Астрономија

Зашто можемо да посматрамо космичку микроталасну позадину без обзира у ком правцу гледамо?

Зашто можемо да посматрамо космичку микроталасну позадину без обзира у ком правцу гледамо?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Често читам да је ЦМБ пуштен свуда у Универзуму, у свим правцима.

Ако је та изјава тачна, може ли неко да разложи шта „свуда у универзуму, у свим правцима“ значи? Ако не, зашто га можемо посматрати у свим правцима?


Док је Универзум имао 380.000 година, био је испуњен гасом протона и електрона. Било је и зрачења, у топлотној равнотежи са материјом, а како је било толико вруће, протони и електрони нису могли да формирају неутрални водоник, јер би сваки пут када би „покушао“, енергични фотон одбио електрон.

Овај гас је био свуда. А фотони су путовали и расули се на све стране:

Фотони (љубичаста) расејање на слободним електронима (зелена), а оба су помешана са протонима (црвена).

380.000 година након Великог праска, температура је пала довољно да могу да се формирају неутрални атоми (ово се назива рекомбинација). Зрачење, које се до сада континуирано распршивало на слободним електронима, сада је могло слободно да струји између атома (ово се назива раздвајање).

Тако су и учинили. И даље у свим правцима:

Овај бесплатни пренос се и даље одвија. Фотони путују у свим правцима и има их свуда. Фотони који ти су у стању да виде, јесу ли они који су започели на одређеној удаљености од вас и у одређеном правцу, али су други фотони започели на мањој и већој удаљености и у другим правцима. Једноставно их не видите, јер сте случајно у праву овде. Али особа на другом месту Универзума видела би исто што и ви.

Фотони које посматрамо као ЦМБ долазе из региона који називамо површина последњег расипања, јер одговара површини љуске усредсређене на нас. Али на овој „површини“ нема ништа посебно, осим што се састоји од свих тачака у Универзуму које су толико удаљене од нас да је фотону потребно приближно 13,8 милијарди година да би путовао. А због ширења, ове тачке су сада удаљене отприлике 47 милијарди светлосних година од нас.

На доњој слици стрелице приказују ЦМБ фотоне. Сви имају исту дужину; почињу тамо где су емитовани и завршавају тамо где су данас. Шта ми посматрајте како су ЦМБ све стрелице које се завршавају на Млечном путу (у центру). Остале стрелице могу посматрати други посматрачи у другим галаксијама које имају своју површину последњег расипања око себе.


Да. Због тога смо ЦМБ до пре деценију или две називали изотропном; изотропно у значењу „исто у свим правцима“. Од тада имамо Вилкинсон микроталасну сонду за анизотропију и њене наследнике који показују мале разлике у њој у зависности од тога где усмеримо антену. Своју брзину можемо лако измерити с обзиром на ово готово једнолично позадинско зрачење: брзина кроз свемир. Одузимајући то, добијамо ВМАП податке кориговане брзином који показују вруће и хладне тачке. Зато ЦМБ сада називамо анизотропним.


Који год смер да погледамо у универзуму, гледамо уназад у прошлост. Ако посматрамо галаксију која је $10$ милион светлосних година даље, тада посматрамо емитоване фотоне $10$ пре милион година. Ако посматрамо галаксију која је $1$ милијарде светлосних година далеко, тада посматрамо емитоване фотоне $1$ пре милијарду година.

И што се више удаљавамо у даљини (и тако се више враћамо у прошлост), то су фотони све више црвено померани због ширења свемира док су фотони били у лету.

На крају, у сваком правцу долазимо до тачке у којој посматрамо емитоване фотоне $380,000$ године после Великог праска. Све фотоне емитоване раније од овог распршиће јонизовани гас који је испунио свемир пре овог времена. Дакле, најстарији фотони које можемо посматрати у било ком правцу су емитовани фотони $380,000$ године после Великог праска. Ови фотони су црвено померени у микроталасне таласне дужине, па формирају оно што називамо космичким микроталасним позадинским зрачењем или ЦМБР.


