Kozmológiai diffúz háttér

Kozmológia Modell

A kozmológia standard modellje

Fogalmak

Big Bang Kozmikus infláció nukleoszintézis kiemelkedően sötét energia Sötét anyag megfigyelhető univerzumban

Megfigyelő kozmológia

Kozmológiai diffúz háttér Az univerzum kiterjedése Az univerzum nagy léptékű struktúrái

A kozmikus diffúz háttér vagy FDC (angolul: Cosmic Microwave Background vagy CMB ) annak a nagyon homogén elektromágneses sugárzásnak az elnevezése, amelyet az ég minden irányában megfigyelnek, és amelynek emissziós csúcsa a mikrohullámú tartományban található ( mikrohullámok ). Várható 1948-ban és fedezte fel véletlenül 1964-ben, ez a fizikai jelenség lehetővé teszi a tudományos közösség különbséget tenni a különböző kozmológiai modellek , különösen elhagyásával alapuló modellek tökéletes kozmológiai elv és elsőbbséget alapuló modellek ötlete Big Bang , aki megjósolni az ilyen hősugárzás kibocsátását a korai világegyetem korszakában .

A kozmológia szokásos modellje szerint ez a fosszilis sugárzás kb. 380 000 évvel az ősrobbanás után bocsátott ki, amikor a megfigyelhető univerzum ugyanakkor sokkal kisebb, sűrűbb és forróbb volt. Az Univerzum tágulásával hígítva és lehűtve ma már nagyon alacsony az átlaghőmérséklete , 3 Kelvin (K) nagyságrendű  . A kozmológiai diffúz hátteret felfedezése óta két okból is nagyon tanulmányozták: ez felel meg a legrégebbi elektromágneses képnek, amelyet az Univerzum elérhetővé tesz, és a hőmérséklet és az intenzitás apró variációit mutatja a megfigyelt iránytól függően, részletes anizotropiák az 1990-es évek eleje, amelyek lehetővé teszik számunkra, hogy rengeteg információt gyűjtsünk az Univerzum felépítéséről , koráról és evolúciójáról .

Bevezető

Az ősrobbanás modellje szerint létezésének első évezredeiben az Univerzum lényegesen kisebb, és részecskék (protonok, elektronok, fotonok ...) plazmáját foglalja magában. Ezt követően hűtés közben kitágul . Körülbelül 380 000 évvel ezelőttig a körülmények olyanok, hogy az összes fotont folyamatosan cserélik az elektronok között, az utóbbiak egy "tengert" alkotnak, ahonnan a fotonok nem tudnak elmenekülni.

Az Univerzum, folytatva tágulását, még jobban lehűl, miközben nagyon homogén marad. Ez a hőmérséklet-csökkenés lehetővé teszi a rekombinációt  : az elektronok és az atommagok összekapcsolódnak, atomokat képezve . Az elektronikus „tenger” megszűnt, a fotonok szabadon keringhetnek az Univerzumban, amely „átlátszóvá” vált. Bármelyik időszak is legyen a tekintetben, ezért az Univerzumban mindenhol vannak, kivéve a "hétköznapi" anyagból (bolygók, aszteroidák, por stb.) Álló égitesteket, amelyek áthatolhatatlanok a fotonok számára. Bármely megfigyelő számára ezen fotonok egy részhalmaza egy gömböt képez, amely középpontjában áll, ez az utolsó diffúzió felülete .

Korunkban ezek a fotonok a mikrohullámú tartomány részét képezik az Univerzum tágulása miatt, amely kinyújtotta hullámhosszukat . Ezek együtt alkotják a kozmikus mikrohullámú hátteret (vagy CMB-t a kozmikus mikrohullámú háttérhez ). A fotonok mérhető tulajdonságokkal rendelkeznek: energia és polarizáció. Mivel a felfedezés a CMB az 1960-as, miatt a technológiai korlátok, a tudósok elsősorban tanulmányozták az energia az fotonok a CMB, ami lehetővé annak igazolására, hogy az elektromágneses spektrum az volt, hogy az a fekete test hőmérsékleten indikatív az expanziós az univerzum.

A tudományos közösségnek kísérletekkel és tévedésekkel, tanulmányokkal és vitákkal sikerült megállapítania a CMB természetét és az Univerzum történetét a XX .  Század elején megkezdett munkával, amely ma is folytatódik.

Jóslás és felfedezés

„Így a Penzias és Wilson által megfigyelt rádiózaj 3,5 [kelvin] egyenértékű hőmérsékletnek írható le. Ez a hőmérséklet jóval magasabb volt a vártnál, de abszolút értékében még mindig nagyon alacsony; Ezért nem meglepő, hogy Penzias és Wilson egy pillanatig rágódtak ezen az eredményen, mielőtt közzétették. Akkor biztosan nem lehetett elképzelni, hogy ez lenne a legfontosabb kozmológiai előrelépés a vöröseltolódás felfedezése óta . " -  Steven Weinberg , 1978 A kozmikus diffúz háttér szinonimái

Ez a sugárzás a következő neveken is ismert:

• A "parázs" abból az időből származik, amikor az Univerzum nagyon forró volt;
• "Rádióhullámok kozmikus háttérzaja"  ;
• „Hősugárzási mező”  ;
• "Kozmológiai fekete test"  ;
• "A világegyetemet kitöltő gyenge rádiómező"  ;
• „Halvány maradék ragyogás az ősrobbanástól”;
• „Az ősrobbanás alacsony remanenciája”;
• "A rádió sugárzás kozmikus háttere"  ;
• "Milliméteres sugárzás kozmikus háttere" (a mikrohullámok hullámhossza milliméter nagyságrendű);
• "Diffúz háttér"  ;
• "Mikrohullámú kozmológiai diffúz háttér"  ;
• „Diffúz foton háttér”  ;
• "Diffúz ég háttere"  ;
• „Kozmikus sugárzási háttér”  ;
• „Kozmológiai sugárzási háttér”  ;
• „Univerzális sugárzási háttér”  ;
• "Fosszilis fény"  ;
• „Az ősrobbanás visszamaradó fénye”;
• „Big bang afterglow”  ;
• „Maradó sugárzás 3 K hőmérsékleten  ”  ;
• "Sugárzás 3 K hőmérsékleten  " ( abszolút hőmérsékletére vonatkoztatva );
• "Kozmikus sugárzás"  ;
• "Kozmológiai sugárzás"  ;
• "Háttér kozmológiai sugárzás"  ;
• "Fosszilis kozmológiai sugárzás"  ;
• "Kozmikus diffúz sugárzás"  ;
• „Fosszilis elektromágneses sugárzás”  ;
• „Fosszilis sugárzás”  ;
• „Rádiócsillagászati ​​fosszilis sugárzás”  ;
• "Kozmikus mikrohullámú sugárzás"  ;
• „Maradék mikrohullámú sugárzás”  ;
• "Milliméteres sugárzás"  ;
• "Maradandó sugárzás";
• „Az ősrobbanásból származó maradék sugárzás”  ;
• „3 K hősugárzás”  ;
• "Kozmológiai hősugárzás"  ;
• "Az ősvillanás maradványa" .

A „kozmológiai diffúz háttér” kifejezést az FDC rövidítéssel rövidítik, amely a francia nyelvben rövidítés. Az angol kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMBR) kifejezés jelentése "kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás", míg a kozmikus mikrohullámú háttér (CMB) jelentése "kozmikus mikrohullámú háttér". A tudományos szakirodalom könnyen használja a CMB rövidítést.  

1896-ban Charles Édouard Guillaume azt írta, hogy a hőmérséklet a „sugárzás a csillag” az 5.6  K . 1926-ban Arthur Eddington megbecsülte a galaxis csillagainak nem termikus sugárzásának hőmérsékletét: "... az E = σT 4 képlettel az effektív hőmérséklet ennek a sűrűségnek megfelel 3,18 ° abszolút" . 1938-ban SW Adams csillagász felfedezte a gerjesztő vonalakat, amelyeket a csillagok CN- molekulái bocsátottak ki . Akkor még egyetlen kutató sem tudta megmagyarázni eredetüket. Mindazonáltal, a tudósok hőmérsékletének mérésére izgalom: 2.3  K . 1946-ban Robert Dicke azt jósolta, hogy a "kozmikus anyagból származó sugárzás" hőmérséklete körülbelül 20 K , de háttérsugárzást nem említett.

Georges Lemaître 1931-ben hangoztatta a primitív atom elméletét, hogy leírja az Univerzum tágulását , azt állítva, hogy kezdetekor az Univerzum egyetlen atomban volt, "amelynek atomtömege az egész univerzum tömege" . E modell szerint az Univerzum, amely egyszerre homogén és izotróp, exponenciálisan nő egy hatalmas energiát tartalmazó tömegből. Albert Einstein elutasítja ezt a modellt, mert csak egy statikus univerzumban hisz; hatása olyan, hogy a kutatók viszont elutasítják Lemaître hipotézisét. 1948-ban azonban Lemaître munkájára támaszkodva George Gamow , Ralph Alpher és Robert Herman közzétette az Ősrobbanás modelljeit, és először jósolta a kozmikus diffúz háttér létét. A cikkekben a három tudós 5  K hőmérsékletre becsüli a hőmérsékletét . Más tudósok becsülték a világűr átlagos hőmérsékletét, de számításaik hibásak voltak. Arthur Eddington például kiszámított egy effektív hőmérsékletet, amelynek CMB-közeli értéke véletlen volt: ez a galaxisunk csillagainak sugárzásának felelt meg, és nem az Univerzumot kitöltő elektromágneses spektrumnak . Gamow, Alpher és Herman jóslatai 1948 és 1955 között számos fizikai konferencián kerültek megvitatásra, míg az utóbbi kettőt a Johns Hopkins Egyetem Alkalmazott Fizikai Laboratóriumában (Applied Physics Laboratory) alkalmazzák , amely befejezi a CMB-vel kapcsolatos kutatásukat. Ezt a témát nem az akkori uralkodó csillagászati ​​közösség hozza fel, mert nem érdekli a kozmológia kilátásai .  

Tanulmányozása után abszorpciós vonalak finom spektruma a csillag, a csillagász Andrew McKellar írta 1941-ben: „Mi lehet számítani a”  hőmérséklet rotációs  „a csillagközi tér 2 K . " Annak kitalálása nélkül " felfedezte a fosszilis sugárzás létezését. " 1955-ben az égbolt tanulmányozása során Emile Le Roux, a Nançay rádiómegfigyelő központja szinte izotróp háttérsugárzást közöl 3  ±  2  K hőmérsékleten . 1957-ben Tigran Shmaonov arról számolt be, hogy "a háttér-rádióemisszió abszolút effektív hőmérséklete ... 4  ±  3  K  " . Jelzi, hogy a sugárzás intenzitása független a megfigyelés idejétől vagy irányától. Az 1960-as években Jakov Zeldovich és Robert Dicke ismét megjósolta a CMB létét. Az 1964 tavaszán megjelent rövid cikkben Andrej Doroskevics és Igor Novikov asztrofizikusok jelentik be elsőként a kozmikus diffúz háttér kimutatásának lehetőségét. 1964-ben David Todd Wilkinson és Peter Roll, Dicke kollégái a Princetoni Egyetemen Dicke tervei szerint elkezdtek radiométert építeni a CMB kimutatása céljából.

Szintén 1964-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson , a New Jersey-i Bell Labs Holmdel Komplexumban dolgozó fizikusok befejezték a Dicke radiométer építését a rádiócsillagászati jelenségek és a műholdas kommunikáció tanulmányozása céljából . A1964. május 20, egyértelműen bizonyítják a CMB létezését, még akkor is, ha a műszer 4,2  K- nál nagyobb zajhőmérséklettel rendelkezik , amelyet figyelmen kívül hagynak. Egy találkozó során a Princeton és a Bell Labs kutatói megállapítják, hogy a CMB sugárzása felelős az antenna túlzott hőmérsékletéért. Penzias és Wilson 1965-ben bejelentett felfedezése több éves kutatás csúcspontja volt. A cikkben kifejtik, hogy " egy izotróp diffúz elektromágneses sugárzásról van szó, amely nem polarizált , és a szezonális típus minden változata nélkül az Univerzumból származik" . A két amerikait véletlen felfedezésükért 1978 -ban fizika Nobel-díjjal jutalmazták . Ez a szinte izotróp elektromágneses háttérzaj nincs kapcsolatban csillaggal , galaxissal vagy más égitesttel.

