FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS
| Image | Name | Start | End | Basis | Location | Frequency (GHz) | Amplifier technology | Targets |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Advanced Cosmic Microwave Explorer (ACME) Also HACME: HEMT+ACME |
1988 | 1996 | Tierra | 26-35; 38-45 | HEMT | Anisotropias en la temperatura | ||
| Antarctic Plateau Anisotropy Chasing Experiment (APACHE) | 1995 | 1996 | Tierra | Antarctic | 100, 150, 250 | Bolómetro | Anisotropias en la temperatura | |
| Absolute Radiometer for Cosmology, Astrophysics, and Diffuse Emission (ARCADE) | 2001 | - | Globo | 3, 5, 7, 10, 30, 90 | HEMT | CMB Espectro |
||
 |
Archeops | 1999 | 2002 | Globo | 143, 217, 353, 545 | Bolómetro | Midió escala larga e intermedia con precisión mejorada y mayor sensibilidad. | |
| Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver (ACBAR) | 2001 | - | Tierra | 150, 219, 274 | Bolómetro | Anisotropias en la temperatura | ||
 |
Arcminute Microkelvin Imager (AMI) | 2005 | - | Tierra | UK: Mullard Radio Astronomy Observatory | 12-18 | Interferómetro | Efecto SZ, Anisotropias en la temperatura |
| ARGO | 1988, 1990, 1993 | 1993 | Globo | 150-600 | Bolómetro | |||
 |
Array for Microwave BackGround Anisotropy (AMiBA) | 2002 | - | Tierra | Hawaii: Mauna Loa | 86-102 | MMIC | Efecto SZ; Polarización |
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Atacama Cosmology Telescope (ACT) | 2007 | - | Tierra | Chile: Atacama Desert | 145, 225, 265 | Bolómetro | Anisotropias en la temperatura |
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Atacama Pathfinder Experiment (APEX) | 2005 | - | Tierra | 150, 217 | Bolómetro | Anisotropias en la temperatura; Efecto SZ | |
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Australia Telescope Compact Array (ATCA) | 1991 | 1997 | Tierra | 8.7 | HEMT | ||
| BackGround Emission Anisotropy Scanning Telescope (BEAST) | 2000 | - | Globo, Tierra | 25-35; 38-45 | HEMT | Un observatorio en tierra en la University of California's White Mountain Peak Research station. | ||
| BackTierra Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization (BICEP) | 2006 | 2008 | Tierra | South Pole | 100, 150 | Bolómetro | Medirá la polarización a gran escala con precisión mejorada. | |
| Balloon-borne Anisotropy Measurement (BAM) | 1995 | 1998 | Globo | UBC Globo Expt | 110-250 | Espectrómetro | Usa un espectrómetro basado en las transformaciones de Fourier diferenciales para medir la anisotropia. |
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| Balloon-borne Radiometers for Sky Polariation Observations (BaR-SPoRT) | Futuro | - | Globo | 32, 90 | Polarizador / OMT | |||
| Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA) | 1986 | 2004 | Tierra | 70-116; 210-270 | SIS | |||
 |
BOOMERanG experiment | 1997 | 2003 | Globo | Globo Antarctica | 90-420 | Bolómetro | Mide fluctuaciones intermedias de escala con precisión mejorada. |
| B-mode RAdiation Interferómetro (BRAIN) | Never | - | Tierra | Dome-C, Antarctica | ||||
| Clover | Never | - | Tierra | 97, 150, 230 | Bolómetro | Medirá las pequeñas fluctuaciones con precisión mejorada y la polarización B. | ||
| Cosmic Anisotropy Polarization Mapper (CAPMAP) | 2002 | - | Tierra | 40, 90 | MMIC/HEMT | |||
| Cosmic Anisotropy Telescope (CAT) | 1994 | 1997 | Tierra | Mullard Radio Astronomy Observatory | 13-17 | Interferómetro / HEMT | Mide fluctuaciones muy pequeñas en pequeñas regiones del cielo. | |
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Cosmic BackGround Imager (CBI) | 2002 | 2008 | Tierra | Llano de Chajnantor Observatory, Chile | 26-36 | HEMT | |
| COSMOSOMAS | 1998 | - | Tierra | Teide Observatory, Tenerife, Spain | 10-18 | HEMT | ||
 |
Cosmic BackTierra Explorer (COBE) | 1989 | 1993 | Satélite | Earth orbit | Anisotropias en la temperatura | ||
| Cosmological Gene | 1999 | - | Tierra | 0.6 to 32 | HEMT | |||
| Degree Angular Scale Interferómetro (DASI) | 1999 | 2003 | Tierra | 26-36 | HEMT | Un telescopio de polarización y temperatura en el Polo Sur. |
||
| The E and B Experiment (EBEX) | Futuro | - | Globo | Antarctica | 150-450 | Bolómetro | Detectar ondas gravitacionales inflacionarias (IGB) es el principal objetivo del EBEX. | |
| Far Infra-Red Survey (FIRS) | 1989 | 1989 | Globo | 170-680 | Bolómetro | |||
| KU-band Polarization IDentifier (KUPID) | 2003 | - | Tierra | 12-18 | HEMT | |||
| Medium Scale Anisotropy Measurement (MSAM) | 1992 | 1997 | Globo | 150-650 | Bolómetro | |||
 |
Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array (MAXIMA) | 1995, 1998, 1999 | 1999 | Globo | Near Palestine, Texas | 150-420 | Bolómetro | Medirá fluctuaciones intermedias. |
| Millimeter Interferómetro (MINT) | Futuro | - | Tierra | 150 | SIS | |||
| Millimeter-Wave Bolometric Interferometer (MBI-B) | Futuro | - | Tierra | 90 | Bolómetro | |||
| Mobile Anisotropy Telescope (MAT) | 1997, 1998 | 1998 | Tierra | 30-140 | HEMT / SIS | |||
 |
Planck | 2009 | - | Satélite | Lagrange 2 | 30-857 | HEMT / Bolómetro | Polarización; Anisotropias en la temperatura; |
| Polarization Observations of Large Angular Regions (POLAR) | 2000 | 2000 | Tierra | 26-46 | HEMT | |||
| Polarization of BackTierra Microwave Radiation (POLARBeaR) | Futuro | - | Tierra | 90-240 | Bolómetro | |||
| Polatron | Never | - | Tierra | 100 | Bolómetro | |||
| Princeton I, Q, and U Experiment (PIQUE) | 2002 | 2002 | Globo | 90 | Bolómetro | |||
| Python | 1992 | 1997 | Tierra | 30-90 | HEMT / Bolómetro | |||
| QMAP | 1996 | 1996 | Tierra | 30-140 | HEMT / SIS | |||
 |
QUaD | 2005 | 2007 | Tierra | South Pole | 100, 150 | Bolómetro | |
| Qubic | Futuro | - | Tierra | 97, 150, 230 | Bolómetro | Medirá la polarización B en la escala intermedia. |
||
| Q/U Imaging ExperimenT (QUIET) | 2008 | - | Tierra | Llano de Chajnantor Observatory, Chile | 40, 90 | HEMT | ||
| RELIKT-1 | 1983 | 1984 | Satélite | Earth orbit | Anisotropias en la temperatura | |||
| Saskatoon experiment | 1993 | 1995 | Tierra | Saskatchewan | 26-46 | HEMT | ||
| Sky Polarization Observatory (SPOrt) | Futuro | - | Satélite | International Satélite Station | Polarización | |||
 |
South Pole Telescope | 2006 | Tierra | South Pole | Medirá pequeñas fluctuaciones de la Polarización. | |||
| SPIDER | 2011 | Globo | 90, 150, 220 | Bolómetro | Medirá Polarización a gran escala. | |||
 |
Sunyaev-Zeldovich Array (SZA) | Futuro | - | Tierra | 26-36; 85-115 | Interferómetro | Efecto SZ | |
| Sunyaev-Zeldovich Infrared Experiment (SuZIE) | 1996 | - | Tierra | 150, 220, 350 | Bolómetro | Efecto SZ | ||
| Tenerife Experiment | 1984 | 2000 | Tierra | Tenerife | 10, 15, 33 | HEMT | ||
| TopHat | 2002 | - | Globo | 150-720 | Bolómetro | |||
| Very Small Array | 2002 | 2008 | Tierra | 26-36 | Interferómetro / HEMT | Mide fluctuaciones intermedias y pequeñas con precisión mejorada en pequeñas regiones del cielo. | ||
 |
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) | 2001 | - | Satélite | Lagrange 2 | 23-94 | HEMT | Anisotropias en la temperatura; Polarización |
|
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Satélites
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/relikt/
Este experimento
incluye también el Relikt-1 para investigar la
anisotropía
del CMB en 37 gigahertz, usando un radiómetro de
modulación de tipo Dicke.