Зашто проучавамо ЦМБ?

Ако је ово збуњујуће, мислите на то као на бацање бејзбола равно у ваздух. Рецимо да је брзина ширења почетна брзина лопте, која зависи од тога колико је снажно бацате. Земљина гравитација деловаће на лопту и успорити ће је. Три ствари би се могле догодити. Прво, лопта се на крају може успорити и зауставити и пасти назад на Земљу, убрзавајући надоле док пада (попут затвореног свемира), или ће лопта почети успоравати, али се и даље креће таман толико да брзина лопте успорава асимптотски на 0 (попут равног универзума), или ако можете довољно снажно да баците лопту, лопта ће се успорити, али ће и даље имати довољно енергије да побегне од силе Земљине гравитације (брзина изласка) и само ће наставити да путује даље са Земље константном брзином (попут отвореног свемира). Дакле, проучавајући ЦМБ, научници су успели да ограниче могуће вредности за омегу и сада знају да је омега једнака 1, што значи да је наш универзум раван.


3 одговора 3

Космичка микроталасна позадина то чини не потичу од самог Великог праска. Настаје отприлике 380.000 година након Великог праска, када је температура пала довољно далеко да омогући електронима и протонима да формирају атоме. Када је пуштен, космичка микроталасна позадина уопште није била микроталасна - фотони су имали веће енергије. Од тада су црвено померени због ширења свемира и тренутно се налазе у микроталасном појасу.

Универзум је непрозиран од 380.000 година и раније. Галаксије које можемо видети настале су тек после тог времена. Пре тога, све што је видљиво је ЦМБ.

ЦМБ који видимо је стање свемира када је постало прозирно, 380000 година након Великог праска. Наши видни пољу даље од нас не виде даље од овог. Замислите на Сунце, које је велика лопта гаса, али изгледа да има површину, јер је ту накупљени гас дуж видне линије до центра постао непрозиран.

Универзум је постао прозиран након 380000 година, јер је хлађење изазвано његовим ширењем омогућило да се јонизовани гас рекомбинује у неутрални водоник и хелијум, који су прозирни за видљиву светлост. У то време, гравитација би могла почети да делује на малим променама густине због чега би гушћи делови полако постајали све гушћи све док нуклеарне реакције не би започеле у најгушћем језгру, што означава почетак стварања звезда. Али пошто је свемир још увек био врућ, а почетне варијације густине врло мале, ипак су требали милиони година да би се прве звезде формирале.

Док је био у неутралном стању, Универзум је био прозиран за видљиву светлост, али непрозиран у крајњем ултраљубичастом зраку услед апсорпције електрона око неутралних атома водоника. Када покушавамо да се вратимо у ово време помоћу Хуббле-а и других оптичких телескопа, врло високо црвено померање померило је крајњу ултраљубичасту светлост кроз видљиви спектар у инфрацрвену, чинећи већину неутралног периода за нас невидљивим. Свемирски телескоп Јамес Вебб (ЈВСТ) имаће детекторе који раде довољно далеко у инфрацрвеној мрежи да можемо видети шта се дешава током неутралног времена. После стотина милиона година, ултраљубичасто светло врелих звезда реионизовало је свемир чинећи га још једном прозирним за ултраљубичасто (а сада и транспарентно на видљивом месту захваљујући малој густини након стотина милиона година ширења).

Идеја да стварне тренутке Великог праска видимо када гледамо ЦМБ настаје јер се варијације густине нису могле променити током првих 380000 година, па су они које видимо у ЦМБ-у били тамо од првих тренутака Великог праска и представљају квантно-механичке флуктуације присутне на самом почетку.


АСТР квиз # 2

Б. негде у свемиру који се шири, али не у неком његовом посебном делу.

Ц. у близини центра свемира који се шири, што показује универзално ширење удаљено од нас у свим правцима.

