.

Late anisotropie de temps

Apr??s la cr??ation de la CMB, elle est modifi??e par plusieurs processus physiques collectivement d??nomm??es anisotropie fin-temps ou anisotropie secondaire. Apr??s l'??mission du CMB, la mati??re ordinaire dans l'univers est principalement sous la forme hydrog??ne et d'h??lium d'atomes neutres, mais ?? partir d'observations de galaxies il semble que la plupart du volume de la milieu intergalactique (IGM) se compose aujourd'hui de mati??re ionis??e (car il ya quelques raies d'absorption dues ?? des atomes d'hydrog??ne). Cela implique une p??riode de r??ionisation dans lequel le mat??riau de l'univers se d??compose en ions hydrog??ne.

Les photons du CMB se dispersent hors charges libres telles que des ??lectrons qui ne sont pas li??s ?? des atomes. Dans un univers ionis??, ces ??lectrons ont ??t?? lib??r??s des atomes neutres en ionisant (ultraviolets). Aujourd'hui, ces charges libres sont ?? densit?? suffisamment faible dans la plupart du volume de l'Univers qu'ils ne affectent pas de mani??re mesurable la CMB. Toutefois, si l'IGM a ??t?? ionis?? ?? des temps tr??s anciens o?? l'univers ??tait encore plus dense, alors il ya deux effets principaux sur le CMB:

1. Petits anisotropies d'??chelle sont effac??es (comme quand on regarde un objet ?? travers le brouillard, les d??tails de l'objet floues).
2. La physique de la fa??on dont les photons diffusent des ??lectrons libres ( Diffusion Thomson) induit anisotropies de polarisation sur de grandes ??chelles angulaires. Ce grand angle de polarisation est en corr??lation avec la perturbation importante de la temp??rature de l'angle.

Ces deux effets ont ??t?? observ??s par le satellite WMAP, fournir la preuve que l'univers a ??t?? ionis?? ?? des temps tr??s anciens, ?? un d??calage vers le rouge plus grand que 17. La provenance d??taill??e de ce rayonnement ionisant pr??coce est encore un sujet de d??bat scientifique. Il peut avoir inclus la lumi??re des ??toiles de la premi??re population d'??toiles ( III population ??toiles), lorsque ces supernovae premi??res ??toiles ont atteint la fin de leur vie, ou le rayonnement ionisant produit par les disques d'accr??tion de trous noirs massifs.

La p??riode apr??s l'??mission du fond diffus cosmologique et avant l'observation des premi??res ??toiles est semi-humoristique mentionn?? par les cosmologistes que le ??ge sombre, et est une p??riode qui est ?? l'??tude intense par les astronomes (Voir 21 rayonnement centim??tre).

Autres effets qui se produisent entre la r??ionisation et de notre observation du fond diffus cosmologique qui causent anisotropies comprennent la Effet Sunyaev-Zel'dovich, dans laquelle un nuage d'??lectrons de haute ??nergie disperse le rayonnement, le transfert de l'??nergie pour les photons du CMB, et de la Effet Sachs-Wolfe, qui provoque photons du fond diffus cosmologique pour ??tre gravitationnellement d??cal??e vers le rouge ou bleu d??cal?? en raison de l'??volution des champs gravitationnels.

E mesures de polarisation que de Mars 2006 En termes d'??chelle angulaire (ou multipolaire instant). La polarisation est beaucoup plus mal mesur?? ?? l'anisotropie de temp??rature.

Vitesse par rapport ?? CMB anisotropie

D'apr??s les donn??es du CMB, on voit que notre groupe local de galaxies (l'amas galactique qui comprend Voie Lact??e du syst??me solaire) semble se d??placer ?? 627 ?? 22 km / s par rapport au cadre de la CMB de r??f??rence dans la direction de la galaxie longitude l = 264,4 ^o, b = 48,4 ^o. Ce mouvement se traduit par une anisotropie de donn??es (CMB qui apparaissent l??g??rement plus chaud dans la direction de d??placement que dans la direction oppos??e). L'interpr??tation standard de cette variation de temp??rature est un redshift de vitesse simple et blueshift en raison du mouvement par rapport ?? la CMB, mod??les cosmologiques cependant alternatives peuvent expliquer une certaine fraction de la distribution de temp??rature de dip??le observ??e dans le CMB (voir r??f??rence pour un exemple).