A CMB létezése vitatható volt az 1960-as években, mert az állandósult állapot elmélet egyes támogatói azzal érveltek, hogy a CMB a távoli galaxisokból származó csillagfény szétszóródásának eredménye . Az 1970-es években azonban konszenzus alakult ki: a CMB az ősrobbanás maradványa . A szélesebb frekvenciatartományon végzett pontosabb mérések bizonyítják, hogy hőspektruma megegyezik egy fekete testével , amelyet az egyensúlyi állapot elmélete nem képes megmagyarázni.

Harrison, Peebles, Yu és Zeldovitch mind a négyen arra a következtetésre jutottak, hogy a kialakuló világegyetem kicsi inhomogenitást mutat (10 −4 és 10 −5 közötti nagyságrendben ). Rashid Sunyaev később kiszámítja azt a megfigyelési lenyomatot, amelyet ezek az inhomogenitások a CMB-n tapasztalhatnak. A földre telepített egyre pontosabb mérőeszközök lehetővé tették a CMB anizotropiájának méréseivel kapcsolatos bizonytalanságok csökkentését az 1980-as években. RELIKT-1, szovjet kísérlet a CMB anizotropiájáról a Prognoz 9 műhold fedélzetén ( indított 1 -jén július 1983), csökkent a felső határ a bizonytalanság anisotropics nagyszabású. A NASA COBE küldetése minden kétséget kizáróan anizotrópiákat mutat be; Az eredményeket 1992-ben tették közzé. George Fitzgerald Smoot és John C. Mather, aki felelős volt a felfedezést lehetővé tevő két eszközért, 2006-ban fizikai Nobel-díjat kapott .

Megfigyelő küldetések

"A fosszilis sugárzás [...] az összes fotonból áll, amelyek az átlátszatlanság-átlátszóság átmenet során bocsátottak ki, és amelyek azóta szabadon terjedtek. Ők a világegyetem legrégebbi fotonjai. A világegyetem kora, mínusz millió év. " -  Hubert Reeves , 1988 Szögletes mérlegek

Amikor a CMB-n mutatják be munkájukat, a tudósok inkább egy látszólagos méretet vagy egy szögskálát jeleznek . Valóban létezik egy „szögtávolság-átmérő összefüggés”, amely „egyszerű trigonometrikus viszony az ívelt térben” . Ily módon mentesülnek a kötelezettség alól, hogy meghatározzák, hogy megfelelő hosszúságú-e (amely az Univerzum tágulásának függvényében változik), vagy komobil hossznak (amely érzéketlen az Univerzum tágulására ). A földi ég, galaxisok foglalnak kevesebb, mint egy perc alatt az ív (1), galaxisok elfoglalni néhány perces arc és szuperklasztereket galaxisok , »kevesebb, mint 1 °« . A Hold látszólagos átlagos átmérője 31 perc (31 '). Közelebb a Földhöz, átmérője elérheti a 33 ívpercet is.

Továbbá a tudósok három kategóriába sorolják a szögméréseket: kicsi, közepes és nagy szögméret. Az ívperc vagy ennél rövidebb jelenségeken végzett mérésekről azt mondják, hogy azok kis léptékűek. Ha a mérések egy perc ív és egy fok közötti jelenségekre vonatkoznak, akkor azt mondják, hogy köztes skálán vannak. Ha a méret meghaladja a fokozatot, akkor azt mondják, hogy nagy méretűek.  

A CMB felfedezését követően több száz tanulmány készült annak jellemzésére. Például egy 1979-ben megkezdett és legalább 1984-ig tartó olasz-amerikai együttműködés megerősíti, hogy a CMB fekete testként viselkedik  ; "[Röviddel ezután]" az ESO és az MIT együttműködése megerősíti, hogy a CMB kozmológiai jelenségből fakadt, és nem égi tárgyból . A NASA Cosmic Background Explorer (COBE) küldetése , amelyet 1989 és 1996 között végeztek, nagy mértékben észleli és számszerűsíti az anizotropikumokat .

Az 1990-es években , mivel nagy léptékű mérések nem tudták felfedni a diffúz fenék szabálytalanságait, a Föld talajából vagy a sztratoszférikus léggömbök fedélzetén kísérleteket hajtottak végre az anizotropiák kis szögméretekben történő mérésére. Az elsődleges cél az, hogy a szögletes skála az első nyomás csúcs vagy akusztikus csúcs (jelent meg, amikor a sűrűség a primordiális Univerzum ment nagy eltérések, által okozott gravitációs instabilitások, amely indukált akusztikus rezgések a plazmában.; Lásd alább a további részleteket) . Az első csúcsot a Toco kísérlet során észlelték volna , ezt az eredményt a BOOMERanG és a MAXIMA vizsgálatok is megerősítették . Második csúcsot más kísérletek is kimutatták volna, beleértve a WMAP-ot is, amely minden kétséget kizáróan megerősíti annak létezését (a harmadik csúcsot is észlelte volna).

2000-ben és 2010-ben számos kísérletet végeztek a gravitációs polarizáció és a szögfelbontás mérésének javítására, többek között a BICEP2 , BOOMERanG, DASI , a Planck műhold , a QUaD , a Déli-sarki távcső , az Atacama kozmológiai teleszkóp , a QUIET teleszkóp és a WMAP .

2001 júniusában a NASA elindította a pályára a második CMB vizsgálati küldetést, a WMAP -ot azzal a céllal, hogy pontosabb méréseket gyűjtsön a nagyszabású anizotropiákról. A szögteljesítmény-spektrum első mérései 2003-ban jelentek meg, egy foknál kisebb pontossággal, ami lehetővé teszi több kozmológiai zavar kiküszöbölését. Az eredmények általában összhangban vannak a kozmikus infláció elméletével és más versengő elméletekkel. Még akkor is, ha a földi kísérletek lehetővé teszik az ingadozások mérését, felbontásuk alacsonyabb, mert "a Föld légkörének melege félelmetes parazita zajt hoz létre" .

2009 májusában az Európai Űrügynökség elindította a Planck műholdat e mérések felbontásának javítása céljából; ez a vizsgálati küldetés 2013 októberéig folytatódik a HEMT tranzisztoros radiométereknek (amelyek akár milliméteres frekvenciákat is képesek működtetni és hétszer érzékenyebbek, mint a legjobb kortárs tranzisztorok) és a 100, 143, 217, 353 központú frekvenciasávokra érzékeny bolométereknek , 545 és 857  GHz , Planck jobb felbontással képes megfigyelni a CMB-t, mint a WMAP. Műszereit korábban az Antarktiszon, a Viper teleszkóp helyszínén tesztelték, ahol az ACBAR műszer részét képezték - egy kísérletet, amely páratlan pontossággal mért anizotropiákat kis szögméretekben, és az Archeops kísérlet során (a műszert sztratoszférikus léggömbbe szerelték).

2013 márciusában a Planck műholdért felelős csapat CMB-térképeket tett közzé, amelyek közül az egyik az átlagtól való hőmérséklet-eltéréseket, a másik a tömegeloszlást, a harmadik pedig a „hőmérséklet-rendellenességeket” tartalmazza . E modellek szerint az Univerzum egy kicsit idősebb lenne, mint az általánosan elfogadott érték. A CMB az apró hőmérséklet-változások székhelye lett volna, amikor az Univerzum 370 000 éves volt. Ezek a jelek a Világegyetem hullámzását tükrözik, alig másodpercmilliárd másodperccel. A hullámzás a kozmikus háló nagy struktúráinak kialakulásának forrása  : galaxisok és sötét anyag halmazai . E 2013-as modellek szerint az Univerzum 4,9% közönséges anyagból , 26,8% sötét anyagból és 68,3% sötét energiából áll . 2015 februárjában a plancki misszió új eredményeket tett közzé. Ezek szerint az Univerzum 13,799 ± 0,021 milliárd éves, a Hubble-állandó pedig 67,74 ± 0,46  (km / s) / Mpc .

A Planck- misszió hivatalosan 2018 júliusában ért véget, a közeljövőben nem terveznek ilyen nagyságrendű missziókat, és a tudósok úgy vélik, hogy a Planck- adatokból további lényeges információk nem vonhatók le . A tudósok azonban folytatnak néhány kutatást: a CMB elektromágneses polarizációjának mérése (amely lehetővé tenné a kozmikus infláció aláírásának megtalálását ) és a nagy kozmikus struktúrák CMB hőmérsékletére és elektromágneses polarizációjára gyakorolt ​​hatásának elemzése ( ez a gravitációs lencsék hatásainak tanulmányozását jelenti ).

Jellemzők

„[...] a jel nagyon homogénnek tűnik az égen. Szakértők szerint "izotróp módon" viselkedik. Intenzitása a látás irányától függetlenül állandó marad. Arra következtethetünk, hogy a legtávolabbi régiókból származik. Tájékoztat minket a kozmosz távoli múltjáról. Ennek a földönkívüli hubbubnak nem lehet közeli vagy helyi eredete (Naprendszer, Tejút ...). "

A kutatás megállapította, hogy a kozmikus diffúz háttér két „fő fizikai jellemzővel rendelkezik: termikus tulajdonságokkal és izotropiával  ” . A CMB tökéletes fekete testként jelenik meg a mérőeszközök pontosságának határain belül, függetlenül az égbolt megfigyelt területétől. 1965 és 1978 között a sugárzás intenzitását több mint egy tucat hullámhosszon mértük 73,5 és 0,33 centiméter között; "Mindegyik mérés összhangban van az energia hullámhossz szerinti Planck-eloszlásával, 2,7 és 3  Kelvin közötti hőmérsékleten . " Ha az abszolút hőmérsékletet csak 0,1% -os pontossággal határozzák meg, akkor a COBE műhold FIRAS műszerének köszönhetően a CMB alakját és annak összhangját a fekete testével sokkal nagyobb pontossággal határozzák meg  ; a készülék ezt a hőmérsékletet határozta meg a legpontosabban: 2,728  ±  0,002  K , és számszerűsítette, hogy nincs-e különbség a megfigyelt spektrum és egy fekete test spektruma között. Ez a sugárzás körülbelül egy rész 100 000 izotrópra vonatkoztatva . A CMB elektromágneses spektrumának mérése a legpontosabb az összes ismert természetes fekete test közül .

A CMB tartalmazza az Univerzum sugárzó energiájának többségét , amely megközelítőleg az Univerzum energia-sűrűségének 6 × 10−5- ös része. A CMB energia sűrűsége 0,25  eV / cm 3 (4,005 × 10 −14  J / m 3 ), míg foton sűrűsége 400−500 foton / cm 3 .

A CMB nagy egyenletességet mutat nagy léptékben, tekintet nélkül annak irányára. Kis méretekben megfigyelve azonban a megfigyelés irányától függően percek közötti hőmérséklet-különbségeket mutat, amelyeket a CMB ingadozásának vagy anizotrópiájának is neveznek. Az 1990-es évek óta a legtöbb kutatás ezen anizotrópiák jellemzésére összpontosított. Ha az utolsó szórási felület hatásai okozzák őket , akkor "elsődlegesnek" (vagy "belsőnek") nevezzük őket. Ha ezeket a sugárzás kölcsönhatásai okozzák forró gázokkal vagy gravitációs mosogatókkal , akkor olyan kölcsönhatások lépnek fel, amelyek az utolsó szórófelülettel való érintkezés után következnek be, de mielőtt a sugárzás eljutna egy megfigyelőhöz, akkor azt mondják, hogy „másodlagosak”.

Elsődleges anizotrópiák

„Ami a milliméteres sugárzási háttér irányfüggését teszi izgalmas tanulmány tárgyává, hogy ennek a sugárzásnak nem kell tökéletesen izotrópnak lennie . Előfordulhatnak intenzitási ingadozások, amelyek kis irányváltozásokkal járhatnak, amelyeket a világegyetem "csomós" jellege okoz a sugárzás kibocsátásának idején vagy azóta. " -  Steven Weinberg , 1978

A CMB primer anizotropiáinak szerkezete két hatás következménye, főleg: a barionok akusztikus rezgései és a diffúziós csillapítás . Az oszcillációk viszont a fotonok és barionok közötti kölcsönhatások következményei a korai világegyetem plazmájában . A fotonok által kifejtett nyomás hajlamos az anizotrópiák kiküszöbölésére, míg a gravitációs húzás miatt a sokkal lassabban mozgó barionok változó sűrűségű tömegeket képeznek. Ez a két antagonista hatás akusztikus rezgéseket hoz létre, létrehozva a CMB jellegzetes csúcsait. Ezek a csúcsok nagyjából ott alakulnak ki, ahol az akusztikus rezgések rezonálnak , ahol a fotonok leválnak, amikor a rezonancia elér egy bizonyos rezgési módot.