А. Иза космолошког хоризонта, враћамо се у време пре него што се свемир формирао.

Б. Космолошки хоризонт је бескрајно далеко и не можемо видети до бесконачности.

Ц. Универзум се простире само до овог хоризонта.

Д. Немамо довољно велике телескопе.

А. Неке галаксије би биле даље од ивице свемира.

Б. Галаксије би морале путовати брже него што наша запажања показују.

Ц. Галаксије би путовале пребрзо да би свемир био везан гравитацијом.

О. Још увек немамо теорију која повезује квантну механику и општу релативност.

Б. Не знамо колико је енергије постојало у то време.

Ц. Планцкова ера је била време пре Великог праска и не можемо описати шта се догодило пре тог тренутка.

Д. Не разумемо особине антиматерије.

А. чињеница да се свемир шири

Б. чињеница да се око 25 посто обичне материје у свемиру састоји од хелијума

Ц. постојање космичке микроталасне позадине

А. Комбинована маса две честице се у потпуности трансформише у енергију (фотони).

Б. Питање нема смисла, јер антиматерија заправо не постоји.

Ц. Они могу да формирају цео атом.

-Изузев врло малих варијација, чини се да је у суштини исти у свим правцима у којима гледамо у свемир.

А. Велики прасак је био врућ, али температура се смањивала како се свемир ширио и сада је 3 К.

Б. Није од самог Великог праска - то је од хладних облака плина и прашине који су остали од Великог праска.

Ц. Велики прасак је био врућ, али док је постао провидан, температура је пала на 3 К.

ОДГОВОР: Они су били семе супермасивних црних рупа око којих су се тада формирале све галаксије.

Б. Сматра се да су довели до развоја садашњих концентрација материје и енергије у супер скуповима галаксија.

Ц. Сматра се да садрже већину недостижне & куотмиссинг материје & куот; у облику концентрације енергије у универзуму.

А. Сва маса галаксије концентрисана је у њеном равном, гасовитом диску.

Б. Количина светлости коју звезде емитују на различитим удаљеностима приближно је иста у целој галаксији.

Ц. Диск спиралне галаксије је прилично раван, а не сферичан попут ореола.

А. Иако тамна материја не емитује видљиву светлост, она се може видети са радио таласним дужинама и таква запажања потврђују да је ореол пун овог материјала.

Б. Наш поглед на далеке галаксије понекад је заклоњен тамним мрљама на небу, а ми верујемо да су ове мрље тамна материја која се налази у халоу.

Ц. Орбиталне брзине звезда далеко од галактичког центра су изненађујуће велике, што сугерише да ове звезде осећају гравитационе ефекте невидљиве материје у ореолу.

ОДГОВОР: Тако смо блиски тим системима да не примећујемо њихово ширење.

Б. Њихова гравитација је довољно јака да их одржи заједно против ширења универзума.

Ц. Универзум још није довољно стар да би ови објекти могли да се шире.

ОДГОВОР: Тако смо блиски тим системима да не примећујемо њихово ширење.

Б. Њихова гравитација је довољно јака да их одржи заједно против ширења универзума.

Ц. Универзум још није довољно стар да би ови објекти могли да се шире.

А. Скупине галаксија би се разлетеле.

Б. Млечни пут би се разлетео.

Ц. Универзум би се заувек ширио.

А. Суперновине белих патуљака су исте осветљености без обзира на црвени помак.

Б. У универзуму постоји много више тамне материје него видљиве материје.

Ц. Беле патуљасте супернове мало су тамније него што се очекивало за обални универзум.

Д. Галаксија Андромеда се све већом брзином удаљава од Млечног пута.


Тако знамо да космичка микроталасна позадина долази из Великог праска

Остаци сјаја од Великог праска, ЦМБ, нису једнолични, али имају ситне недостатке и. [+] колебања температуре на скали од неколико стотина микрокелвина. Иако ово игра велику улогу у касним временима, након гравитационог раста, важно је запамтити да је рани Свемир, као и свемир великих размера, само неуниформа на нивоу мањем од 0,01%. Планцк је ове флуктуације открио и измерио са бољом прецизношћу него икад пре.