Polarisation

Le fond cosmique micro-ondes est polaris??e au niveau de quelques microkelvins. Il existe deux types de polarisation, appel??es -Modalit??s E et -Modalit??s B. Ce est par analogie avec ??lectrostatique, dans lequel le champ ??lectrique (E -field) a une fuite boucle et le champ magn??tique (B) a une -field fuite divergence. Les E -Modalit??s surgissent naturellement de Diffusion Thomson dans un plasma inhomog??ne. Les -Modalit??s B, qui ne ont pas ??t?? mesur??es et sont consid??r??s comme ayant une amplitude d'au plus un 0,1 μK, ne sont pas produits ?? partir de la physique des plasmas seul. Ils sont un signal de gonflage cosmique et sont d??termin??s par la densit?? de primordial ondes gravitationnelles. D??tecter les -Modalit??s B sera extr??mement difficile, d'autant plus que le degr?? de contamination de premier plan est inconnue et le faible signal de lentille gravitationnelle m??lange le signal relativement forte E -mode avec le signal B -mode.

Micro-ondes observations de fond

Suite ?? la d??couverte de la CMB, des centaines de micro-ondes cosmiques exp??riences de fond ont ??t?? men??es pour mesurer et caract??riser les signatures du rayonnement. L'exp??rience la plus c??l??bre est probablement la NASA Cosmic Background Explorer ( COBE) satellite qui orbite en 1989-1996 et qui a d??tect?? et quantifi?? les grandes anisotropies ?? grande ??chelle ?? la limite de ses capacit??s de d??tection. Inspir?? par les r??sultats de COBE initiales d'un fond tr??s isotrope et homog??ne, une s??rie d'exp??riences au sol et par ballon-quantifi??e anisotropies du CMB sur les petites ??chelles angulaires cours de la prochaine d??cennie. L'objectif principal de ces exp??riences ??tait de mesurer l'??chelle angulaire du premier pic acoustique, pour lesquels COBE ne avait pas une r??solution suffisante. Ces mesures ont pu exclure cordes cosmiques comme la principale th??orie de la formation de la structure cosmique, et a sugg??r?? l'inflation cosmique ??tait la bonne th??orie. Durant les ann??es 1990, le premier pic a ??t?? mesur??e avec sensibilit?? croissante et en 2000, le BOOMERanG rapport?? que les fluctuations de puissance plus ??lev??s se produisent ?? des ??chelles d'environ un degr??. Ensemble avec d'autres donn??es cosmologiques, ces r??sultats impliquent que la g??om??trie de l'Univers est plat. ?? partir du sol Un certain nombre de interf??rom??tres fournis mesures des fluctuations avec une pr??cision plus ??lev??e au cours des trois prochaines ann??es, y compris le Very Small Array, DASI (DASI) et le Cosmic Background Imager (CBI). DASI fait la premi??re d??tection de la polarisation du CMB et le CBI ?? condition que le premier spectre de polarisation E-mode avec des preuves convaincantes que ce est en opposition de phase avec le spectre T-mode.

En Juin 2001 la NASA a lanc?? une deuxi??me mission spatiale CMB, WMAP, de faire des mesures beaucoup plus pr??cises des grandes anisotropies ?? grande ??chelle sur le ciel plein. Les premiers r??sultats de cette mission, a r??v??l?? en 2003, ??taient des mesures d??taill??es du spectre de puissance angulaire au-dessous des ??chelles de degr??s, ce qui limite bien diff??rents param??tres cosmologiques. Les r??sultats sont globalement conformes ?? ceux attendus d' inflation cosmique ainsi que diverses autres th??ories concurrentes, et sont disponibles en d??tail dans le centre de donn??es de la NASA pour Cosmic Microwave Background (CMB) (voir liens ci-dessous). Bien que WMAP a fourni des mesures tr??s pr??cises des grandes fluctuations angulaire ??chelle dans le CMB (structures ?? peu pr??s aussi grande dans le ciel comme la lune), il ne ont pas la r??solution angulaire pour mesurer les fluctuations de moindre envergure qui avaient ??t?? observ??s en utilisant souterraines pr??c??dente bas?? interf??rom??tres.

Une troisi??me mission spatiale, le Planck Surveyor, doit ??tre lanc?? en 2008. Planck utilise ?? la fois Radiom??tres HEMT ainsi que technologie de bolom??tre et mesurera la CMB sur des ??chelles plus petites que WMAP. Contrairement aux deux missions spatiales pr??c??dentes, Planck est une collaboration entre la NASA et l'ESA (l'Agence spatiale europ??enne). Ses d??tecteurs obtenu un proc??s fonctionner ?? l'Antarctique Viper t??lescope ACBAR ( Arcminute Cosmologie Bolometer de r??cepteur Array) exp??rience - qui a produit les mesures les plus pr??cises ?? petites ??chelles angulaires ?? ce jour - et ?? la Archeops ballon t??lescope.

Instruments bas??s au sol suppl??mentaires tels que la South Pole Telescope en Antarctique et le projet Projet Clover, Telescope et l'Atacama Cosmology CALME t??lescope au Chili fournira des donn??es suppl??mentaires non disponibles ?? partir d'observations satellitaires, y compris ??ventuellement la polarisation B-mode.