Az első csúcs szögskálája jelzi az Univerzum görbületét (de nem a topológiáját ). A következő csúcs - a páratlan csúcsok és a páros csúcsok aránya - meghatározza a barionok csökkent sűrűségét . A harmadik csúcs felhasználható a sötét anyag sűrűségének kiszámítására . Azok a régiók, ahol a csúcsok találhatók, szintén információt nyújtanak az első zavarok sűrűségéről. A zavar sűrűségének két típusa van: az „  adiabatikus  ” és az „izokurvatúra” (lásd az Ős sűrűség ingadozása című cikket ). Az általános zavarsűrűség e két típus keveréke. Az elméletek, amelyek megpróbálják megmagyarázni az elsődleges zavarok sűrűségspektrumát, különböző keverékeket jósolnak:

• adiabatikus zavar-sűrűség: minden részecsketípus ( barionok , fotonok stb.) ugyanazt a zavar-sűrűséget biztosítja. Például, ha egy helyen a barionok sűrűsége 1% -kal magasabb az egész átlagánál, akkor a fotonok szintén 1% -kal többet hoznak, és ugyanez a neutronok esetében is . A kozmikus infláció azt jósolja, hogy az elsődleges zavarok adiabatikusak.
• iso-görbületi zavar sűrűség: az egyes részecskék zavar sűrűségeinek összege nulla. Ha egy bizonyos helyen a barionok 1% -kal több energiát szolgáltatnak, mint az összesített átlag, a fotonok ugyanazt a további energiát, és a neutrínók 2% -kal kevesebb energiát szolgáltatnak, akkor ez izogörbületi zavarokat okoz. A kozmikus húrok elsődleges zavarokat okoznak.

A CMB spektrum azért különbözteti meg ezt a két típust, mert különböző helyeken okoznak csúcsokat. Az iso-görbületi zavarok sűrűsége 1: 3: 5: ... arányban szögskálájú csúcsokat eredményez, míg az adiabatikus zavarok sűrűsége 1: 2: 3 arányú csúcsokat eredményez. A megfigyelések arra a következtetésre vezetnek, hogy az elsődleges zavarsűrűségek teljesen adiabatikusak, ami erős érv a kozmikus infláció mellett , ezáltal számos más modellt kiküszöbölve.

A plazma fokozatos eltűnése kozmikus felfúvódás alatt a diffúzióval csillapítja a csillapítást, miközben ütközés nélkül felerősíti a csillapítást. Két jelenség áll ennek a második csillapításnak a forrása:

• a fotonok átlagos szabad útjának növekedése, mivel a plazma szűkül a táguló világegyetemben;
• az utolsó szórás felületének véges mélysége (vagy vastagsága) , ami megmagyarázza az átlagos szabad út gyors növekedését a leválasztás során, még akkor is, ha a Compton-szórás folytatódik.

Ez a két jelenség egyformán járul hozzá az anizotrópiák elnyomásához kis léptékben, és az anizotrópiák csillapításának jellegzetességét idézi elő nagyon kis szögméretben.

A fotonok és barionok leválasztása nem azonnali, akkor történik, amikor az Univerzum elér egy bizonyos kort; ez az oka annak, hogy az utolsó diffúziós felület mélysége véges. A leválasztási folyamat időtartamának számszerűsítésére szolgáló módszer a foton láthatósági függvényen (PVF) alapszik . A P ( t ) függvény meghatározza annak valószínűségét, hogy egy foton szétszóródott a t és a t + dt idők között . A PVF maximuma (vagyis amikor egy CMB foton a legnagyobb valószínűséggel szétszóródott) pontosan ismert. A WMAP- megfigyelések eredményei lehetővé teszik a P ( t ) maximális számítását 372 000 évre. Ezt a kort általában a CMB képzésének koraként használják. A fotonok és barionok leválasztása azonban nem volt pillanatnyi, ezért ésszerű konfidencia intervallumot kell kiszámítani. A WMAP csapata kiszámította, hogy a PVF meghaladja a 115 000 évre vonatkozó maximális érték felét. Tehát a függetlenítés 115 000 évig tart, és akkor ér véget, amikor az Univerzum eléri a 487 000 évet.

Késői anizotrópiák

„Az FDC fontossága alapvető. Először is, a maga kozmológiai jellege nyomokat ad az univerzum homogenitása és izotropiája mellett. És ez azt jelzi, hogy ez utóbbi sűrű és forró állapoton ment keresztül. Tehát összességében lehetővé teszi az ősrobbanás modellek megerősítését azáltal, hogy alkalmatlanná teszik a versengő modelleket vagy a megkísérelt modelleket. [...] Ez a sugárzás a rekombináció idejéből származik, vagyis egy nagyon távoli múltból. Ezért tájékoztat minket az ebben a pillanatban zajló fizikáról, az ősuniverzumról , különös tekintettel az akkor jelenlévő ingadozásokra [...] Végül egy távoli fényforrás szerepét tölti be, amely előtt az összes tárgy profilozva van közelebb, újabb. Ezekkel a csillagászati ​​tárgyakkal való kölcsönhatás [...] lokálisan módosítja tulajdonságait. Így ezeknek a módosításoknak az elemzése tájékoztat bennünket a rekombináció és az időnk közötti univerzumról. " -  Lachièze-Rey és Gunzig , 1995

Megjelenése óta a fizikai folyamatok módosították a diffúz háttér szerkezetét; a „késői anizotrópiák” vagy „másodlagos anizotrópiák” kifejezés alá vannak csoportosítva. Amikor fotonjai szabadon kezdtek közlekedni, a közönséges anyag főleg hidrogén- és héliumatomokból állt, amelyek mind elektromosan semlegesek voltak. A jelenlegi megfigyelések azonban azt mutatják, hogy a világűr nagy részét leginkább ionizált anyag alkotja . Mivel a semleges hidrogénatomok már nem olyan bőségesek, azt a következtetést kell levonni, hogy egy jelenség jelentősen megváltoztatta a hidrogénatomokat: ez reionizáció .

A korai világegyetem fotonjait szabad elektromos töltések, például elektronok szórták szét. Az ionizált univerzumban az ultraibolya sugarak megszabadították ezeket a részecskéket a semleges atomoktól. Ma az egész Univerzumban a töltött részecskék sűrűsége olyan alacsony, hogy nem befolyásolja a diffúz hátteret. Ha azonban a csillagközi közeget a korai világegyetem idején , amikor sűrűbb volt, ionizálták , a háttér két hatást gyakorolt:

1. apró anizotrópiákat töröltek ( nagyjából ugyanúgy, ahogy a köd elmosja a körülvett tárgyak részleteit)
2. az elektronok által szétszórt fotonok fizikája polarizált anizotrópiákat indukál nagy szögskálákon. Ez a szögpolarizáció korrelál a széles látószögű hőmérsékleti zavarral.

Ezt a két hatást a Wilkinson mikrohullámú anizotropia szonda ( űrmegfigyelő) hozta nyilvánosságra , amely azt mutatja, hogy az Univerzumot nagyon fiatalon ionizálták. A tudósok (2010-es években) még mindig vitatják ennek az elhamarkodott ionizációs folyamatnak a forrását. Lehet, hogy a fény az első csillagoktól ( III. Populáció ), a szupernóvák fényétől, amikor életük végéhez értek, vagy ionizáló sugárzás keletkezik a szupermasszív fekete lyukak akkréciója során .

Ezt követően a kozmikus diffúz háttér aláírását két rekombináció és a korabeli megfigyelések között bekövetkezett hatások befolyásolták : a Szunjajev-Zel'dovich-effektus (nagyon energikus elektronok szórják a fényt, energiájuk egy részét diffúz fotonokra továbbítják) és a Sachs-Wolfe effektus (egy gravitációs mező hatására a diffúz fotonok pirosra vagy kékre tolódnak ).

A gravitációs hullámok és a gravitációs hatások polarizációja

"A kozmológiai diffúz háttér az elméleti és a megfigyelési kozmológia alapvető eleme, az ősrobbanás modellek egyik alapja [...] Valójában a felfedezése [...] vezetett az 1960-as évek végén, nagyon széles körben ragaszkodnak ezekhez a modellekhez, amelyek gondolata Georges Lemaître-re vezetett vissza 1931-ben [...] Hogyan alakultak például a galaxisok és más kozmikus struktúrák, amelyeket ma megfigyelünk? Kiderült, hogy a diffúz kozmológiai sugárzás tulajdonságai meglehetősen döntő fontosságúak voltak ebben az alapvető kérdésben. " -  Lachièze-Rey és Gunzig , 1995

Mivel az ősuniverzum a rekombinációig átlátszatlan , elméletileg hiábavaló ott elektromágneses jellegű információk keresése. Ennek ellenére a tudósok spekuláltak az elektromágneses polarizáció lehetőségével. A mérések megerősítik, hogy az infravörös tartományban a CMB elektromágneses spektruma nem mutat polarizációt. Érzékeny azonban a gravitációra.

Az általános relativitáselmélet a Albert Einstein használja a technika az tenzor kalkulus , hogy tanulmányozza a gravitációs hullámok (OG). Az elektromágneses hullám (OE) két mező székhelye: mágneses (a vektorral ábrázolt ) és az elektromos (a vektorral ábrázolt ). Mivel az OG-k, az OE-khez hasonlóan, hajlamosak a polarizációra, a tudósok tenzormennyiségeket hoztak létre az OG-khoz társítva, amelyeket analógia útján "B-módoknak" és "E-módoknak" neveztek. Az EO-kban a mágneses és elektromos mezők bizonyos minták szerint oszcillálnak (lineáris, kör alakú vagy elliptikus); az OG-ben a B és E módok oszcillálnak. B→{\ displaystyle {\ vec {B}}}E→{\ displaystyle {\ vec {E}}}

Ami az elektromágneses CMB megfigyelésére gyakorolt ​​gravitációs hatásokat illeti, a Degase Angular Scale Interferometer (DASI) először 2002-ben észlelte a CMB gravitációs polarizációját - Thomson heterogén plazmában történő szétszóródásának természetes következménye . A kozmikus háttérképalkotó (CBI) megerősíti az E gravitációs polarizációs módok létezését. Ezek a mérések azt mutatják, hogy az Univerzum geometriája szinte lapos (vagyis szinte euklideszi ), nem pedig ívelt (ami ezért engedelmeskedne például a Riemann-geometria törvényeinek ). Ezek lehetővé teszik számunkra annak megállapítását, hogy a kozmikus szerkezet fő alkotóelemeként nincsenek kozmikus húrok , és arra engednek következtetni, hogy a kozmikus infláció jobban megmagyarázza ennek a szerkezetnek a kialakulását.

A CMB-ben a B módok kimutatása rendkívül nehéz, mivel a szennyezés mértéke ismeretlen, és a gyenge gravitációs lencsék keverik az E módokat (amelyeknek erős aláírása van) a B módokkal (amelyeknek gyenge az aláírása). A B-módokat a gravitációs lencsék E-módokra gyakorolt ​​hatása és a kozmikus infláció okozta gravitációs hullámok okozzák. A kozmológusok kétféle B módot jósolnak: az első a kozmikus infláció során jelenik meg, kicsit az ősrobbanás után , míg a második a később megjelenő gravitációs lencsék következménye . A primer gravitációs hullámok, amelyek az ősuniverzumban jelentek meg, megfigyelhetők voltak a CMB polarizációjában. A kozmikus infláció modelljei megjósolják létezésüket; felfedezésük tehát alátámasztja ezt az elméletet (intenzitásuk lehetővé teszi e modellek szétválasztását). Három jelenség következményei: maga a tér felfújása, az infláció utáni új felmelegedés, valamint az anyag és a sugárzás folyadékainak turbulens keveréke. A B-módú polarizációt 2013 októberében a Déli-sarki teleszkóp és a Herschel űrtávcső is megfigyelte , amit a Planck műhold adatainak tanulmányozása (2015) is megerősít . Ezek a mérések segíthetnek az Univerzum eredetével kapcsolatos elméletek igazolásában. 2014 októberében a POLARBEAR kísérleti csoport tanulmányt tett közzé a B módokról 150  GHz-en . 97,2% -os megbízhatósági szintet jelentve azt állítja, hogy kozmológiai eredetűek (és nem a csillagközi por következményei ).