Постоји много ствари које генеришу видљиви сигнал у Универзуму. Астрономски, примарни начин на који тражимо те сигнале је кроз неки облик светлости. Или физички феномен о којем покушавамо да сазнамо генерише неки облик светлости коју сакупљамо телескопом или другим инструментом или апсорбује светлост, што значи да постоји празнина у иначе предвидивом позадинском сигналу.

Али многи сигнали изгледају слично, а често се испостави да је оно што приписујемо једном извору резултат врло различитог процеса. Једна од оптужби коју износе они који не верују у Велики прасак је да постоји много могућих начина да се створи позадина космичког зрачења која је само неколико степени изнад апсолутне нуле. Да ли је ово тачно? Погледајмо сам сигнал да бисмо то сазнали.

Пензиас и Вилсон на 15 м Холмдел Хорн антени, која је прва открила ЦМБ. Иако многи. [+] извори могу створити позадину зрачења са ниском енергијом, својства ЦМБ-а потврђују његово космичко порекло.

1964. године Арно Пензиас и Боб Вилсон открили су изненађујући феномен користећи своју потпуно нову играчку: радио антену у Њу Џерсију. Холмдел Хорн антена првобитно је дизајнирана да буде микроталасна антена коју Белл Лабораториес користи за сателитске комуникације. Па ипак, када су покушали да калибришу свој инструмент, зачула се бука коју нису успели да оду. Сунце је зрачило зрачењем, као и галаксија Млечни пут. Па ипак, чак и ноћу, без обзира на то где су усмерили антену, није било начина да се добије сигнал за одлазак. Увек је постојало то стално, нискоенергетско „брујање“ које се није могло уклонити.

Испробали су све своје трикове за калибрацију, покушали су померити птице носаче из антене и очистити је, покушали су све што су знали. Бука не би нестала. Само неколико степени изнад апсолутне нуле, чинило се да зрачење долази одасвуда, подједнако.

Није само то што се галаксије удаљавају од нас што узрокује црвени помак, већ то што. [+] простор између нас и галаксије црвено помера светлост на свом путу од те далеке тачке до наших очију.

Ларри МцНисх / РАСЦ Цалгари Центер

Група Боба Дицкеа из Принцетона спремала се да започне експеримент користећи уређај познат као Дицке Радиометер како би тражила управо овај сигнал: реликт вреле, густе фазе о којој су многи теоретизовали да представља порекло нашег свемира који се шири. Ако је Универзум настао из врућег, густог, једноликог стања, онда би се, како се ширио, требао хладити. Разлог је једноставан: температура зрачења дефинисана је таласном дужином појединачних фотона који је чине.

Јонизована плазма (Л) пре него што се емитује ЦМБ, праћена преласком у неутрални Универзум. [+] (Р) који је провидан за фотоне. Ова светлост тада слободно струји до наших очију, где стиже до данас, 13,8 милијарди година касније.

Како се Универзум шири, зрачење не само да постаје мање густо, већ ће се истезањем простора растезати таласна дужина фотона, а фотони дужих таласа одговарају нижим температурама. Када се формирају неутрални атоми, зрачење више не може да комуницира и једноставно лети праволинијски док не ступи у интеракцију са нечим. 13,8 милијарди година касније, то су наше очи и инструменти, откривајући ултра хладну, једнолику купку зрачења на 2,725 К.

Према првобитним запажањима Пензиаса и Вилсона, галактичка раван је емитовала неке. [+] астрофизички извори зрачења (центар), али изнад и испод, остала је готово савршена, уједначена позадина зрачења.

Наравно, многи алтернативни механизми такође могу произвести купку зрачења само неколико степени изнад апсолутне нуле.