Durante 1983 y 1984 se realizaron unas 15 millones de medidas
individuales (con
el 10% cerca del plano galáctico, consiguiendo unas 5000 medidas
por punto). El
cielo entero fue observado en 6 meses. En la página se incluyen
las referencias
a un par de artículos relacionados con este experimento.
Cuándo: Lanzado el 1 de julio de 1983.
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/iras/
El Infrared
Astronomical Satellite (IRAS) era una
colaboración entre Estados Unidos (NASA), los Países
Bajos (NIVR), y el Reino
Unido (SERC). Creó un catálogo con las
características de unos 20.000 objetos
con unos niveles del flujo de densidad tres veces más brillantes
que el límite
detección.
Cuándo:
IRAS terminó sus operaciones el 21 de
noviembre de 1983.
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/
El
satélite de COBE fue un proyecto del NASA's Goddard Satélite
Flight Center para medir la radiación infrarroja de microondas
desde el
universo primitivo hasta los límites actuales. Llevaba tres
instrumentos
distintos y cada uno supuso un descubrimiento cosmológico
importante:
a) DIRBE: Se
logró realizar mapas del brillo infrarrojo de
todo el cielo en longitudes de onda desde 1.25hasta 240 micrones para
llevar a
cabo una búsqueda de la radiación infrarroja, cosmic infrared
backTierra
(CIB). Las medidas
de COBE CIB
proporcionan modelos de la historia cosmológica de la
formación de estrellas y
la creación de polvo y elementos más pesados que el
hidrógeno, incluyendo
los organismos vivos.
b) DMR:
Logró
encontrar por primera vez una anistoropía intrínseca en
el CMB a un nivel de
una parte en 100.000. Estas variaciones minúsculas en la
intensidad del CMB
sobre el cielo muestran cómo estaban distribuidas la materia y
la energía
cuando el universo aún era joven.
c) FIRAS:
Esta observación encaja perfectamente bien con las
predicciones de la teoría del hot Big Bang, e indica que casi
toda la energía
del universo fue producida dentro del primer año después
del Big Bang. Demostró
que el espectro cósmico del fondo de microondas (CMB) es el de un
cuerpo negro
casi perfecto con una temperatura de 2.725±0.002 K.
Cuándo: Fue lanzado el 18 de noviembre de 1989. Las operaciones de instrumental fueron dadas por finalizadas el 23 de
Diciembre de 1993. Así en Enero de 1994, las operaciones de ingeniería
también fueron dadas por concluidas después de lo cual la operatividad
de la nave espacial sería transferida a Wallops(http://en.wikipedia.org/wiki/Wallops_Flight_Facility), para uso como satélite
de prueba.
http://www.cfa.harvard.edu/swas/
SWAS fue una
misión del programa NASA's Small Explorer Program
(SMEX). La meta de la misión fue lograr una mayor
comprensión de la formación de
las estrellas determinando la composición de las nubes
interestelares y
estableciendo los medios por los cuales estas nubes se enfrían
mientras se
colapsan para formar estrellas y planetas. SWAS midió la
cantidad de agua, de
oxígeno molecular, de
monóxido
de carbono y de carbono atómico en nubes interestelares. De igual modo
realizó un detallado mapa 1 grado x 1 grado de al menos 20 gigantescas
nubes moleculares y núcleos de nubes oscuras a lo largo de los 2
primeros años de la misión.
Estuvo dirigida por la universidad de Harvard.
Aunque la misión oficial finalizó el 21 de julio de 2004, el satélite
SWAS fue despertado de su estado de "hibernación" el 28 de junio de
2005 con el fin de servir de apoyo a la misión Deep Impact. Para más
información sobre esta misión o el SWAS se recomienda visitar el
enlace.
Cuándo:
Lanzado el 5 de diciembre de 1998 acabó las observaciones el 21
de julio de
2004. Fue reactivado de nuevo el 28 de junio de 2005 y trabajó hasta mediados de 2006.
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/
La misión
de WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) se diseñó
para determinar la geometría, el contenido, y la
evolución del universo
mediante un mapa de las anisotropías de temperatura de la
radiación de fondo con
una resolución de 13 arcminute. Es una de las misiones
más importantes actuales
de este tipo de experimentos, y está dirigida por la NASA.
Cuándo:
Fue lanzado el 30 de Junio de 2001. El satélite WMAP finalizó sus
observaciones científicas el 20 de Agosto de 2010. Los datos completos
correspondientes a los nueve años de observación están siendo
procesados y se publicarán alrededor del 2012.
http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=17
Planck
ayudará a dar respuesta a alguna de las preguntas más
importantes de la ciencia moderna - ¿cómo comenzó el
universo?, ¿cómo evolucionó
hasta el estado que observamos hoy?, y ¿cómo continuará
desarrollándose en el
futuro? El objetivo de Planck es analizar, con la mayor exactitud que
se ha
alcanzado hasta el momento, los remanentes de la radiación que llenó el
universo inmediatamente
después del Big Bang, que observamos hoy como la
radiación de fondo de
microondas. Sus objetivos principales son (1) trazar un mapa de las
anisotropías de CMB con una sensibilidad una resolución
angular mejorada (2)
ayudar en la determinación de la constante de Hubble, (3) probar
los modelos
inflacionistas del universo joven y (4) medir la amplitud de
estructuras en
CMB.
Cuándo: El satélite fue lanzado el 14 de
Mayo de 2009 . Comenzó a tomar datos en 2009 y aún sigue haciéndolo.