Hőmérséklet-dipólus

„Jellemzői lehetővé teszik az Univerzum első pillanatai történetének visszavezetését, amelyet atomreakciók háborítanak fel, amelyek negyed óra alatt az anyag 25% -át héliummá alakítják. " -  J. Heidmann , 1968

A CMB megfigyelései a COBE műhold részéről

A méréseket helyi hatások szennyezik, amelyek elfedik a kozmikus diffúz háttér finom struktúráit. A legjelentősebb hatást a hőmérséklet-dipól adja, ezt a hatást a Föld és a Naprendszer űrbeli versenyei okozzák . Ezeket a méréseket a mikrohullámú szennyeződések is szennyezik, többek között a galaktikus síkból , amelyet a CMB szerkezetének feltárása érdekében meg kell tisztítani. Ezenkívül le kell vonni a galaxisok és ködök elektromágneses emisszióit , így a CMB térképek hiányosak. Az első kép, a COBE műhold megfigyelésének eredménye , a hőmérséklet-dipólust mutatja (mind a vörös, mind a kék eltolódás miatt) és a Tejút csillagainak egy részét. A második képen a dipólus effektust eltávolítják, de a Tejút csillagainak hatása , amely fénysávként jelenik meg a Föld égén, még mindig jelen van. Az utolsó képen a CMB látható, amikor a Tejút dipólus és a csillagok hatásait eltávolítják. A tisztítás után ezek a mérések lehetővé teszik a szögteljesítmény-spektrumot bemutató térképek készítését. A tudósok számítógépeket és a Fourier-transzformációt használnak ezek létrehozásához, ezeket az égi térképeket gömb harmonikusokra bontva . A Markov-láncok által a Monte-Carlo módszer alkalmazásával kapott eredmény számos kozmológiai paraméter korlátozását teszi lehetővé.

Mivel a során a Föld a Naprendszer , és általánosabban az elmozdulás az utóbbi tekintetében a kibocsátási felületén a CMB, a hőmérséklet a kozmikus diffúz háttér mutat variáció iránya szerint. Ezek az elmozdulások tehát a Doppler-effektus révén egyszerre hoznak létre kék elmozdulást az elmozdulás irányában, és egy piros eltolódást az ellenkező irányban. Ez a hőmérséklet-dipólus megváltoztatja a CMB értékeit. A Doppler-effektus lehetővé teszi a sebesség kiszámítását ebből a hőmérséklet-különbségből. A helyi csoport (amelyben a Tejútrendszer található ) 627  ±  22  km / s sebességgel mozog magához a CMB-hez képest (amelyet tehát kozmológiai referenciakeretnek tekintünk ) a galaktikus hosszúság irányában l = 276  ±  3 ° , b = 30  ±  3 ° .

Egyéb rendellenességek

„Így az utolsó diffúzió felülete messze a legszélesebb, a legtávolabbi és a leghomogénebb rendszert alkotja, amelyet ismerünk, több, mint az összes galaxis halmaza vagy az összes ismert kvazár . [...] Ez a felület a legrégebbi kérdést képviseli, amelyet feltárhatunk (ez a [CMB] fő érdeke). Ez a lehető legnagyobb dimenzió tárgya, amely elérhető megfigyeléseinkhez. [... a CMB] kinematikai referenciarendszert alkot, jobban, mint a távoli csillagok; még a legtávolabbi galaxisoknál vagy kvazároknál is jobb. [...] Ez az utolsó szórású felület, a Világegyetem legnagyobb megfigyelhető területe a legjobb lehetőséget kínálja az Univerzum homogenitásának tesztelésére is. " -  Lachièze-Rey és Gunzig , 1995

Mivel a WMAP adatai pontosabbak, mint a korábbi adatok, a kutatók azzal érveltek, hogy a CMB anomáliákat mutat, legyen szó elektromágneses pólusok megmagyarázhatatlan összehangolásáról, nagyon nagy léptékű anomáliákról vagy nem Gauss-féle eloszlásról . Történelmileg a tudósok támogatják az anizotrópiák gömb harmonikusokra bomlását . "Ebben a módban a legalacsonyabb sorrendű kifejezéseket, a dipólust ( l = 1) és a kvadrupolt ( l = 2) külön kezeljük", mert az elsőt észlelték először, és lényegesen intenzívebb, mint a többi pólus; mindkettő a Doppler-effektus következménye a Naprendszer CMB-hez viszonyított lefolyása miatt. A Föld mozgásának irányában , amely elmozdulást okoz a kék felé , megjelenik a dipólus; a kvadrupol, a relativisztikus hatás következménye, százszor kevésbé intenzív.

Hosszú vita érinti az elektromágneses pólusokat. Amint a COBE- adatok felhasználásával CMB-térképet tettek közzé , a kutatók megjegyzik, hogy az elektromágneses kvadrupól ( gömb harmonikusokban l = 2 ) alacsony amplitúdót mutat, összehasonlítva az ősrobbanás modelljével . Ezenkívül az elektromágneses kvadrupól és az oktupol ( l = 3) megmagyarázhatatlanul egymáshoz igazodni látszik, az ekliptikai síkkal és az egyenlőséggel . A számítások körültekintő elemzése után a kutatók szerint az igazítás kevesebb, körülbelül 5% -kal lenne kisebb. Több kutatócsoport azt javasolta, hogy az összehangolás az új, fizikailag alkalmazható fizika aláírása lehet, amelyet más csoportok az adatok szisztematikus hibáira hivatkozva elutasítanak . A lokális hatások és a kozmikus variancia (statisztikai bizonytalanság az Univerzum nagyon nagy távolságok megfigyelésében) miatt a nagy léptékű mérések soha nem lesznek jobbak, mint a kis szögmérések. További elemzések azt mutatják, hogy a mikrohullámú frekvenciasávban végzett mérések érzékenyek a bremsstrahlung , a szinkrotron sugárzás és a kozmikus por okozta elektromágneses szennyezésre  ; hibákat is rontanak az elektromágneses monopólus és a dipólus kísérleti bizonytalansága miatt. A teljesítményspektrum teljes Bayes-analízise , WMAP mérésekből, alátámasztja a quadrupole előrejelzését a ΛCDM modell alapján , míg a megfigyelt oktupol nem tekinthető jelentősnek. A 2013-ban megjelent, a WMAP- nál jóval érzékenyebb műszereket szállító Planck műholdas csoport megfigyelései ugyanarról a rendellenességről számoltak be. Ezért a műszerhibákat (de nem az előtér szennyeződését) ki kell zárni. A WMAP csapatának tudományos vezetője, Charles Bennett egybeesést javasolt: „Azt hiszem, van pszichológiai hatás; az emberek szokatlan dolgokat akarnak találni ” .

Amatőr megfigyelések

Douglas Scott, a Brit Kolumbiai Egyetem csillagásza 2001-ben azt javasolta, hogy sugárzott csatorna hiányában az analóg televíziók intenzív monokróm zajt, "havazást" jelenítsenek meg. a diffúz háttérből érkező jelek egy százaléka. A készülék az utolsó szétszórt felületről származó fotonokat rögzíti, és vizuális ábrázolást készít róluk. Még akkor is, ha széles körben használják, ez az ötlet kérdéseket vet fel, és 2016-ban Leonard Burtscher, a Max-Planck Földönkívüli Fizikai Intézet kutatója értékelte megvalósításának lehetőségét. Megállapítja, hogy a közönséges televíziókészülék által befogadott diffúz háttérzaj körülbelül 200 000-szer kisebb, mint a benne rejlő zaj, ami nagyon spekulatívvá teszi a „látás” lehetőségét. De ha nagyon gyenge is, a korlátozott eszközökkel rendelkező amatőrök belekezdtek a kozmikus diffúz háttér erejének mérésébe. 2008-ban két amatőr csillagász rádiómérőt épített egy műholdas televízió vevőantenna alapján, amelynek átmérője egy méter átmérőjű volt, és amelyet alumínium fólia képernyő védett a parazita sugárzástól. Rendszerüket vízzel kalibrálják, ami nem akadályozza meg őket abban, hogy a hőmérséklet diffúz hátterét megtalálják 3,6  K és 4,5  K között . Ugyanazzal a cél, és csak olcsó használt alkatrészek, Jack Gelfand bemutatja 2017-ben egy sugárzásmérő ellátott kürt antenna , melynek hossza 23  cm és egy LNB amelyeket általában televíziós vétel műholdon. Folyékony nitrogénben végzett kalibrálása lehetővé teszi a háttérsugárzás hőmérsékletének 3,9  K-ra történő felmérését .

Kozmológiai diffúz háttér és Nagy Bumm

„A legfontosabb dolog , amelyet 1965-ben a 3 fokos kelvin [ sic ] háttér utolsó felfedezése az volt, arra kényszerített minket, hogy vegyük komolyan azt az elképzelést, hogy valóban létezik a világegyetem kezdete. " -  Steven Weinberg , 1978

Az 1940-es évek végén Alpher és Herman arra a következtetésre jutottak, hogy ha lenne egy nagy durranás, az Univerzum tágulása hígította volna a plazma energiáját, csökkentve a plazmából származó sugárzás hőmérsékletét, hogy a mikrohullámú mikrohullám tartományába kerüljön. elektromágneses spektrum , amely körülbelül 5  K hőmérsékletnek felel meg . Becslésük kissé téves, de helyesen feltételezték. Annak ellenére, hogy megjósolták a CMB létezését, Penzias és Wilson csak 15 évvel később véletlenül fedezte fel a kozmikus mikrohullámú hátteret.

A CMB felfedezése az 1960-as években minden alternatív modell iránti érdeklődés elvesztését okozta , például az egyensúlyi állapot elméletét (vagy a folyamatos teremtés elméletét). A CMB és a Hubble-Lemaître-törvény (fordítva: „távoli galaxisokból való menekülés” ) valóban két fontos bizonyítékot jelentenek az ősrobbanás elmélet mellett , amely a CMB megfigyeléseinek köszönhetően a legjobb standard kozmológiai modell 2005-ben.

A CMB pillanatfelvételt nyújt az Univerzumról, amikor a kozmológiai standard modell szerint a hőmérséklete eléggé leesett ahhoz, hogy az elektronok és protonok hidrogénatomokat képezzenek , így az univerzum szinte átlátszóvá válik a sugárzás szempontjából, mert a fotonokat ezután már nem szórják el szabad elektronok. Amikor a CMB megjelent 380.000 évvel a Big Bang - időben az úgynevezett „utolsó adás ideje” időszak rekombináció vagy függetlenítés időszakban - a hőmérséklet a világegyetem körülbelül 3000  K . Körülbelül 0,26  eV energiának felel meg , amely lényegesen alacsonyabb, mint a hidrogén ionizációs energiája : 13,6  eV (ezért a fotonok nem képesek érezhetően módosítani az atomok energiaállapotát. Hidrogén).

Az ősrobbanás modellje szerint a kozmikus infláció azt jósolja, hogy  születése után körülbelül 10−37 másodperccel az Univerzum exponenciálisan növekszik , amely időszak szinte minden szabálytalanságot kiküszöböl. A kvantum fluktuációk a inflaton (feltételezett forrása exponenciális infláció) az oka a fennmaradó szabálytalanságokat. A csillagok és a bolygók létrejötte előtt az Univerzum kisebb volt, sokkal forróbb és egyenletes ragyogással volt tele, amelyet egy fehér plazma , a fotonok , az elektronok és a barionok közötti reakció helye vált ki . Az univerzum tágulása során az adiabatikus hűtés a plazma energiasűrűségét olyan hőmérsékletre csökkenti, amely kedvező az elektronok és protonok újracsoportosulásához , amikor is atom hidrogén képződik . Ez a rekombináció akkor kezdődik, amikor a hőmérséklet eléri a 4000  K-ot vagy megközelíti a 3000  K-t  ; az Univerzum ekkor hozzávetőlegesen 379 000 éves. A fotonok, amelyek nem reagálnak ezekkel az elektromosan semleges atomokkal, diffúzió nélkül kezdenek terjedni az Univerzumban , a sugárzás szétválasztásának kezdete (az a pillanat, amikor az anyag és a fotonok már nem állnak hőegyensúlyban ).

Az összes leválasztott foton színhőmérséklete azóta folyamatosan csökken; ma elérte a 2.726 0  ±  0.001 3  K értéket . Tovább csökken, ahogy az Univerzum mérete folyamatosan növekszik. Ez tehát egyenértékű egy fekete test nagyon alacsony hőmérsékleten  : 2.726  K . Az ősrobbanás paradigma szerint a jelenlegi sugárzás az utolsó szórófelületről származik . Ezt az eredetet a primitív plazma felszínének minden olyan helye alkotná, ahol a szétválasztás megnyilvánult, és ezért ez lenne az a hely, ahonnan a megfigyelő műszerek által ma detektált CMB fotonok származnak.

A rekombináció óta a CMB hőmérsékletét körülbelül 1100-ra osztották , az Univerzum tágulása miatt . Ennek során a CMB fotonjai a vörös felé tolódtak el , ami csökkentette energiaszintjüket. Átlagos hőmérsékletük fordítottan arányos a skála faktorral , amely paraméter az Univerzum időbeli tágulását írja le. Ha az Univerzum tovább bővül, a kozmológiai diffúz háttér a vörös felé tolódik el addig a pontig, amíg már nem észlelhető, mert spektrumát felülmúlja mind a csillagok emissziós spektruma, mind egyéb háttérsugárzás, amely várhatóan nagyon távoli jövőben.