Могла би да постоји атмосферска појава која је, поред све расејане сунчеве светлости и емисије водене паре, произвела уједначену количину нискоенергетског зрачења које би ухватила антена. Ову идеју фалсификовали су ЦОБЕ и други сателити који су мерили ово зрачење из свемира, далеко изнад Земљине атмосфере.

ЦОБЕ, први ЦМБ сателит, мерио је флуктуације на скали од само 7º. ВМАП је могао да мери. [+] резолуције до 0,3 ° у пет различитих фреквенцијских опсега, с тим што је Планцк мерио све до 5 арцминута (0,07 °) у укупно девет различитих фреквенцијских опсега. Све ове опсерваторије засноване на свемиру откриле су космичку микроталасну позадину, потврђујући да то није атмосферски феномен.

НАСА / ЦОБЕ / ДМР НАСА / ВМАП научни тим ЕСА и сарадња Планцк

У свемиру може бити велика количина дифузне материје која тада упија звездану светлост из свих праваца и поново је зрачи на нижој температури. Постоји физички закон познат као Стефан-Болтзманн закон који описује како ће свака савршено упијајућа, потпуно црна површина зрачити на датој температури. Ако би се таква супстанца равномерно раширила по Универзуму или чак окружила Земљу у нашој галаксији, тада би апсорбована и поново емитована звездана светлост, под претпоставком да је све имало праву густину, могла бити одговорна за овај сигнал.

Ово је рефлексиона маглина ИЦ 2631, како је снимио МПГ / ЕСО 2,2 м телескоп. То је апсолутно. [+] тачно је да прашина може да одражава звездану светлост, али количина прашине која би била потребна за генерисање сигнала који опонаша позадинско зрачење Универзума не постоји, нити та прашина има праве величине или боје да репродукује оно што примећујемо .

Осим што је астрономија напредовала до тачке у којој смо мерили прашину у нашој галаксији, кроз читав Универзум, и окружујући Сунчев систем. Има следећа својства:

  • није равномерно распоређен,
  • није савршен апсорбер (пожељно апсорбује плаву светлост и пропушта црвену светлост),
  • а на већини локација на небу, где не гледамо у галактичку раван или у раван зодијака, количина прашине није довољна да објасни ово зрачење.

Дакле, ни то објашњење није добро. Заправо, један од разлога зашто су чак и најранија запажања Пензиаса и Вилсона узета као коначни доказ Великог праска био је и то колико је сигнал био велик: око 100 пута већи од могућег позадинског сигнала.

Огромне су количине космичке прашине раширене по галаксији, Универзуму и Сунцу. [+] Систем, али ова прашина нема права својства да емитује на начин да би могла бити збуњена због позадинског зрачења Универзума.

Т.А. Ректор / Универзитет Аласка на сидришту, Х. Сцхвеикер / ВИИН и НОАО / АУРА / НСФ

Али можда постоји нешто тамо, далеко изван галаксија које познајемо, што емитује ултра-удаљени извор светлости. На крају, чини се да су звезде и галаксије свуда, а Сунце је готово савршен радијатор са црним телима. Можда би, како су неки тврдили, светлост могла да губи енергију док путује кроз Универзум: објашњење уморне светлости.

Ова светлост - вероватно од звезда - могла је временом једноставно да изгуби енергију, излазећи данас као врло нискоенергетска позадина. Да је настало на овај начин, ово светло би сада могло бити само неколико степени изнад апсолутне нуле. Међутим, начин на који бисте ово објашњење рекли осим предвиђања Великог праска је како ваша светлост путује кроз Универзум, она се не протеже, већ губи енергију да направи другачији спектрални облик. Више се не би појављивао као право црно тело, већ као померено црно тело, лако уочљиво из предвиђања Великог праска.

Помакнути спектар који је некада био црно тело, а где се светлост умарала, не може се подударати са стварним. [+] Спектар црних тела ЦМБ-а. Доплеров помак мора бити космолошки, а зрачење мора потицати из савршено топлотног стања.