Está previsto que el satélite siga operativo hasta el 2012-2013.
http://arxiv.org/abs/astro-ph/9607100
The
Diffuse Microwave Emission Survey (DIMES) has been selected for a
mission concept study for NASA's New Mission Concepts for Astrophysics
program. DIMES will measure the frequency spectrum of the cosmic
microwave backTierra and diffuse Galactic foreTierras at centimeter
wavelengths to 0.1% precision (0.1 mK), and will map the angular
distribution to 20 muK per 6 degree field of view. El proyecto no tiene
una página principal y el
link que se indica
es un artículo sobre el proyecto.
Cuándo: La
misión comenzará en un futuro próximo.
SPORT es un
proyecto dirigido a estudiar la polarización del
“diffuse Galactic BackTierra” y del “Cosmic Microwave
BackTierra” en un ragno de frecuencias de los 22 a los 100 GHz, con
FWHM=7º, desde la estación espacial internacional (ISS). No
tiene fecha definida
para su inicio.
El CMB Polarización (CMBPol) es uno de los proyectos de la NASA. Su objetivo principal es medir con detalle la polarización del Fondo Cósmico de Microondas que posee el potencial de dotarnos de una de las pocas consecuencias cuantitativas de la época inflacionaria.
Cuándo: Las mejores predicciones de la NASA sitúan el hipotético comienzo de la misión en 2015.
COre, el Cosmic Origins Explorer, es una misión espacial de clase M cuyo objetivo es conseguir mapas de la polarización de las microondas de gran precisión, calidad y completos. Rastreará el cielo en 15 bandas en rangos de 45GHz a 795GHz. Estos mapas permitirán una exploración sin precedentes de los Orígenes del Cosmos, desde el nacimiento de las estrellas hasta el fundamento de la misma estructura cósmica, pasando por el origen del propio Universo.
Ø
Volver
a Fondo Cósmico de Microondas
Globos Estratosféricos
http://cosmology.princeton.edu/cosmology/firs/
El Far InfraRed
Survey fue un experimento que comenzó en el MIT
pero que terminó su desarrollo en Princeton, en la universidad de Chicago
y en
la NASA/GSFC. Fue un radiómetro que midió acoplado en un
globo. Confirmó el
descubrimiento inicial de COBE/DMR. La página en realidad indica
una serie de
artículos y referencias. El experimento fue alcanzado en 1989.
Cuándo: La
misión terminó en 1989.
Dónde:
En Princeton.
http://argo.na.infn.it/argo_welcome.html
La meta del
experimento ARGO-YBJ es estudiar los rayos
cósmicos, principalmente los de radiación gamma, con un
umbral de energía de
~100 GeV. ARGO-YBJ estará dedicado a una gran cantidad de
cuestiones
fundamentales en rayos cósmicos y la física de
Astropartículas, incluyendo en
particular astronomía con rayos gama y explosiones de rayos gama
en a energías
mayores de 100 GeV. Ha habido más experimentos con el nombre de
Argo a parte
del principal del enlace y se puede acceder a ellos a partir de esta
página.
Cuándo: La
misión empezó en octubre del 2002.
Dónde:
La última en el Tibet.
http://www.slac.stanford.edu/pubs/confproc/ssi94/ssi94-018.html
A partir la 1988 a
1994 el Advanced Cosmic Microwave Explorer
(ACME) voló seis veces en los globos y realizó
observaciones tres veces desde
el polo sur. Midiendo anisotropías en la radiación de
fondo cósmica a una
escala de ángulos desde 20 hasta 120 minutos y con longitudes de
onda que iban
de 1 a 12 mm, los experimentos de ACME han hecho contribuciones significativas
a nuestra
comprensión del CBR incluyendo la primera detección de
anisotropía a un nivel
de 10-40 PPM, la primera medida del espectro de energía de CBR
en las escalas
de grado y la primera prueba para un aumento del espectro de
energía en escalas
menores del grado. El Hemt Advanced Cosmic Microwave Explorer (HACME)
incorpora
un High Electron Mobility Transistor (HEMT) que funciona a las
temperaturas
de helio líquido. El proyecto consiste en un experimento montado
en un globo y
diseñado para medir anisotropías en el fondo de
radiación a escalas menores del
grado sobre centenares de grados cuadrados, usando una estrategia
única de
escaneo en dos dimensiones. Los links son a dos páginas
distintas de artículos,
ya que
el
experimento no tiene página propia.
Cuándo:
Del 1988 al 1994.
Dónde:
Polo Sur.
En el
corazón del BAM está el espectrómetro diferencial
criogénico de Fourier, COBRA, que despegó inicialmente en
un cohete para medir
el espectro del fondo de radiación de microondas. La ventaja de
usar un
espectrómetro es la posibilidad de la identificación de
las señales que no
pertenecen al CMB. El BAM tenía capacidad de medir exactamente
fuentes de las
señales de CMB y de minimizar los errores sistemáticos.
Cuándo: En 1995.
Dónde: Texas.
http://topweb.gsfc.nasa.gov/index.html
El experimento
original fue llamado MSAM y se lanzó tres veces
entre 1992 y 1997. El segundo vuelo de la medida
del Medium Scale Anisotropy
Measurement (MSAM1-94) observó el mismo campo que el
primer vuelo
(MSAM1-92) queconfirmar nuestra medida anterior de la
anisotropía de la
radiación de microondas de fondo. El proyecto actual se llama
Top-Hat y su
misión es estudiar la luz en longitudes de onda correspondientes
al microondas
y al infrarrojo.
Cuándo: El MSAM en 1992. El TOP-HAT aún está en
funcionamiento.
Dónde:
En la Antártida.
http://cosmology.princeton.edu/cosmology/qmap/
http://www.hep.upenn.edu/~xuyz/qmask.html
La meta del
experimento QMAP era observar el CMB de forma que los
mapas "válidos" del cielo se pudieran construir directamente de
los
datos. QMAP voló dos veces en 1996. El experimento produjo un
mapa de las
fluctuaciones de CMB bastante importante. Hay una combinación
entre los datos
de Saskatoon (un proyecto bajo de tierra) y los datos de QMAP, que se
llama
QMASK y es un mucho más útil debido a las comparaciones
de ambos experimentos.
El segundo link va precisamente al proyecto de QMASK.
Cuándo: El
QMAP realizó dos vuelos en 1996.
Dónde:
En Palestina, Texas.
http://aether.lbl.gov/www/projects/max/Maxima_top.html
http://cosmology.berkeley.edu/group/cmb/
http://cosmology.berkeley.edu/group/cmb/MAX_experiment/max_page.html
Estos dos
experimentos fueron diseñados para medir las
anisotropías de la radiación de fondo (CMB) en una escala
de ángulos de medio
grado. La investigación sobre la radiación de fondo,
pensada como la reliquia
dejada en la primera fase del Big Bang, puede proporcionar
información en la
formación de estructura a gran escala así como en la
geometría del universo la
naturaleza de la materia oscura. MAXIMA poseía una combinación
sin precedentes
de sensibilidad, resolución angular, y control de mecanismo. Los
datos de
MAXIMA deberían revelar la presencia de picos acústicos en
el espectro de
energía angular, si existen. MAX es el precursor de MAXIMA. Son
bastante
relevantes y hay mucha información útil en los links.