A CMB apró hőmérséklet-különbségei azt jelzik, hogy "a kozmikus tér lapos" vagy akár "a kozmikus tér görbülete nulla! (Majdnem nulla, kivéve a megfigyelési bizonytalanságokat) ” . 2008-ban a kutatók a CMB gömb harmonikusainak tanulmányozása alapján előrevitték, hogy az Univerzum nem euklideszi és végtelen, inkább Poincaré dodekaéderes tere . Joseph Silk kozmológus szerint a CMB egy „kozmikus adattár” , amely felhasználható Mach elvének érvényesítésére . 2019-ben három asztrofizikus másképp elemezve a CMC-n a Planck műhold által továbbított adatokat , azzal érvel, hogy az Univerzum görbe lesz; következtetésüket azonban fenntartással fogadják vagy elutasítják, mert ezek az adatok statisztikai ingadozásokat mutatnak. A három kutató statisztikailag szignifikáns színváltozásokat is megfigyel ", amikor összehasonlítják az ég kis területeit és amikor nagy régiókat hasonlítanak össze" a Lapos Univerzum modellje szerint. Ha görbe lenne, ezek a variációk nem jelennek meg. Görbe világegyetemi modelljük azonban nem szünteti meg a Hubble-állandó értékének problémáját .

A kultúrában

Nicolas Baier kanadai művész készítette a La Pouponnière fotómontázsot, amely a kozmikus diffúz háttér egyik változatát mutatja be.

A Csillagkapu Világegyetem sci-fi sorozatában a Fate hajót egy idegen faj indítja útjára, hogy megtalálja a kozmikus diffúz háttér szerkezetének töredékeit az eredeti minta rekonstruálása érdekében.

Megjegyzések és hivatkozások

(en) Ez a cikk részben vagy egészben az angol Wikipedia " Kozmikus mikrohullámú háttér  " című  oldaláról származik ( lásd a szerzők felsorolását ) .

Eredeti idézetek

1. (en) "  Az E = σT 4 képlettel a sűrűségnek megfelelő effektív hőmérséklet 3º.18 abszolút  "
2. (in) "  kiszámítható que la»rotációs hőmérséklet«a csillagközi tér 2 K .  "
3. (in) "  a rádióadás abszolút effektív hőmérséklete a háttérben ... 4 ± 3 K  "
4. (be) "  határozza meg a modell kozmikus varianciáját  "
5. (en) "  Azt hiszem, van egy kis pszichológiai hatás; az emberek szokatlan dolgokat akarnak találni.  "
6. (in) "  utolsó szórás ideje  "
7. (in) "  Amikor összehasonlítják az ég kis területeit és amikor összehasonlítják a széles területeket  "

Megjegyzések

1. Megkülönböztetni más diffúz alapoktól, például diffúz infravörös, rádió, röntgen, gravitációs és neutrino háttérektől .
2. Az elektronikában a zaj hőmérséklete arányos az elektronikus zaj frekvenciájával.
3. Silk 1997 , p.  175, írja: "... az ingadozásokat szinte nyomáshullámoknak (vagy hanghullámoknak) gondolhatjuk" .
4. Összehasonlításképpen: a WMAP küldetés 4,6% közönséges anyagot , 22,7% sötét anyagot és 72,8% sötét energiát adott vissza ( Drissen 2011 ,  245. o. ).
5. A „kozmikus szórás” kifejezés statisztikai bizonytalansága megfigyelések az Univerzum nagyon nagy távolságra. Ez a bizonytalanság abból adódik, hogy a kozmológusok képtelenek összehasonlítani eredményeiket egy másik mintával, mivel egyetlen univerzum egyetlen régióját vizsgálhatják .
6. A Föld körülbelül 600  km / s sebességgel mozog . Az égbolt hőmérséklet-eloszlása ​​betartja a Doppler-effektus törvényét, amelyet körülbelül erre a sebességre fejez ki: T(θ)≈T0[1+vkötözősaláta⁡θ+v22kötözősaláta⁡2θ]{\ displaystyle T (\ theta) \ kb T_ {0} [1 + v \ cos {\ theta} + {\ frac {v ^ {2}} {2}} \ cos {2 \ theta}]} hol van a szög a megfigyelés iránya és a Föld sebessége között. A (a Föld az utolsó diffúzió felszíne felé tart) komponense megfelel a dipólusnak, míg a benne lévő komponens (a Föld sugársebessége az utolsó diffúzió felszínéhez viszonyítva) megfelel a kvadrupolnak ( Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , pp.  193-194).θ{\ displaystyle \ theta}kötözősaláta⁡θ{\ displaystyle \ cos {\ theta}}kötözősaláta⁡2θ{\ displaystyle \ cos {2 \ theta}}
7. Steven Weinberg fizikus már 1978-ban jelzi, hogy ez már a legjobb modell ( Weinberg 1978 ,  14. o. ).
8. A Hubble állandó számítva Big Bang megfigyelések különbözik a Hubble állandó számított szupernóva megfigyelések .