Водич за космологију Неда Вригхта

Посматрања сателита ЦОБЕ из 1992. године дефинитивно су показала да је облик тако савршеног црног тела да је ова алтернатива искључена. У ствари, то су били толико добри подаци да су то и показали било који мора се искључити објашњење које се ослањало на звездану светлост, било да се она одражава или трансформише.

Постоји једноставан разлог зашто: Сунце није потпуно непрозирно за звездану светлост коју производи.

У фотосфери можемо да посматрамо својства, елементе и спектралне карактеристике присутне на. [+] најудаљенији слојеви Сунца. Врх фотосфере је око 4400 К, док је дно, 500 км доле, више попут 6000 К. Сунчев спектар је збир свих ових црних тела.

НАСА-ина опсерваторија соларне динамике / ГСФЦ

Спољни слојеви су изузетно танки и раширени, а зрачење које примамо овде на Земљи не потиче све са самог руба те плазме. Уместо тога, већина онога што видимо потиче са око првих 500 километара, где су унутрашњи слојеви знатно топлији од оних најудаљенијих. Светлост која долази са нашег Сунца - или било које звезде, у том погледу - није црно тело, већ збир многих црних тела која се разликују у температури за стотине степени.

Тек када саберете сва ова црна тела, можете да репродукујете светлост коју видимо како долази од наше матичне звезде. Козмичка микроталасна позадина, када детаљно погледамо њен спектар, далеко је савршеније црно тело него што би се иједна звезда могла надати да ће бити.

Стварна Сунчева светлост (жута крива, лево) насупрот савршеном црном телу (у сивој боји), показујући да. [+] Сунце је више од низа црних тела због дебљине његове фотосфере, а право је стварно савршено црно тело ЦМБ-а мерено сателитом ЦОБЕ. Имајте на уму да су „траке грешака“ са десне стране запањујућих 400 сигма. Договор између теорије и посматрања овде је историјски, а врх посматраног спектра одређује остатке температуре космичке микроталасне позадине: 2,73 К.

Корисник Викимедиа Цоммонс Сцх (Л) ЦОБЕ / ФИРАС, НАСА / ЈПЛ-Цалтецх (Р)

То није прашина. То није звездана светлост. Није да се ваша светлост умара. Не емитује се из атома или молекула, нити садржи потписе да атоми или молекули апсорбују његове делове.

Није са Земље, атмосфере, Сунчевог система или галаксије. Не дифундује из тачкастих извора или потиче из магловите околине у којој се налазе најраније звезде.

Ова позадина зрачења, савршеније црно тело у свом спектру од било чега другог у Универзуму, мора да потиче из врућег, густог стања које је постојало пре милијардама година.

Опажања највећег обима у Универзуму, од космичке микроталасне позадине до космичке. [+] Веб до јата галаксија до појединачних галаксија, свима је потребна тамна материја да би се објаснило шта примећујемо. Структура великих размера то захтева, али то захтевају и семена те структуре, из Космичке микроталасне позадине.

Цхрис Блаке и Сам Моорфиелд

Временом су тачни детаљи омогућили даљу проверу, јер минималне флуктуације температуре одговарају несавршеностима густине које су нам потребне за репродукцију структуре у нашем Универзуму. Врући, покретни гас у Универзуму помера зрачење тамо где постоји према Суниаев-Зел'довичевом ефекту. Температуре се хладе тачно онако како се предвиђало како гушћи региони расту, а мање густи региони одустају од своје материје, као што предвиђају ефекти Сацхс-Волфеа и Интегратед Сацхс-Волфеа.