Cuándo:
Los experimentos se realizaron en 1995, 1998 y 1999.
Dónde:
En Palestina, Texas.
http://www.archeops.org/flights.html
El experimento
Archeops tiene como objetivo medir el fondo de
radiación emitido justo después del Big Bang. Las medidas
se toman con unos
dispositivos a una temperatura cercana al cero absoluto colocados en el
foco de
un telescopio caliente. Para evitar la perturbación
atmosférica el aparato se
coloca en un “góndola” debajo de un globo de helio que
alcanzó los
40 kilómetros de altitud. La página está bastante
bien construida y da una
información detallada del experimento.
Cuándo:
Cinco vuelos entre 1999 y 2002.
Dónde: En
Trapani (Italia) y Kiruna (Rusia).
http://cmb.phys.cwru.edu/boomerang/
Ha realizado dos
vuelos diferentes, tanto en tiempo como en
objetivos. En el primero, se midieron las anisotropías en la
temperatura del CMB
y en el segundo, además de anisotropías en la
temperatura, se midieron
anisotropías en la polarización. El experimento fue
bastante relevante y el
link tiene mucha información útil.
Cuándo: El
primero en 1998 y el segundo en 2003.
Dónde:
En la Antártida.
En este
proyecto se combinan las mediciones de dos experimentos
distintos. Uno está relacionado con la propia atmósfera
(el experimento en
globo llamado Arctic Cloud) y el otro con el CMB (usando el
BackTierra
Emission Anisotropy Scanning Telescope). El telescopio BEAST aún
está tomando
medidas.
Cuándo: Empezó en 2000.
Dónde:
En el Ártico.
http://wwwphy.princeton.edu/cosmology/pique/
Las siglas de
este experimento significan Princeton I Q U
Experiment. Es un experimento relacionado con la polarización de
CMB, Todas las
mediciones se hicieron usando un polarímetro de
corelación W-band HEMT-based en los inviernos de 1999-2000 y 2000-2001, usando una W-venda HEMT basaron el
polarímetro de la correlación.
Cuándo: En los inviernos de 1999-2000 y 2000-2001.
Dónde:
En la azotea del departamento de física de Princeton.
http://arcade.gsfc.nasa.gov/science.html
El Absolute
Radiometer for Cosmology, Astrophysics, and
Diffuse Emission es un experimento en un globo de alta altitud
diseñado para
estudiar el universo primitivo. Mide el espectro de la frecuencia del
fondo
microondas (CMB) en longitudes de onda del centímetro, para
buscar señales de
las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang.
ARCADE puede (1)
estudiar la formación de estructura y el inicio de la
fusión nuclear estelar,
(2) buscar remanentes de partículas procedentes del Big Bang y
(3) ayudar a
entender
la
estructura a gran escala y la distribución energética de
nuestra galaxia.
Cuándo:
Ha realizado un total de cuatro vuelos en los años 2001, 2003, 2005 y 2006.
Dónde:
En Palestina, Texas.
http://stratocat.com.ar/fichas-e/2009/FSU-20090611.htm
EBEX
es un
polarímetro llevado en un globo diseñado para medir la
intensidad y la polarización de la radiación de fondo de
microondas. EBEX es
único experimentos de que trabajará en cuatro bandas de
frecuencia, entre los
150 y los 450 gigahertz. Ésta es la mayor cobertura de
frecuencia que ha tenido
un experimento y da a EBEX una capacidad sin precedentes para medir la
polarización del polvo interestelar. El proyecto fue finalizado y,
aunque hubo una serie de problemas en el lanzamiento que limitaron el
rango de frecuencia en la toma de datos, proporcionó más de 10 horas de
datos válidos.
Cuándo: El globo fue lanzado el 11 de Junio de 2009.
Dónde:
En Lake Havasu City, Nuevo Mexico.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ESASP.471..463M
El BaR-SPOrt
es un polarímetro con una correlación de
32 gigahertz llevado en globo para la medida directa de los
parámetros de
Stokes Q y U con una resolución angular medio
grado,
aproximadamente. Los instrumentos son en
gran parte los mismos que los del proyecto Sport. Su objetivo es el
estudio de
la polarización del “diffused Galactic BackTierra” así
como del
fondo cósmico microondas (CMB). El link conduce a un artículo que
habla de forma detallada sobre los objetivos y detalles técnicos de
esta misión.
Cuándo: El
proyecto aún se está diseñando.
http://www.astro.caltech.edu/~lgg/spider/spider_front.htm
Spider es un experimento diseñado para buscar las ondas gravitacionales
primordiales impresas en el CMB. Midiendo la intensidad de estas
señales
podremos introducir algunos límites en la teoría Inflacionaria.
Los instrumentos del Spider incluyen telescopios de seis grados de
resolución enfriados mediante helio líquido(4 K) que observan
frecuencias
de 100 GHz, 150 GHz, y 220 GHz (lo que corresponde a longitudes de onda
de 3 mm, 2 mm, y 1.4 mm). Cada telescopio está unido a un
polarisation-sensitive transition-edge Bolómetro array enfriado hasta
250 mK.
Cuándo: El primer vuelo del globo está planeado para 2011.
Dónde: Alice Springs, Australia.
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Experimentos
en Tierra
http://w0.sao.ru/hq/CG/anten.htm
El "
Cosmological Gene " es un proyecto con la intención del trazar
un mapa de
las anisotropías del fondo radiación de microondas con un
margen de error del
1%. Se ayuda del mayor reflector del mundo, el
RATAN-600. En 1986 descubrió ruido adicional en
escalas del horizonte difícil de interpretar. Los resultados se
ven en la
página web.
Cuándo:
Fue un proyecto largo que empezó en los años 80.
Dónde: En
Rusia.
http://w0.sao.ru/hq/CG/cold/cold.htm
Este
experimento tiene relación con el anterior, ya que su
meta era probar las capacidades del telescopio de radio RATAN-600
tratando de
lograr el menor ruido posible en el sistema del telescopio y del
radiómetro al
mismo tiempo. Después del éxito
en la obtención de una sensibilidad perceptiblemente
más alta en la densidad de flujo y el brillo de la superficie el
experimento,
permitió obtener nuevos resultados astrofísicos
importantes en campos de
astronomía de radioastronomía.
Cuándo: En
los años 80.
Dónde:
Cerca de Zelenchukskaya , Cáucaso Norte, Rusia.
http://www.iac.es/project/cmb/rad/index.php
El "Tenerife
experiment" consistió en tres telescopios
pequeños de de doble antena. Estos instrumentos son ejemplos de
un
"radiómetro Dicke" que funcionan que mide directamente
diferencias
pequeñas de la temperatura y elimina fluctuaciones en los
amplificadores. Los
radiómetros de Tenerife utilizaron una frecuencia de 63
hertzios, pero a pesar
de eso existen fluctuaciones en las mediciones del orden de horas
debido a los
cambios en temperatura y la atmósfera. Esto fue mejorado
mediante un espejo
adicional al telescopio, que se movía cada 8 segundos. En 1994,
el
descubrimiento las "thermal footprints" en la
radiación cósmica fósil de
microondas ayudó a confirmar la teoría del Big Bang.