Hivatkozások

1. Weinberg 1978 , p.  65.
2. A három test problémája [“ 三 体 ”] (  kínai fordításból Gwennaël Gaffric fordította), Actes Sud , koll.  "  Exofictions  ",2016( ISBN  978-2-330-07074-8 ) , p.  127. O. 425, a fordító köszönhetően Lin Chieh-an, „orvos asztrofizika” , mert „az értékes javításokat és javaslatokat”
3. Weinberg 1978 , hátlap.
4. Barrow 1996 , p.  67.
5. Olivier Dore, Tanulmányok a kozmológiai fekete test és a galaxishalmazok anizotropiáiról , Párizsi Asztrofizikai Intézet,2001( online előadás , online olvasás [PDF] ) (doktori tézis).
6. Weinberg 1978 , p.  18.
7. Az "  óriási durranás utánvilágítása  " a (z) EditorDavid szerkesztõben: "  A sötét anyag elmagyarázásához a gravitációnak nagyon furcsának kellene lennie  " a slashdot.org oldalon ,2020. november 20
8. fordítása „  halvány utánvilágítás a Big Bang  ” (in) Davide Castelvecchi, „  Big Bang teleszkóp finálé védjegyek Egy korszak vége a kozmológiában  ” , Nature , vol.  559,2018, P.  455-456 ( DOI  10.1038 / d41586-018-05788-5 , olvassa el online ).
9. Weinberg 1978 , p.  141.
10. Weinberg 1978 , p.  10.
11. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , hátlap.
12. Jesse Rogerson, „  A mikrohullámú kozmikus diffúz háttér perforálása  ”, Ingenium Network,2017.
13. Aurélien Barrau (asztrofizikus): "  Három hipotézis egy nagy durranáshoz  ", Le Monde diplomatique ,2012. február( online olvasás ).
14. "  A kozmosz fosszilis sugárzása  " , CNRS,2010. március 18.
15. Weinberg 1978 , p.  16.
16. Drissen 2011 , p.  242.
17. Weinberg 1978 , p.  99.
18. Reeves 1988 , p.  308.
19. Az "  ősrobbanásból származó maradék fény  " fordítása a (z) "  Liz George  " -ban , az MIT Media Lab,2018.
20. Clegg 2017 , p.  138.
21. Weinberg 1978 , p.  93.
22. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , címlap.
23. "  Planck elvégzi a kozmológiai háttérsugárzás polarizációjának méréseit  " , Insitut d'astrophysique de Paris,2015. február.
24. Clegg 2017 , p.  133.
25. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , Előszó .
26. "  Kozmológiai diffúz háttér: és világítani fog az univerzum  " , France Culture,2017. május 23.
27. "  Hubert Reeves által bemutatott gyűjtemény  ", Science & Vie , n o  1228,2020 január, P.  68
28. Bojowald 2013 , p.  155.
29. Raymond A. Serway ( fordította  Robert Morin és Céline Temblay), testalkat III: Optique et testalkat Moderne [ „Physics tudósok és mérnökök számára / modern fizika”], Laval (Québec), Éditions Études Vivantes,1992, 3 e  . , 776  p. ( ISBN  2-7607-0542-0 , online előadás ) , p.  686
30. Reeves 1994 , p.  134.
31. fordítása "  ereklye sugárzás  " a (in) Rennan Barkana és Abraham Loeb, a fizika és a korai története az Intergalaktikus Medium , arXiv,2007( olvasható online [PDF] ).
32. "  Fosszilis sugárzás  " , Futura Sciences,2018.
33. Heidmann 1968 , p.  117.
34. Reeves 1994 , p.  120.
35. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  3.
36. (a) "  kozmikus háttérsugárzás [1 rekordot]  " , Termium,2018. január.
37. (en) Douglas Scott, "  Gyakran Ismételt Kérdések  " , Csillagászat és Asztrofizika a Brit Kolumbiai Egyetemen,2001.
38. "  (Fordítási kérelem)  " , Google,2018.
39. (in) "  (a kérés fordítása)  " , DeepL,2018. január(a bal oldali párbeszédpanelen írja be a „  Kozmikus mikrohullámú háttér  ” szöveget ).
40. (in) "  (Keresés)" CMB "Kozmikus mikrohullámú háttér" "  " , Google Tudós,2018. január 30.
41. C.-É. Guillaume, "  Az űr hőmérséklete  ", La Nature , n o  1214,1896 Idézi: AKT Assis és MCD Neves: „  A 2,7 K hőmérséklet története Penzias és Wilson előtt  ”, Apeiron , vol.  2. n o  3.,1995. július, P.  80 ( online olvasás [PDF] ).
42. (in) "  A csillagok belső alkotmánya  " , Science , vol.  66, n o  16991927. július 22, P.  82 ( DOI  10.1126 / tudomány.66.1699.81-a ) Idézi: AKT Assis és MCD Neves: „  A 2,7 K hőmérséklet története Penzias és Wilson előtt  ”, Apeiron , vol.  2. n o  3.,1995. július, P.  80 ( online olvasás [PDF] ).
43. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  86-87.
44. (in) H. Kragh , kozmológia és ellentmondások: a történelmi fejlődés a két elmélet a világegyetem , Princeton University Press ,1999( ISBN  0-691-00546-X , online olvasás ) , p.  135.
45. (in) Robert H. Dicke , Robert Beringer , Robert L. Kyhl és AB Vane , "  Légköri abszorpciós mérések mikrohullámú radiométerrel  " , Physical Review , vol.  70. Nem csontokat  5-6,1946, P.  340–348 ( DOI  10.1103 / PhysRev.70.340 , Bibcode  1946PhRv ... 70..340D ).
46. Hladik 2017 , p.  144.
47. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  25–26.
48. Roman Ikonicoff, "A  tanulmány megerősíti, hogy az univerzumnak nincs preferált iránya  ", Science & Vie ,1 st október 2016( online olvasás ).
49. Hladik 2017 , p.  135.
50. Hladik 2017 , p.  133-134.
51. Dominique Lambert, "  A hipotézist a primitív atom  ", Pour la science - Les GENIES de la science , n o  30 február - április 2007 ( olvasható online ).
52. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  1.
53. (in) G. Gamow , "  Az elemek keletkezése és a galaxisok szétválasztása  " , Fizikai Szemle , 1. évf.  74, n o  4,1948, P.  505–506 ( DOI  10.1103 / PhysRev.74.505.2 , Bibcode  1948PhRv ... 74..505G ).
54. (in) G. Gamow , "  Az univerzum evolúciója  " , Nature , vol.  162, n o  4122,1948, P.  680–682 ( PMID  18893719 , DOI  10.1038 / 162680a0 , Bibcode  1948Natur.162..680G ).
55. (in) RA Alpher és RC Herman , "  Az elemek relatív bőségéről  " , 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 és MCD Neves, "  A Penzias és Wilson előtti 2,7 K hőmérséklet története  " , Apeiron , Vol.  2. n o  3.,1995. július, P.  79–87 ( online olvasás [PDF] ).
58. (in) EL Wright , "  Eddington térhőmérséklete  " , UCLA,2006(megtekintés : 2008. december 11. ) .
59. (in) A. McKellar , "  Valószínűleg a csillagközi térben jelen lévő atomokból álló diatomiás molekulák legalacsonyabb államaiból származó molekuláris vonalak  " , Dominion Astrophysical Observatory publikációi , Vancouver, BC, Kanada, vol.  7, n o  6,1941, P.  251–272 ( Bibcode  1941PDAO .... 7..251P ).
60. Reeves 1994 , p.  131-132.
61. (in) H. Kragh , kozmológia és ellentmondások: a történelmi fejlődés a két elmélet a világegyetem , Princeton University Press ,1999( online olvasható ) , p.  343.
62. Reeves 1994 , p.  132.
63. (ru) TA Shmaonov , "  Kommentár  " , Pribory i Tekhnika Experimenta , vol.  1,1957, P.  83. ( DOI  10.1016 / S0890-5096 (06) 60772-3 ).
64. (a) PD Naselsky DI Novikov és ID Novikov , a fizika a kozmikus háttérsugárzás ,2006( ISBN  0-521-85550-0 , online olvasás ).
65. (in) AA Penzias , "  Az elemek eredete  " , Nobel olvasmány , Nobel Alapítvány ,2006(megtekintés : 2006. október 4. ) .
66. (in) RH Dicke , "  A hősugárzás mérése mikrohullámú frekvenciákon  " , Scientific Instruments áttekintése , vol.  17, n o  7,1946, P.  268–275 ( PMID  20991753 , DOI  10.1063 / 1.1770483 , Bibcode  1946RScI ... 17..268D ).
67. (en) „  a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezéséért  ” a szerkesztőség munkatársainál, „  A fizikai Nobel-díj 1978  ”, Nobel Alapítvány , 2010. Hozzáférés: 2010. június 20.
68. (in) RH Dicke , "  Kozmikus fekete test sugárzás  " , Astrophysical Journal , vol.  142,1965, P.  414–419 ( DOI  10.1086 / 148306 , Bibcode  1965ApJ ... 142..414D ).
69. (in) PJ E Peebles , a fizikai kozmológia alapelvei , Princeton University Press ,1993, 139–148  . ( ISBN  0-691-01933-9 ).
70. (in) AA Penzias és RW Wilson , "  A túlzott antennahőmérséklet mérése 4080 Mc / s sebességnél  " , The Astrophysical Journal , vol.  142, n o  1,1965, P.  419–421 ( DOI  10.1086 / 148307 , Bibcode  1965ApJ ... 142..419P ).
71. (in) Smoot Group, "  A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  " , Lawrence Berkeley Lab,1996. március 28(megtekintés : 2008. december 11. ) .
72. Reeves 1988 , p.  56-57.
73. Heidmann 1968 , p.  123.
74. (in) Douglas Scott, "  a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  " , Astronomy and Astrophysics, a University of British Columbia,2001. "  [...] már nem hiteles minden olyan kísérlet, amely a CMB eredetét a jelenlegi asztrofizikai jelenségek (azaz csillagok, por, rádiógalaxisok stb.) miatt értelmezi.  " .
75. (hu) JV Narlikar és NC Wickramasinghe , "  mikrohullámú háttérsugárzás egy Steady State Universe  " , Nature , vol.  216, n o  51101967, P.  43–44 ( DOI  10.1038 / 216043a0 , Bibcode  1967Natur.216 ... 43N ).
76. (in) PJE Peebles , "  A relativisztikus forró big bang kozmológia esete  " , Nature , vol.  352, n °  6338,1991, P.  769–776 ( DOI  10.1038 / 352769a0 , Bibcode  1991Natur.352..769P ).
77. (in) ER Harrison , "  Fluktuációk a klasszikus kozmológia küszöbén  " , 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 és JT Yu , "  Primeval Adiabatic perturbation in a Expanding Universe  " , Astrophysical Journal , vol.  162,1970, P.  815–836 ( DOI  10.1086 / 150713 , Bibcode  1970ApJ ... 162..815P ).
79. (in) YB Zeldovich , "  Egy hipotézis, amely egyesíti az univerzum szerkezetét és entrópiáját  " , a Royal Astronomical Society havi közleményei , 1. évf.  160, n csont  7-8,1972, P.  1P - 4P ( DOI  10.1016 / S0026-0576 (07) 80178-4 ).
80. (in) AG Doroshkevich, YB Zel'dovich és RA Syunyaev (1978) "A mikrohullámú háttérsugárzás ingadozása a galaxis képződésének adiabatikus és entrópikus elméleteiben" Az univerzum nagy léptékű szerkezete; A szimpózium közleményei : 393–404 p., Tallinn, Észt SZSZ: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.  Noha ez az első tanulmány, amely részletesen bemutatja az inhomogenitások, mint a CMB anizotropiáinak megfigyelhető sűrűségű ujjlenyomatát, Peebles és Yu 1970 már végzett néhány előzetes munkát .
81. (in) GF Smooth , "  Struktúra a COBE differenciál mikrohullámú radiométer első éves térképein  " , Astrophysical Journal Letters , vol.  396, n o  1, 1992, P.  L1 - L5 ( DOI  10.1086 / 186504 , Bibcode  1992ApJ ... 396L ... 1S ).
82. (in) CL Bennett , "  Négyéves COBE DMR kozmikus mikrohullámú háttérmegfigyelések: térképek és alapvető eredmények  " , Astrophysical Journal Letters , vol.  464,1996, P.  L1 - L4 ( DOI  10.1086 / 310075 , Bibcode  1996ApJ ... 464L ... 1B , arXiv  astro-ph / 9601067 ).
83. (in) „  felfedezéséért a feketetest formáját és anizotrópia a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  ” a szerkesztőség „  A fizikai Nobel-díjat 2006-ban  ,” Nobel Alapítvány , 2010. Lap 1 -jén : 2010. július.
84. Sarah Sermondadaz: „  A hét kérdése: Miért jelenik meg a kozmológiai háttér ovális térképként?  " , Science & Avenir,2018. január 5
85. Drissen 2011 , p.  245.
86. Clegg 2017 , p.  133.
87. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  31.
88. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  91.
89. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  91-92.
90. (in) "  Kozmikus tárgyak helyzete és méretei  " , Űrkönyv - Las Cumbres Obszervatórium,2018.
91. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  159, 184 és 169.
92. Például Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  A 149-151, 169-181 és a 185-190 kísérleteket tucatnyi, e célból végzett kísérlet tárgyalja.
93. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  145-146.
94. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  146.
95. (in) "  A NASA és COBE tudósok Win Top kozmológia díjat  " , a NASA,2006. augusztus 15.
96. (a) "  A háttérsugárzás rövid története  " , NASA,2018.
97. (en) C. Grupen , Astroparticle Physics , Springer ,2005, 240–241  o. ( ISBN  3-540-25312-2 ).
98. (in) AD Miller , "  A magas chilei Andokból készült mikrohullámú háttér szögspektrum-teljesítményének mérése  " , 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 Ω mérése a Boomerang észak-amerikai tesztrepüléséből  " , The Astrophysical Journal Letters , vol.  536, n o  22000, P.  L63 - L66 ( DOI  10.1086 / 312744 , Bibcode  2000ApJ ... 536L..63M , arXiv  astro-ph / 9911445 ).
100. (in) S. Hanany , "  MAXIMA-1: A kozmikus mikrohullámú háttéranizotrópia mérése 10'-5 ° -os szögmérleg  " , Astrophysical Journal , vol.  545, n o  1,2000, P.  L5 - L9 ( DOI  10.1086 / 317322 , Bibcode  2000ApJ ... 545L ... 5H , arXiv  astro-ph / 0005123 ).
101. (en) G. Hinshaw (WMAP-együttműködés), CL Bennett , R. Bean , O. Doré , MR Greason , M. Halpern , RS Hill , N. Jarosik , A. Kogut , E. Komatsu , M . Limon , N. Odegard véleményéhez csatlakozva , SS Meyer , L. oldal , HV Peiris , DN Spergel , GS Tucker , L. Verde , JL Weiland , E. Wollack és EL Wright , "  Three-évre Wilkinson Mikrohullámú anizotrópia Probe (WMAP) megfigyelések: hőmérséklet-elemzés  ” , 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: A CMB polarizációjának mérése a BOOMERanG-vel  " , G31 kísérleti kozmológiai csoport,2018(megtekintés : 2015. október 7. ) .
104. (in) EM Leitch , "  Polarizáció mérése a fokos szögskála interferométerrel  " , Nature , vol.  420, n o  6917,2002. december, P.  763–771 ( PMID  12490940 , DOI  10.1038 / nature01271 , Bibcode  2002Natur.420..763L , arXiv  astro-ph / 0209476 ).
105. (in) A Planck-együttműködés "  A Planck tudományos programja  "2006.
106. (in) Quad együttműködés: "  Első évad Quad CMB hőmérsékleti és polarizációs teljesítmény-spektrumai  " , The Astrophysical Journal , vol.  674, n o  20082008, P.  22–28 ( DOI  10.1086 / 524922 , Bibcode  2008ApJ ... 674 ... 22A , arXiv  0705.2359 ).
107. (in) I Carlstrom, "  A 10 méteres déli pólusú távcső  " , A Csendes-óceáni Csillagászati ​​Társaság publikációi , 1. évf.  123, n o  903,2009, P.  568-581 ( DOI  10,1086 / 659.879 , Bibcode  2011PASP..123..568C , arXiv  0.907,4445 ).
108. (in) A. Fowler és ACT együttműködés, "  Az Atacama Kozmológiai Teleszkóp: A 600 <>>> ℓ <8000 kozmikus mikrohullámú háttér teljesítményspektrum mérése 148 GHz-en  " , 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. (en) "  QUIET (Q / U képalkotó kísérlet)  " , QUIET együttműködés2008. február 17(hozzáférés : 2008. május 24. ) .
110. (in) "  A WMAP teljesítmény: A korai univerzum részletes képe  " , NASA (hozzáférés: 2013. november 29. ) .
111. (en) CL Bennett , (WMAP együttműködés), G. Hinshaw , N. Jarosik , A. Kogut , M. Limon , SS Meyer , L. Page , DN Spergel , GS Tucker , E. Wollack , EL Wright , C. Barnes , MR Greason , RS Hill , E. Komatsu , MR Nolta , N. Odegard , HV Peiris , L. Verde és JL Weiland , „  Elsőéves Wilkinson mikrohullámú anizotropia (WMAP) megfigyelések: előzetes térképek és alapvető eredmények  ” , Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  148,2003, P.  1–27 ( DOI  10.1086 / 377253 , Bibcode  2003ApJS..148 .... 1B , arXiv  astro-ph / 0302207 ). Ez a cikk figyelmeztet arra, hogy a statisztikai számítások összetettek és nem használhatók a legtöbb CMB elemzésben.
112. Reeves 1994 , p.  119.
113. (in) "  Planck története  " az ESA , az Európai Űrügynökség tudományos misszióin (hozzáférés: 2018. február 6. ) .
114. (in) Takashi Mimura, "  A korai története a nagy elektronmozgékonyságú tranzisztor (HEMT)  " , IEEE Transactions on Mikrohullámú Theory and Techniques , Vol.  50, n o  3,2002. március.
115. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  140-141.
116. (en) JM Lamarre , JL Puget BY 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 egyház , 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. Lande , 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 és D. Yvon , „  Planck indítás előtti állapota: A HFI eszköz, specifikáció a tényleges teljesítményre  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  520,2010, P.  1–20 ( ISSN  0004-6361 , DOI  10.1051 / 0004-6361 / 200912975 , online olvasás [PDF] ).
117. (in) "  arcminutes Cosmology Bolometer Array Receiver - Instrument Description  " , Holzapfel Group2008. január 10.
118. (en) CL Reichardt BY Ade , JJ Bock , James Bond , JA Brevik , CR Contaldi , MD mázolás , JT Dempsey , JH Goldstein , WL Holzapfel , CL Kuo , AE Lange , M. Lueker , M. Newcomb , JB Peterson , J. Ruhl , MC Runyan és Z. Staniszewski , „  Nagyfelbontású Cmb teljesítményspektrum a teljes Acbar adatkészletből  ” , 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: nagy felbontású, széles lefedettség Sky léggömb Kísérlet Mapping CMB anizotrópiák  " , 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. • en) "  Hőmérséklet-eltérések térképe az átlagtól (565x318 képpont)  " , ESA,2013 április
     • en) "  Az átlagtól (3600x1800 képpont) terjedő hőmérséklet-eltérések térképe  " , NASA,2013 április.
121. ( Szerkesztőség), "  A korai világegyetem feltérképezése  " , The New York Times ,2013. március 21(megtekintés : 2013. március 23. ) .
122. (in) Whitney Clavin és JD Harrington , "  Planck Mission hozza Universe élesen  " , a NASA ,2013. március 21(elérhető : 2013. március 21. ) .
123. (a) BY 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-HERAUD , 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 , Lubin miniszterelnök , 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 , Santos , M. Savelainen , G. Savini , D. Scott , MD Seiffert , P. Serra , EPS Shellard , LD Spencer , M. Spinelli , V. Stolyarov , R. Stomp vagy 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 Tent , P. Vielva , F. Villa , LA Wade , BD Wandelt , IK Wehus , M. White , SDM White , A. Wilkinson , D. Yvon , A. Zacchei és A . Zonca , "  Planck 2015 eredmények  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  594,2016, P.  32. táblázat, 4. táblázat ( ISSN  0004-6361 , DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201525830 , Bibcode  2016A & A ... 594A..13P , arXiv  1502.01589 ) (H 0 és Age / Gyr paraméterek , utolsó oszlop).
124. (in) Davide Castelvecchi, "  Big Bang végső teleszkóp védjegyek Egy korszak vége a kozmológiában  " , Nature , vol.  559,2018, P.  455-456 ( DOI  10.1038 / d41586-018-05788-5 , olvassa el online ).
125. (en) Martin White, „Anisotropies in the CMB” , Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99 , UCLA ,1999( Bibcode  1999dpf..conf ..... W , arXiv  astro-ph / 9903232 ) , p.  1.
126. Lachièze-Rey és 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 és EL Wright , "  a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás Spectrum a 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 , "A kozmikus mikrohullámú háttéranizotrópia elméleti áttekintése" , WL Freedman, Az univerzum mérése és modellezése , 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 és AN Lasenby , általános relativitáselmélet: Bevezetés fizikusok , Cambridge University Press ,2006( ISBN  0-521-82951-8 ) , p.  388.
132. (in) A. Unsöld és B. Bodo , Az új kozmosz - Bevezetés a csillagászatba és az asztrofizikába , Springer-Verlag ,2002, 5 -én  ed. ( ISBN  3-540-67877-8 ) , p.  485.
133. (in) Malcolm S. Longair, szembesítés a kozmológiai elméletek megfigyelési adatokat , Springer Science & Business Media,1974. szeptember 30( online bemutató ) , p.  144.
134. (a) Ruth Durrer, "  kozmológia II: A termikus világtörténelem  " [PDF] ,2014. augusztus 6.
135. Weinberg 1978 , p.  91.
136. Silk 1997 , p.  61.
137. (in) Daniela Saadeh , Stephen M. Feeney , Andrew Pontzen , Hiranya V. Peiris és Jason D. McEwen : "  Mennyire izotróp az univerzum?  ” , Physical Review Letters , vol.  117, n o  13,2016( DOI  10.1103 / PhysRevLett.117.131302 , arXiv  1605.07178v2 , online olvasás [PDF] ).
138. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  92-94.
139. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  85., 89. és 108. pont.
140. Weinberg 1978 , p.  92.
141. (in) Arthur Kosowsky, fej .  7 „Kozmikus mikrohullámú háttér” , S. Bonometto, V. Gorini és U. Moschella, Modern kozmológia , Fizikai Intézet Kiadó (Taylor & Francis),2001. december 15, 1 st  ed. ( ISBN  0-7503-0810-9 ) , p.  227–228.
142. (in) Himanish Ganjoo, "  Mi a kozmikus szórás?  " , Quora,2015. július 2.
143. (in) "  WMAP Data Product Images  " , Goddard Űrrepülési Központ, NASA,2008(lásd a WMAP CMB Power Spectra részt ).
144. Reeves és mtsai. 2008 , p.  50.
145. (in) Wayne Hu, "  barionok és a tehetetlenség  " , Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago,2018.
146. (in) Wayne Hu, "  Radiation Driving Force  " , Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago,2018.
147. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  43-44.
148. (in) W. Hu és Mr. White , "  Akusztikus aláírások a kozmikus mikrohullámú háttérben  " , Astrophysical Journal , vol.  471,1996, P.  30–51 ( DOI  10.1086 / 177951 , Bibcode  1996ApJ ... 471 ... 30H , arXiv  astro-ph / 9602019 ).
149. (a) WMAP együttműködve , L. Verde , HV Peiris , E. Komatsu , MR NOLTA , CL Bennett , Mr. Halpern , G. Hinshaw és N. Jarosik , "  First-Year Wilkinson Mikrohullámú anizotrópia Probe (WMAP) Megfigyelések: meghatározása 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 és 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. Oldal , GS Tucker , JL Weiland , E. Wollack és EL Wright , "  Elsőéves Wilkinson mikrohullámú anizotropia szonda (WMAP) megfigyelései: kozmológiai paraméterek meghatározása  " , 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. oldal , HV Peiris , L. Verde , M . Halpern , RS Hill , A. Kogut , M. Limon , SS Meyer , N. Odegard véleményéhez csatlakozva , GS Tucker , JL Weiland , E. Wollack és EL Wright , „  Three-Year Wilkinson Mikrohullámú anizotrópia Probe (WMAP) Megfigyelések: Implications for Kozmológia  ” , The Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  170, n o  22007, P.  377–408 ( DOI  10.1086 / 513700 , arXiv  astro-ph / 0603449 ).
153. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  108-109.
154. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  94.
155. Luminet 2001 , p.  353.
156. Séguin és Villeneuve 2002 , p.  382.
157. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  148.
158. Lásd például: Roger Penrose ( ford.  Céline Laroche), Az univerzum törvényeinek felfedezése: A matematika és a fizika csodálatos története , Párizs, O. Jacob ,2007, XXII + 1061  p. ( ISBN  978-2-7381-1840-0 , online olvasás ) , p.  444.
159. Serway 1992 , p.  295 (8.21. Ábra).
160. (in) Mark Kamionkowski Arthur Kosowsky és Albert Stebbins , "  A kozmikus mikrohullámú háttérpolarizáció statisztikája  " , Physical Review D , vol.  55, n o  12,1997, P.  7368–7371 ( DOI  10.1103 / PhysRevD.55.7368 , arXiv  astro-ph / 9611125.pdf , online olvasás [PDF] ).
161. Serway 1992 , p.  295-296.
162. (en) JM Kovac , EM Leitch , C. Pryke , JE Carlstrom , NW Halverson és WL Holzapfel , "  Polarizáció detektálása a kozmikus mikrohullámú háttérrel DASI segítségével  " , Nature , vol.  420, n o  6917,2002. december 19, P.  772–787 ( PMID  12490941 , DOI  10.1038 / nature01269 , Bibcode  2002Natur.420..772K , arXiv  astro-ph / 0209478 ).
163. (in) ACS Readhead , "  Polarizációs megfigyelések a kozmikus háttérképzõvel  " , 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 , "  Egy lapos univerzum a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás nagy felbontású térképeiből  " , 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 , "A  megfigyelési korlátok kozmikus húrok előállítása brane infláció során  " , 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 és A. Challinor , "  gyenge gravitációs lencsézésnek a CMB  " , fizika Reports , Vol.  429,2006, P.  1-65 ( DOI  10.1016 / j.physrep.2006.03.002 , Bibcode  2006PhR ... 429 .... 1L , arXiv  astro-ph / 0601594 ).
167. (a) D. Hanson , "  Detection of B mód polarizációs kozmikus háttérsugárzás származó adatokkal a déli pólus teleszkóp  " , Physical Review Letters , vol.  111, n o  14,2013( DOI  10.1103 / PhysRevLett.111.141301 , Bibcode  2013PhRvL.111n1301H , arXiv  1307.5830 , online olvasás ).
168. (en) Eugenie Samuel Reich, "Az  ősrobbanás visszhangjában észlelt polarizáció  " , Nature ,2013. július 24( online olvasás ).
169. (a) U. Seljak , "  mérése polarizációs kozmikus háttérsugárzás  " , Asztrofizikai Journal , vol.  482,1997. június, P.  6–16 ( DOI  10.1086 / 304123 , Bibcode  1997ApJ ... 482 .... 6S , arXiv  astro-ph / 9608131 ).
170. (in) U. Seljak és Mr. Zaldarriaga, "  aláírása gravitációs hullámok a polarizáció a mikrohullámú háttérsugárzás  " , Phys. Fordulat. Lett. , vol.  78, n o  11,1997. március 17, P.  2054–2057 ( DOI  10.1103 / PhysRevLett.78.2054 , Bibcode  1997PhRvL..78.2054S , arXiv  astro-ph / 9609169 ).
171. (in) Mr. Kamionkowski , Kosowsky A. és A. Stebbins, "  A Szonda Primordial gravitációs hullámok és örvénydiffúzió  " , Phys. Fordulat. Lett. , vol.  78, n o  11,1997. március 17, P.  2058–2061 ( DOI  10.1103 / PhysRevLett.78.2058 , Bibcode  1997PhRvL..78.2058K , arXiv  astro-ph / 9609132 ).
172. (in) Mr. Zaldarriaga és U. Seljak, "  Gravitációs Lensingnek hatás kozmikus háttérsugárzás polarizáció  " , Physical Review D , Vol.  58,1998. július 15( DOI  10.1103 / PhysRevD.58.023003 , Bibcode  1998PhRvD..58b3003Z , arXiv  astro-ph / 9803150 ).
173. (in) Ben P. Stein, "  tudósok jelentés Bizonyíték gravitációs hullámok a korai világegyetemben  " , Inside Science ,2014. március 17( online olvasás , konzultáció 2018. február 6 - án ).
174. (in) ESA Planck, "  Planck űrmisszió  " ,2013. október 22(hozzáférés : 2013. október 23. ) .
175. (in) NASA / Sugárhajtómű Laboratórium , "  Az ősi fény hosszú keresési mintája észlelhető  " ,2013. október 22(hozzáférés : 2013. október 23. ) .
176. (a) D. Hanson , "  Detection of B-módban polarizációs kozmikus háttérsugárzás származó adatokkal a déli pólus teleszkóp  " , Physical Review Letters , vol.  111,2013. szeptember 30( DOI  10.1103 / PhysRevLett.111.141301 , Bibcode  2013PhRvL.111n1301H , arXiv  1307.5830 ).
177. (in) The Polarbear Collaboration, "  A kozmikus mikrohullámú háttér polarizációs B módú teljesítményspektrum mérése al fokú skálán a PolarBearrel  " , The Astrophysical Journal , vol.  794,2014. október, P.  171 ( DOI  10.1088 / 0004-637X / 794/2/171 , Bibcode  2014ApJ ... 794..171T , arXiv  1403.2369 , olvasható online [PDF] , megtekintve 2014. november 16 ).
178. (in) „  polarbear projekt kínál nyomokat eredete univerzum kozmikus növekedési kilövellés  ” , Christian Science Monitor ,2014. október 21( online olvasás ).
179. (in) Planck Együttműködési Csapat, "  Planck köztes eredmények. XXX. A polarizált poremisszió szögteljesítmény-spektruma közepes és magas galaktikus szélességeken  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  586,2016. február 9, A133 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201425034 , Bibcode  2016A & A ... 586A.133P , arXiv  1409.5738 ).
180. (in) Dennis Overbye , "A  tanulmány megerősíti az ősrobbanás megállapításának kritikáját  " , The New York Times ,2014. szeptember 22( online olvasás , konzultáció 2014. szeptember 22-én ).
181. (en) "  DMR Images  " , Goddard Flight Space Center, NASA,2013.
182. Reeves és mtsai. 2008 , p.  62. és 50. ábra (grafikon).
183. Silk 1997 , p.  64-67.
184. (in) KT Inoue és J. Silk , "A  helyi ürességek eredete a széles látószögű kozmikus mikrohullámú háttér-anomáliák: A kozmológiai állandó hatása  " , Astrophysical Journal , vol.  664, n o  22007, P.  650–659 ( DOI  10.1086 / 517603 , Bibcode  2007ApJ ... 664..650I , arXiv  astro-ph / 0612347 ).
185. (in) "  A nap csillagászati ​​képe  " , NASA,2009. szeptember 6.
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 és EL Wright , „  Dipólus anizotropia a COBE differenciál mikrohullámú radiométerek elsőéves égbolt térképein  ” , 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 Bond , J. Borrill , FR Bouchet , M. Bridges , C. Burigana , RC Butler , J. -F. Cardoso , A. Catalano , A. Challinor , A. Chamballu , HC Chiang , L.-Y Chiang , PR Christensen et al. , „  Planck 2013 eredményei. XXVII. A CMB Doppler-fokozása: Eppur si muove  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  571, n o  27,2013, A27 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321556 , Bibcode  2014A & A ... 571A..27P , arXiv  1303.5087 ).
188. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  197.
189. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  90-91.
190. (in) G. Rossmanith , C. Räth , AJ Banday és G. Morfill : "  Az ötéves WMAP-adatok nem-Gauss-féle aláírásainak megengedése izotróp skálázási nyomokkal  " , Monthly Notices of the 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 és R. Tavakol , "  A széles körű anizotropia feltérképezése a WMAP-adatokban  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  464, n o  22005, P.  479–485 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20065585 , Bibcode  2007A & A ... 464..479B , arXiv  astro-ph / 0511666 ).
192. (in) TR Jaffe , AJ Banday , HK Eriksen , KM Górski és FK Hansen : "  Az örvényesség és a nyírás bizonyítása nagy szögméretekben a WMAP-adatokban: a kozmológiai izotropia megsértése?  ” , The Astrophysical Journal , vol.  629,2005, P.  L1 - L4 ( DOI  10.1086 / 444454 , Bibcode  2005ApJ ... 629L ... 1J , arXiv  astro-ph / 0503213 ).
193. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  192.
194. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  192-194.
195. (in) A. de Oliveira-Costa , Max Tegmark Matias Zaldarriaga és Andrew Hamilton , "  A jelentősége a legnagyobb léptékű CMB ingadozások 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 és Craig COPI , "  Az alacsony l mikrohullámú háttérsugárzás kozmikus?  ” , 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. (a) P. Bielewicz , KM Gorski és AJ Banday , "  Low-sorrendben sokpólusú térképek CMB anizotrópia származó WMAP  " , Havi Közlemények a 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. (a) A. Šlosár és U. Seljak , "  hatásainak értékelése előteret és ég eltávolítása 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 és PB Lilje , "  Multipólusú vektor anomáliák az első év WMAP-adataiban: cut-sky elemzés  " , 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 és GD Starkman , "  A mikrohullámú égbolt széles látószögű anomáliáiról  " , Monthly Notices of the 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 és Tegmark úr , "  CMB multipólus mérések előtér jelenlétében  " , 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 és Ti-Pei Li , "  továbbfejlesztve a WMAP CMB térképadatokból  " , arXiv ,2009( arXiv  0907.2731v3 ).
203. (in) Utane Sawangwit és Tom Shanks , "  Lambda-CDM és a WMAP Spectrum Teljesítmény Beam Érzékenység Profile  " , arXiv ,2010( arXiv  1006.1270v1 ).
204. (in) Hao Liu Shao-Xiong Lin és Pei Ti-Li, "  Időzítési hiba diagnosztizálása a WMAP-adatokban  " , arXiv ,2010( arXiv  1009.2701v1 ).
205. (in) Mr. Tegmark , A. de Oliveira-Costa és A. Hamilton , "  A nagy felbontású előtérben tisztítani CMB térképet 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 ). A szerzők megállapítják, hogy a kvadrupol és az oktupol a leginkább szennyezett, tükrözve a galaktikus morfológia hatását.
206. (in) I. O'Dwyer , HK Eriksen , Comics Wandelt , JB Jewell , DL Larson , KM Górski , AJ Banday , S. Levin és PB Lilje , "A  Wilkinson mikrohullámú anisotropia szonda adatainak elsőéves adatai  » , 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 show szinte tökéletes világegyetem - több gonosz tengelye  " , New Scientist ,2013. március 21( online olvasás ).
208. (in) Richard Fisher és Rachel Courtland, "  talált: Hawking kezdőbetűi írva a világegyetem  " , New Scientist ,2010. február 7( online olvasás ).
209. [videó] (in) "  5. rész: Az ősrobbanás és a kozmikus mikrohullámú háttér  " , Csillagászat szereplői2006(interjú Pamela L. Gay-vel ).
210. (in) Leonard Burtscher, "  Látod a CMB az analóg TV?  » , Az ileo.de webhelyen ,2016. március 17(megtekintve : 2018. szeptember 23. ) .
211. .
212. (in) Jack Gelfand, "  a kozmikus mikrohullámú Radiometer. Műszer amatőrök kozmikus mikrohullámú hátterének kimutatására  ” , a jgelfand.net oldalon ,2018(megtekintve : 2018. szeptember 23. ) .
213. Weinberg 1978 , p.  154.
214. (in) AKT Assis és MCD Neves , "  A Penzias és Wilson előtti 2,7 K hőmérséklet története  " , Apeiron , Vol.  2. n o  3.,1995. július, P.  79–87 ( online olvasás [PDF] ).
215. (in) "  Planck új kozmikus receptje  " ESA Science & Technology,2013. március 21.
216. Barrow 1996 , p.  170.
217. (in) Frank Durham és Robert D. Purrington, Keret az univerzum: egy története a fizikai kozmológia , a Columbia University Press,1983, 193–209  o. ( ISBN  0-231-05393-2 ).
218. Silk 1997 , p.  11.
219. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  8. írja: „Így veszik az FDC-t nagyon meggyőző nyomként a big bang modellek mellett. " .
220. (in) D. Scott , "  A standard kozmológiai modell  " , 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) "  alapvető fizikai állandók - A NIST utalás állandók, egységek, és bizonytalanság  " , NIST,2018.
224. Lachièze-Rey és Gunzig 1995 , p.  74.
225. (a) Robert H. Brandenberger , "  Formation szerkezet az Univerzumban  " , arXiv ,1995, P.  8159 ( Bibcode  1995astro.ph..8159B , arXiv  astro-ph / 9508159 , online olvasás [PDF] ).
226. (in) AH Guth , az inflációs Univerzum: The Quest for egy új elmélet Cosmic Origins , Basic Books ,1998( ISBN  978-0201328400 , OCLC  35701222 ) , p.  186.
227. (in) Alan Guth , az inflációs Universe , Basic Books,1997( ISBN  0201328402 ) , p.  23..
228. (in) Paul J. Steinhardt és Neil Turok , Végtelen Univerzum: Beyond the Big Bang , a Broadway Books,2007( ISBN  9780767915014 , online olvasás ) , p.  114..
229. (in) Paul J. Steinhardt, "  Az inflációs vita - A modern kozmológia középpontjában álló elmélet mélyen hibás?  " , Scientific American ,2011. április( olvasható online [PDF] ).
230. (in) D. Cirigliano , HJ de Vega és NG Sanchez , "Az  inflációs modellek tisztázása: Az effektív terepelmélet és a WMAP adatok pontos inflációs potenciálja  " , 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 és Gunzig 1995 , p.  19.
232. Bojowald 2013 , p.  156.
233. Weinberg 1978 , p.  81.
234. Reeves 2007 , p.  74.
235. (a) B. Abbott , "  Mikrohullámú (WMAP) All-Sky Survey  " , Hayden Planetárium,2007(hozzáférés : 2008. január 13. ) .
236. Weinberg 1978 , p.  71-73.
237. (in) E. Gawiser és J. Silk , "  A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  " , 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 , "  a hőmérséklet a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás  " , 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 , "  Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotropiák: felfedezésük és felhasználásuk  " , Nobel-előadás , Nobel Alapítvány ,2006(megtekintés : 2008. december 22. ) .
240. (in) P. Noterdaeme , P. Petitjean , R. Srianand , C. Ledoux és S. Lopez , "  A kozmikus mikrohullámú háttérhőmérséklet alakulása  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  526,2011. február, P.  L7 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201016140 , Bibcode  2011A & A ... 526L ... 7N , arXiv  1012.3164 ).
241. (a) Lawrence M. Krauss és Robert J. Scherrer , „  visszatérése egy sztatikus és a végén a kozmológia  ” , általános relativitáselmélet és a gravitáció , 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 és Gregory Laughlin , "  Egy haldokló univerzum: A hosszú távú sorsa és fejlődése asztrofizikai objektumok  " , vélemények a modern fizika , 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 és mtsai. 2008 , p.  62-63.
245. Silk 1997 , p.  65-67.
246. (in) Bob Yirka, „  tudósok vita komolyságát problémák értéke a Hubble állandó  ” , Phys.Org,2019. július 31
247. (in) Natalie Wolchover, "  Milyen állapotban van az Univerzumban? Egy új tanulmány azt sugallja, hogy rosszul lettünk  ” , Quanta Magazine,2019. november 4
248. (in) Eleonora Di Valentino Alessandro Melchiorri és Joseph Silk , "  Planck bizonyítékai a zárt világegyetemre és a válságra a kozmológia számára, mint lehetséges  " , Természetcsillagászat ,2019( ISSN  2397-3366 , DOI  10.1038 / s41550-019-0906-9 ).
249. "  Parallax-e, Foreman Művészeti Galéria, Sherbrooke  " , Foreman,2018 (a fotómontázs az első fotón jobb oldalon jelenik meg).
250. (en + fr) Gentiane Bélanger, Parallax-e: Jean-Pierre Aubé, Nicolas Baier, Laurent Grasso, Bettina Forget, Rachel Sussman, Semiconductor, Julie Tremble , esse,2018. január 15( online olvasható ) , p.  6..
251. (a) "  kozmikus háttérsugárzás  " , SGCommand,2019. január 18