Cuándo:
Los experimentos empezaron en 1984 y acabaron en 2000.
Dónde:
En el Teide, Tenerife, Islas Canarias.
http://astro.uchicago.edu/cara/research/cmbr/whitedish.html
http://www.citebase.org/cgi-bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro-ph/9710270
White Dish es uno
de los instrumentos
del proyecto CARA que estudió el CMBR. Estaba
formado por un telescopio de 1.4 metros que midió
anisotropías existentes en el
fondo de radiación. White Dish utilizó un “single-mode
waveguide
composite Bolómetro “que trabajaba en frecuencias
desde 75 hasta 105 GHz.
Cuándo:
Desde 1991 hasta 1993.
Dónde:
En el Polo Sur.
http://www.atnf.csiro.au/research/cmbr/method.html
Este experimento
utilizó el Australia Telescope
Compact Array
para
buscar
anisotropías en el CMB. La estrategia de observación era
hacer observaciones de
campos “vacíos” en una rotación completa de la Tierra.
Las
mediciones se harían en una configuración ultracompacta
con 5 telescopios de 22
m de diámetro separados entre sí unos 30 metros de este a
oeste para maximizar
la sensibilidad en el brillo de la imagen.
Cuándo:
Desde el 1991 hasta el 1997.
Dónde:
En Narrabri, Australia.
http://astro.uchicago.edu/cara/research/cmbr/python.html
Como el White
Dish, Python es uno de los instrumentos del
CARA que estudia el CMB. El python era un telescopio de 0.75 metros que
detectó
y anisotropías en la radiación cósmica de fondo
(CMB) en escalas menores del
grado. Este proyecto funcionó cinco veranos seguidos. Los
primeros tres años de
observaciones, el telescopio fue equipado con un fotómetro de cuatro pixeles
que funcionaba
en frecuencias cercanas a los 90 gigahertz. En los dos últimos
años de
observaciones, el fotómetro fue substituido por un
radiómetro amplificador HEMT
de dos pixeles que funcionaba en frecuencias de 40 gigahertz. Se
observó la
misma región del cielo, sin estar perturbada por radiaciones
adicionales que no
fueran de fondo. En su último año, el experimento
analizó aproximadamente 600
grados cuadrados del cielo.
Cuándo:
Desde el 1992 hasta el 1997.
Dónde:
En el Polo Sur.
http://cosmology.princeton.edu/cosmology/sk/
El telescopio de
Saskatoon (SK) funcionó a frecuencias entre 26 y
46 gigahertz, y escalas angulares entre 0.5 y 3 grados. Los datos
fueron
tomados con receptores de tipo Ka (de 26 a 36 gigahertz) y Q-Band (de
36 a
46gigahertz). Es un experimento importante y sus datos contribuidos a
la misión
de QMASK. Sus resultados fueron bastante relevantes.
Cuándo: En
los inviernos desde 1993 hasta 1995.
Dónde:
En Saskatoon, Saskatchewan, Canadá.
http://www.iac.es/project/cmb/bartol/
Es un experimento
terrestre sensible a las fluctuaciones en
escalas angulares aproximadamente de dos grados. Se centraron cuatro
bandas
independientes en 3.3, 2.1, 1.3, y 1.1 milímetros que
tomó un alto número de
mediciones. La página es bastante limitada y tiene referencias a
los artículos
publicados sobre este experimento.
Cuándo:
Empezó en el verano de 1994.
Dónde:
En Tenerife, Canarias.
http://adsabs.harvard.edu/full/1998ASPC..141...81V
APACHE96 es un
experimento dedicado a investigar las anisotropías
del fondo de microondas en escalas angulares pequeñas. El
objetivo principal de
este experimento es obtener un mapa de una tira circular de cielo
alrededor del
polo sur. Las mediciones se aprovecharán de la sequedad y de la
estabilidad de
la atmósfera en la alta meseta antártica. Las
características principales de
APACHE96 están muy bien reflejadas en la página.
Cuándo:
Las primeras mediciones se realizaron en diciembre de 1996.
Dónde:
En Concordia, en la Antártida.
El Owens
Valley Radio Observatory (OVRO) es el observatorio
más grande del mundo manejado por una universidad, el Caltech.
En realidad no
está dedicado exclusivamente a fondo de radiación y
realizan investigaciones relacionadas con distintos ámbitos.
Cuándo:
Comenzó en 1999.
Dónde: El
observatorio está situado cerca de Bishop, California, en el
lado este Sierra
Nevada. http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/cat/ El Cosmic
Anisotropy Telescope fue el primer interferómetro
que midió fluctuaciones en en el fondo de radiación
(CMB). Los primeros
resultados eran los de más alta resolución de CMB que se
tenían en aquella
época y demostraron que el aumento de energía en la
fluctuación a escalas de un
grado (l ~ 200), medidas por el experimento de Saskatoon, estaban
relacionadas
con una
declinación en energía a ángulos más
pequeños (l = 500-700), demostrando así la
existencia del pico acústico predicho en el espectro de
energía de CMB. Otros
resultados fueron publicados en 1999. El telescopio fue dado vuelta
apagado y
desmontado en parte en 2000.
Cuándo:
Los primeros resultados llegaron en el 1996 y parte del telescopio se
desmontó
en el 2000.
Dónde: En
el observatorio de Cambridge. http://wwwphy.princeton.edu/cosmology/mat/ Este proyecto
modificó un telescopio ya existente (del tipo Globo-borne) para operaciones terrestres. También se
realizó un estudio en
profundidad sobre dónde emplazar el telescopio y se vio que los
Andes chilenos
permitían unos datos de la tan alta calidad que casi el 90% se
podrían utilizar
en el análisis final, con respecto al 20% en un instrumento
terrestre similar
en Saskatchewan. Con estos datos, MAT (Mobile Anisotropy Telescope) fue
una
modificación del experimento de QMAP, que era del tipo de vuelo
en globo. Los
instrumentos empleados permitieron la medida más sensible que se
había logrado
hasta entonces del espectro de energía del CMB. Observaron 3.400
grados
cuadrados en un anillo de 10 grados de anchura alrededor de todo el
cielo en
una declinación de
-15 grados.
Cuándo: El experimento tomó datos en 1997 y en 1998.
Dónde: En
los Andes Chilenos http://cmb.physics.wisc.edu/polar/ POLAR es un
experimento diseñado para buscar polarizaciones en el
CMB a escalas angulares grandes. Es un polarímetro de
correlación de un pixel,
que operó en una banda de frecuencia de ka (gigahertz 26-36).
Trabajó
aproximadamente 750 horas recogiendo datos hasta mayo del 2000 cuando
fue
desarmado y su radiómetro integrado al telescopio del proyecto
COMPAS.
Dónde: En Pine Bluff, Wisconsin. http://cosmology.ucsd.edu/Polarbear/
POLARBEAR es un nuevo telescopio con el objetivo principal de medir la
polarización en el CMB. Buscará la firma impresa por las ondas
gravitacionales generadas durante el periodo de aceleración cósmica
conocido como Inflación.
Será también capaz de detectar el efecto de las lentes gravitaciones en
el CMB. Las mediciones que realice posiblemente permitan imponer
lÍmites muy intensos en la masa del neutrino.
http://astro.uchicago.edu/cara/vtour/pole/darksector/cmbr/ El telescopio
Viper, construido por los estudiantes de CMU,
comenzó sus operaciones en 1998 y ya ha recogido una gran
cantidad de datos
sobre el fondo de radiación (CMB). Viper es uno de los primeros
experimentos de
CMB capaz de detectar el pico Doppler en el espectro, un resultado que
favorece la hipótesis de un universo "plano". La página
del
experimento tiene el acceso restringido y lo único a lo que se
puede acceder es
a una serie de fotografías y datos, nada demasiado útil.
Dónde: En
el polo sur. http://astro.uchicago.edu/dasi/ DASI es un
interferómetro de 13 elementos diseñado para medir las
anisotropías de la temperatura y de la polarización de la
radiación de fondo
(CMB) en un amplio abanico de escalas con alta sensibilidad. El
instrumento
utiliza los amplificadores del HEMT que funcionan entre 26-36 GHz de
frecuencia, en diez canales de 1 GHz. El financiamiento para DASI viene
del NSF
Office of Polar Programs a través del Center for Astrophysical
Research in
Antarctica, CARA, y actualmente cuenta con una concesión de la
Office of Polar
Programs. Comenzó en 1999 y todavía está
trabajando.
Dónde: desde la estación del NSF Amundsen-Scott en el
Polo Sur. http://cosmology.berkeley.edu/group/swlh/acbar/index.html El Arcminute
Cosmology Bolómetro Array Receiver (ACBAR) es un
receptor de frecuencias múltiples diseñado para medir
diferencias leves de la
temperatura en la radiación de microondas. ACBAR ha obtenido una
mejora
significativa en exactitud sobre experimentos
anteriores. Dedica sus investigaciones a problemas
como CMB, la constante cosmológica o “galaxy clusters”.
Dónde: En
la Antártica. Es una
asociación de las universidades
de Berkeley, Illinois y Maryland. The BIMA
Millimeter Array es un telescopio de síntesis de 10 antenas de
apertura que
funciona en longitudes de onda de 3 milímetros (70-116
gigahertz) y de 1
milímetro (210-270 gigahertz). La página está
bastante completa y contiene
mucha información útil, aunque algunos enlaces no
funcionan.
Dónde: Está situado en el Hat Creek Radio Observatory,
250 millas al norte de
Berkeley. http://wwwphy.princeton.edu/cosmology/capmap/ CAPMAP es un
experimento diseñado para medir la polarización de la
radiación de fondo en las escalas angulares pequeñas.
Para ello, emplea
dieciséis polarímetros de correlación (12 en
100GHz y 4 en 40 gigahertz) en un
telescopio de 7 metros. Los resultados que se obtienen son 0.06 grado
en 100
gigahertz y 0.10 grado en 40 gigahertz: pequeños
comparados con otros
experimentos de CMB. Un prototipo del sistema cuatro receptores de 100
gigahertz midió el cielo durante el invierno de 2002-2003.
Cuándo: Empezó en el 2002 y continúa hoy.
Dónde: En el Lucent Technologies telescope en Crawford Hill, New
Jersey. http://www.astro.caltech.edu/~tjp/CBI/ Este proyecto
es una colaboración muy amplia entre un gran
número de universidades. El Cosmic BackTierra Imager (CBI) es un
radio
telescopio especialmente
diseñado para estudiar la radiación de fondo de
microondas del universo
primitivo. La página está actualizada y da mucha
información.
Dónde:
Está situado a una altitud de 5080 m en los Andes chilenos. http://amiba.asiaa.sinica.edu.tw/ El Array for
Microwave BackTierra Anisotropy (AMiBA) es un
instrumento muy moderno de la investigación en
cosmología. Este proyecto está
pertenece al Academic Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics
(ASIAA)
con alguna colaboración. Usando un interferómetro que
funciona en frecuencias
desde 85 a 105 gigahertz, AMiBA se diseñó para poder
analizar perfectamente la
polarización del CMB, recogiendo muestras de tamaños
mayores de 2 minutos de
arco. La polarización que medirá AMIBA puede reflejar la
historia de las distintas
ionizaciones del universo y puede ser una prueba importante para
encontrar
ondas gravitacionales.
Dónde:
En Hawai. http://www.iac.es/project/cmb/cosmosomas/ Este experimento
ha obtenido tres mapas a unas frecuencias de
12.7, 14.7 y 16.3 gigahertz que cubren 9000 grados cuadrados
cada una con una
resolución de un grado y con sensibilidades de 49, 59 y 115
µK respectivamente.
Estos datos han revelado que el fondo de radiación (CMB) es la
señal
astronómica dominante en la alta latitud en los tres canales de
COSMOSOMAS con
una amplitud media de 29.7± 1.0 µK.
Dónde:
En el observatorio del Teide, Tenerife, Canarias. http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/vsa/index.html http://www.iac.es/project/cmb/vsa/ http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/ryle/ http://www.jb.man.ac.uk/research/cmb/vsa/ El Very Small
Array es un experimento creado por la universidad
de Cambridge. Utiliza escalas en las que las fuentes
extragalácticas de
“foreTierra” pueden ser una fuente importante de contaminación
de
datos. Este problema ha sido resuelto identificando fuentes en 15
gigahertz con
el telescopio Ryle y después controlándolas una
frecuencia de 33 GHz con un
interferómetro que se encuentra en el propio experimento VSA.
Dentro de los
enlaces hay uno que dirige al telescopio Ryle y otro al Jodrell Bank,
que está
ayudando a tomar datos a este proyecto. Los dos primeros son del VSA.
Dónde:
En los observatorios de Jodrell Bank, Teide y Cavendish. También
en el
telescopio Ryle. http://www.astro.cf.ac.uk/groups/instrumentation/projects/quad/ http://www.stanford.edu/~schurch/quad.html El QUEST (Q
and U
Extra-Galactic
Sub-mm
Telescope)
recibirá radiación recogida por un reflector
parabólico de 2.6 metros de
diámetro. Las señales serán dirigidas al receptor
a través de un reflector
secundario Cassegrain. Las polarizaciones lineales ortogonales
serán detectadas
por
separado,
consiguiendo medidas simultáneas de polarización de unos
31 pixels del cielo.
El telescopio observará partes del cielo de unos cuantos grados
de extensión.
El experimento se ha trasladado recientemente al Polo Sur,
aprovechándose así
del telescopio existente, usado por el DASI CMB interferómetro.
La mezcla de
ambos instrumentos QuAD. La página web está perfectamente
actualizada.
Dónde:
En el Polo Sur. http://www.physics.miami.edu/cosmo/kupid/mainpage.html KUPID es un
receptor que trabaja en frecuencias de 12-18GHz (banda
Ku) que se está construyendo actualmente en la universidad de
Miami en
colaboración con la universidad de Princeton y la universidad de
Chicago. Será
integrado en la antena cassegrainian de siete metros que se encuentra
en
Crawford Hill. Como polarímetro, se configura para medir los
parámetros de
Stokes Q y U y también medirá la temperatura de la
polarización circular
izquierda y derecha. KUPID realizará una variedad de estudios
que serán una
importante aportación a la cosmología.