Lásd is

Bibliográfia

• John D. Barrow ( fordította  Michel CASSE , Loic Cohen és Guy Paulus), La Grande Théorie , Flammarion, coll.  "Mezők",1996( ISBN  2-08-081319-6 ). 
• Martin Bojowald , A visszapattanó univerzum. Az ősrobbanás előtt Gallimard, koll.  "Folio esszék" ( n o  575),2013( EAN  9782070446759 ). 
• Brian Clegg ( rendező ) ( fordította  Michèle Morin), Einstein 30 másodperc alatt , Hurtubise,2017( EAN  978-2-89723-808-7 )
• Laurent Drissen , A fényévek krónikái , MultiWorld,2011( ISBN  978-2-89544-181-6 , online előadás ). 
• J. Heidmann , „  Kozmológiai hősugárzás  ”, L'Astronomie , vol.  82,1968, P.  117–123 ( online olvasás ). 
• Jean Hladik , Bevezetés az általános relativitáselméletbe , Ellipszisek, koll.  "Fizika-LMD egyetemek-mérnöki iskolák",2017, 2 nd  ed. , 176  p. ( EAN  978-2-340-0186-79 ). 
• Marc Lachièze-Rey és Edgard Gunzig , Le Rayonnement cosmologique : Az ősuniverzum nyoma , Párizs, Masson, coll.  "De caelo",1995, 216  p. ( ISBN  2-225-84924-2 , EAN  9782225849244 , ISSN  1164-5962 ). 
• Jean-Pierre Luminet , A gyűrött univerzum , Gallimard, koll.  "Folio esszék",2001( újranyomás  2005), 487  o. ( ISBN  2-07-030052-8 ). 
• Hubert Reeves , Legfrissebb hírek a kozmoszból: Az első másodperc felé , a küszöb,1994( ISBN  2-02-020571-8 ). 
• Hubert Reeves , Türelem az Azure-ban: Kozmikus Evolúció , Seuil, koll.  "Nyílt tudomány",1988( ISBN  2-02-005924-X ). 
• Hubert Reeves , atomok és galaxisok krónikája , Seuil és Franciaország kultúrája,2007( EAN  978-2-02-081299-3 ). 
• Hubert Reeves , Michel Cassé , Étienne Klein , Marc Lachièze-Rey , Roland Lehoucq , Jean-Pierre Luminet , Nathalie Palanque-Delabrouille és Nicolas Prantzos , Az anyag és az univerzum egy kis története , Le Pommier, ösz.  "Tesztek",2008( EAN  978-2-74-650391-5 ). 
• Marc Séguin és Benoît Villeneuve , Csillagászat és asztrofizika , Éditions du reneau pedagogique,2002, 2 nd  ed. , 618  p. ( ISBN  978-2-7613-1184-7 ). 
• Raymond A. Serway ( fordította  Robert Morin és Céline Temblay), testalkat III: Optique et testalkat Moderne [ „Physics tudósok és mérnökök számára / modern fizika. 3. kötet ”], Laval (Quebec), Éditions Études Vivantes,1992, 3 e  . , 776  p. ( ISBN  2-7607-0542-0 ). 
• Joseph Silk , Le Big Bang , Éditions Odile Jacob,1997( ISBN  2-7381-0394-4 ). 
• Steven Weinberg (  Jean-Benoit Jelnik fordítása ), Az univerzum három első perce , Seuil, ösz.  "Pont",1978( ISBN  2-02-005425-6 ). 

Kapcsolódó cikkek

• nagy durranás
• Kozmológiai paraméterek
• ΛCDM modell
• Neutrino kozmológiai háttér
• Hideg folt

Megfigyelési eszközök

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

Külső linkek

Eredmények

• (en) A kozmikus mikrohullámú háttérspektrum , írta George F. Smoot
• (en) A CMB Dipólus: A legfrissebb mérés és néhány történelem , szerző: Charles H. Lineweaver
• (en) George F. Smoot kozmikus mikrohullámú háttéranizotrópiás kísérletei (a BOOMERanG előtti)

Kozmológiai szempontok

• (en) CMB oktatóanyagok (CMB anizotrópia fizika)

Népszerűsítés

• [videó] A fosszilis sugárzás felfedezése (időtartama: 5 perc), 2016. január 25
• Közlemények általános szótárakban vagy enciklopédiákban  : Encyclopædia Britannica  • Encyclopædia Universalis