Dónde:
En la universidad de Miami. Es una cámara milimétrica de tres colores (frecuencias)
colocada
en el telescopio de 6 metros situado en Cerro Toco, en el desierto de
Atacama
en Chile, en un lugar especialmente
indicado para este tipo de observaciones. Las observaciones con este
instrumento pueden trazar mapas de la formación de estructuras
desde el
infrarrojo en el régimen linear (z>1000) hasta el de
régimen no linear
(z<5) cuando se forman las estructuras. La espectroscopia
óptica con
telescopios de 10 metros y las mediciones con los modernos
satélites rayos X permitirán
la determinación del
infrarrojo y de la masa de grandes cúmulos de galaxias, la
última etapa la
evolución del Universo.
Dónde:
En Chile. http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/ami/ El
Arcminute Microkelvin Imager (AMI) es un radio telescopio
principalmente ideado para observar anisotropias secundarias en el
fondo cósmico de microondas. Está formado por dos series de
interferómetros, el Small Array y el Large Array. Ambos están situados
en el Mullard Radio Astronomy Observatory en Cambridge(UK). Estos
operan en un rango de frecuencias de 2-18 GHz. El Small Array consta de
10 antenas parabólicas de 3 a 7 metros; mientras que el Large Array
está compuesto por ocho antenas de 13 metros. Esencialmente, los dos
complejos tienen receptores y emisores eléctricos idénticos. El
principal objetivo del proyecto es confeccionar una lista de cúmulos de
galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich efecto. De igual modo
proporcionará observaciones del espectro del CMB a muy buena resolución.
Dónde: En Cambridge, aprovechando parte del Ryle Telescope. http://bolo.berkeley.edu/apexsz/index.html APEX
(Atacama Pathfinder EXperiment) es un telescopio de 12 metros, montado
sobre el
telescopio Cassegrain, protototipo del ALMA. En Berkeley, los
físicos construyeron un receptor bolométrico para el APEX. Este
receptor está descubriendo y
estudiando cúmulos de galaxias mediante el efecto de
Sunyaev-Zel'dovich con una sensibilidad sin precedentes, y
también anisotropías del CMB.
Dónde:
En el desierto de Atacama, Chile.
Cuándo:
En el
2000.
Cuándo: It's still in project.
Cuándo: Comenzó sus operaciones en 1998.
Cuándo: Comenzó en 1999 y aún está
trabajando.
Cuándo: Comenzó en 2001 y continúa midiendo.
Cuándo: Terminó en el 2004.
Cuándo: Empezó en el 2002 y sigue tomando medidas.
Cuándo: Comenzó en 2005 y aú sigue en activo.
Cuándo: El
Experimento Cosmosomas comenzó su funcionamiento en el año 1998. Los
últimos papers publicados sobre las observaciones son de 2007.
Cuándo: El experimento funcionó desde 1999 hasta 2002.
Cuándo: El experimento está en funcionamiento actualmente.
Cuándo: El experimento está en construcción.
http://www.physics.princeton.edu/act/
Cuándo: El experimento se puso en funcionamiento en 2007 y aun sigue tomando medidas.
Cuándo: Lleva funcionando desde el 2005.
Cuándo: El proyecto está funcionando desde 2007.
http://cosmology.berkeley.edu/group/swlh/bicep/index.html BackTierra
Imaging of Cosmic Extragalactic Polarización es un
experimento diseñado para medir la polarización del fondo
de la microondas con
una elevada precisión, y pretende dar respuesta a preguntas
cruciales sobre el
universo primitivo. Funciona en frecuencias de
100 a 150 gigahertz en resoluciones angulares
de 1.0° y de 0.7°, respectivamente, con unos 96 detectores
sensibles a la
polarización, trazando así un mapa de una región
considerable de cielo
alrededor del Polo Sur.
Dónde:
En el Polo Sur. http://telescoper.wordpress.com/2009/03/31/clover-and-out/ Clover
iba a ser un instrumento diseñado para medir la polarización del
CMB. Estaba previsto que constara de tres telescopios independientes
que iban a funcionar en frecuencias
de 97, 150 y 220 gigahertz. Cada uno obtendría planos focales de
largo formato
de detectores “bolométricos”. Clover fue aprobado por PPARC a
finales de 2004 pero el proyecto era, en realidad, una
colaboración entre las
universidades de Oxford, Cardiff y Cambridge. Sin embargo, debido a la
actual situación financiera, el gobierno británico ha dedicido cancelar
el proyecto, quedando todo en un mero proyecto. En el siguiente enlace
hay información sobre la polarización del CMB, el campo en el que
CLOVER iba a trabajar.
Dónde:
En el Atacama, Chile. http://astro.physics.brown.edu/mbi/ El
Millimetre-Wave Bolometric Interferómetro-B y una versión
futura del MBI-B será capaz de buscar la polarización
primordial de modo B del
fondo de microondas, de buscar campos magnéticos mediante
rotaciones de Faraday
y de trazar mapas de campos magnéticos cerca del centro de
nuestra galaxia.
Este experimento lo dirige la universidad de Brown. El proyecto
está aún en diseño y no hay demasiadas cosas
decididas. http://wwwphy.princeton.edu/cosmology/mintweb/ El MINT
(Millimeter Interferómetro) es un telescopio de
segunda generación diseñado para el estudio de
anisotropías del fondo de
radiación de microondas en escalas angulares pequeñas
(1000 < l < 3000).
Posee 4 recievers SIS que operan a aproximadamente 150 gigahertz, un
Corelator
digital, y una plataforma manejable a distancia.
Cuándo: Aunque la página web no ha sido actulizada desde el 2000,
existe constancia de que el proyecto lleva funcionando desde el 2001.
Dónde: En los Andes chilenos. http://www.astro.caltech.edu/~lgg/polatron_front.htm Este experimento
consta de un telescopio de 5.5 metros dirigido
por el Caltech. Utilizará nuevas tecnologías que lo
harán sensible a
diferencias en la temperatura de polarización del orden del
micro Kelvin y le
permitirán operar a escalas angulares del arcminute.
Dónde: Estará localizado en el Caltech’s Owens Valley
Observatory, a 5
horas al norte del campus. http://www.stanford.edu/~schurch/suzie.html El experimento
SuZIE mide el efecto de Sunyaev-Zel'dovich a
múltiples frecuencias entre 150 y 350 gigahertz. SuZIE es una
colaboración
entre la universidad de Stanford y la universidad de País de
Gales, Cardiff.
Dónde: En el Caltech Submillimeter Observatory, en Mauna Kea
(Hawai'i). http://astro.uchicago.edu/sza/ El
Sunyaev-Zeldovich Array (SZA) es un radio-telescopio cuyo
propósito es buscar agrupaciones de galaxias usando el efecto
Sunyaev-Zeldovich. La información obtenida del SZA será
utilizada para intentar
descifrar varias cuestiones cosmológicas interesantes tales como
la densidad de
materia del universo y la evolución en de las agrupaciones de
masa.
Dónde:
En Chicago. El Very Large
Array, uno de los primeros observatorios radio
astronómicos del mundo, consta de 27 antenas de radio en
una
configuración en forma de Y. Cada antena tiene 25 metros de diámetro.
El experimento todavía está trabajando.
Dónde:
En los llanos de San Agustín, cincuenta millas al oeste de
Socorro, Nuevo
México. http://quiet.uchicago.edu/index.php http://www.stanford.edu/~schurch/quiet.html QUIET
empezó siendo una colaboración entre los grupos
experimentales de CAPMAP (Princeton, Chicago, Miami, JPL) y CBI
(Caltech)
además de Colombia. QUIET propone hacer mediciones muy sensibles
de la
polarización de la radiación de fondo usando
polarímetros coherentes de
correlación. Es un programa de cinco años para medir el
CMB que usa grandes
detectores desde la Tierra. Las medidas cubrirán escalas
angulares desde
algunos arcminutes hasta algunos grados.
Cuándo: Lleva tomando datos desde 2008. Dónde: Se
instalará en el desierto de Atacama, Chile. Es un telescopio
que se está construyendo para el despliegue en el
centro de investigación NSF del Polo Sur.
El
telescopio se diseña para mediciones de emisiones de bajo
contraste en longitudes de onda por encima y por debajo del
milímetro, como es
necesario para trazar mapas de anisotropías primarias y
secundarias del fondo
cósmico de radiación. El SPT esuna colaboración
entre las Universidad de
Chicago, la de Berkley, la Case Western Reserve University, la
Universidad de
Illinois, y el Smithsonian Astrophysical Observatory, aparte desde
luego del
NSF OPP, la primera fuente de fondos del experimento. El primer gran
resultado de este proyecto fue hecho púlico el 10 de octubre de 2008:
la detecció de cuatro distantes racimos de galaxias supermasivos. Tres
de ellos eran hasta ese momento desconocidos y se han convertido, por
tanto, en los primeros en ser detectados gracias al efecto
Sunyaev-Zel'dovich (SZ). Cuándo: Fue construido entre el 2006 y el 2007. Sigue trabajando en la actualidad.
Dónde: En el Polo Sur. Sunyaev-Zeldovich efecto Experiments -
PLANCK: http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=17 Planck
ayudará a dar respuesta a alguna de las preguntas más
importantes de la ciencia moderna - ¿cómo comenzó el
universo?, ¿cómo evolucionó
hasta el estado que observamos hoy?, y ¿cómo continuará
desarrollándose en el
futuro? El objetivo de Planck es analizar, con la mayor exactitud que
se ha
alcanzado hasta el momento, los remanentes de la radiación que llenó el
universo inmediatamente
después del Big Bang, que observamos hoy como la
radiación de fondo de
microondas. Sus objetivos principales son (1) trazar un mapa de las
anisotropías de CMB con una sensibilidad una resolución
angular mejorada (2)
ayudar en la determinación de la constante de Hubble, (3) probar
los modelos
inflacionistas del universo joven y (4) medir la amplitud de
estructuras en
CMB. - ACT: Es una cámara milimétrica de tres colores (frecuencias)
colocada
en el telescopio de 6 metros situado en Cerro Toco, en el desierto de
Atacama
en Chile, en un lugar especialmente
indicado para este tipo de observaciones. Las observaciones con este
instrumento pueden trazar mapas de la formación de estructuras
desde el
infrarrojo en el régimen linear (z>1000) hasta el de
régimen no linear
(z<5) cuando se forman las estructuras. La espectroscopia
óptica con
telescopios de 10 metros y las mediciones con los modernos
satélites rayos X permitirán
la determinación del
infrarrojo y de la masa de grandes cúmulos de galaxias, la
última etapa la
evolución del Universo.
Cuándo: Fue instalado en 2005 y en el primer enlace se pueden consultar algunos de los datos que ha publicado.
Cuándo: El proyecto ha sido cancelado y no se espera que se retome en un tiempo cercano.
Cuándo: El Polatron está actualmente en
construcción, al igual que su pá web.
Cuándo: Empezó en 1996 y continúa todavía.
Cuándo: Funciona desde el año 2006, cuando fue montado.
Cuándo: El experimento está todavía tomando
medidas.
http://www.physics.princeton.edu/act/
Cuándo: El experimento se puso en funcionamiento en 2007 y aun sigue tomando medidas.
El experimento BRAIN (B-mode Radiation Interferómetro) es un
interferómetro bolométrico dedicado a la detección de los llamados
modos-B (la huella que
dejo la inflación en el fondo cósmico de microondas). Su nueva
arquitectura de detección permite medir de forma directa los modos de
Fourier y los
parámetros de Stokes. Una alta sensibilidad se consigue usando
bolometros a baja temperatura, mientras que los efectos sistemáticos se
reducen utilizando
la técnica de interferometría.
Cuándo: Primeras pruebas 2011 (el pathfinder operacional desde 2006)
Dónde:
Antarctic station Concordia/Dome.
Qubic
es un proyecto de cosmologí observacional dedicado a la medición
de las anisotropias de polarización del CMB. Qubic (Q&U Bolometric
Interferómetro for Cosmology) es una colaboración internacional entre
Francia, Italia, Gran Bretaña y los Estados Unidos, resultado
de la unión de los proyectos BRAIN y MBI. Los instrumentos del Qubic
están basados en interferencia bolometrica, una nueva y prometedora
tecnología que se presenta como alternativa a la imagen directa.
Cuándo: Se planea instalar el primer módulo del instrumento definitivo en 2001
Dónde:
Antarctica Concordia Station
El Experimento QUIJOTE (Q U I JOint TEnerife) CMB se instalará con el objetivo de caracterizar la polarización de la
radiación cósmica de microondas (RCM) y de la emisión
galáctica y extragaláctica en el rango de frecuencias comprendido
entre 10 y 30 GHz, y a grandes escalas angulares (un grado de
resolución).
El objetivo principal del proyecto QUIJOTE es cubrir una región de
cielo de unos 10,000 grados cuadrados con una sensibilidad entre 1-2 µK
por elemento de resolución de 1° a 11, 13, 17, 19 y 30 GHz. Estas
medidas complementarán a baja frecuencia y corregirán de
contaminación de la galaxia a las que obtenga el satélite
PLANCK. Serán las medidas más sensibles obtenidas para la
caracterización de la emisión sincrotrón y la
emisión anómala de microondas de nuestra Galaxia a dichas
frecuencias.
When: Comenzará sus operaciones durante el año 2011.
Autores originales
David Alonso , E-mail:
david.alonsom@estudiante.uam.es
Julian Vicente , E-mail:
julian.vicente@estudiante.uam.es
Tue Oct 31 14:45:00 BST 2006
Revisión y ampliación
Adrián Almazán , E-mail: manueladrian.almazan@estudiante.uam.es
Tue Mar 15 18:49:00 BST 2011
Tutor
Juán García-Bellido , E-mail: juan.garciabellido@uam.es