Али не треба да будемо толико софистицирани да бисмо потврдили Велики прасак и фалсификовали алтернативе. Посматрана температура и спектар космичке микроталасне позадине искључили су све алтернативе, од стационарног стања до квази-стабилног стања преко рефлектоване звездане светлости до уморне светлости до земаљске емисије у космологију плазме. Велики прасак није прихваћен на основу идеологије, прихваћен је на основу доказа. Уколико се не појави конкурент који може објаснити свеприсутни заостали сјај у Универзуму, он ће остати темељни стуб на којем ћемо се надовезати у истраживању Универзума.


Проблеми са гледањем ЦМБ-а

Можда су вам познате слике ЦМБ-а које приказују релативно уједначену, мршаву површину обојену у зелено-плаве боје. Ова мапа, састављена од података прикупљених НАСА-ином мисијом ВМАП, прва је карта икада направљена која покрива сваки центиметар неба. Сада је ЕСК-ов планински сателит (Европске свемирске агенције) додао још више детаља овој слици, откривајући необичну маглицу која окружује центар наше галаксије. На први поглед изгледа да је овај замагљени мехур веома сличан врсти енергије (познате као синхротронска емисија) коју астрономи обично повезују са догађајима супернове. Разлика је у томе што је овај облак који је открио Планцк светлији на различитим фреквенцијама, па се не може рећи да су криве супернове.

Друга нагађања укључују галактичке ветрове или чак неухватљиве честице тамне материје које међусобно делују. Једном када се извор ове мистериозне магле реши, астрономи се могу усредсредити на гледање ЦМБ-а, а да галактичка маглица не омета резултате.


Космичка микроталасна позадина

Додатна литература

Током векова, астрономи су пружали све више доказа да Земља, Сунчев систем и Млечни пут не заузимају посебан положај у космосу. Не само да нисмо у центру постојања - а још мање корумпиране понорнице окружене чистим кристалним небесима, као у раној геоцентричној хришћанској теологији - Универзум нема средиште и ивицу.

У космологији је то уздигнуто на принцип. Универзум је изотропан, што значи да је (отприлике) исти у свим правцима. Космичка микроталасна позадина (ЦМБ) је најснажнији доказ за изотропни принцип: спектар светлости која долази до Земље из свих праваца указује на то да ју је материја емитовала на скоро потпуно истој температури.

Модел Великог праска објашњава зашто. У првим годинама историје Универзума материја је била врло густа и врела, формирајући непрозирну плазму електрона, протона и језгра хелијума. Проширење простор-времена се проређивало све док се плазма није довољно охладила да могу да настану стабилни атоми. Тај догађај, који се завршио отприлике 380.000 година након Великог праска, познат је као рекомбинација. Непосредни нежељени ефекат био је учинити Универзум транспарентним и ослободити огроман број фотона, од којих је већина од тада путовала кроз свемир неометано.

Посматрамо реликвије рекомбинације у облику ЦМБ-а. Температура Универзума данас је око 2,73 степени изнад апсолутне нуле у сваком делу неба. Недостатак варијација чини космос готово најближим савршеном термалном телу. Међутим, мерења показују анизотропије - мале флуктуације температуре, отприлике 10 милионитих делова степена или мање. Ове неправилности су касније довеле до подручја на којима се окупљала маса. Савршено безличан, изотропни космос не би имао звезде, галаксије или планете пуне људи.

Да би измерили физичку величину ових анизотропија, истраживачи претварају мапу температурних колебања на целом небу у нешто што се назива спектар снаге. То је слично процесу узимања светлости из галаксије и проналажења таласних дужина (боја) компонената које је чине. Спектар снаге обухвата флуктуације по целом небу до врло малих варијација температуре. (За оне који имају неко више знање из математике, овај процес укључује разлагање температурних флуктуација у сферним хармоникама.)

Мањи детаљи у флуктуацијама говоре космолозима релативне количине обичне материје, тамне материје и тамне енергије. Међутим, неке од највећих флуктуација - које покривају једну четвртину, једну осмину и једну шеснаестину неба - веће су од било које структуре у Универзуму, што представља температурне варијације на целом небу.


Често постављана питања

ЦМБ је скраћеница од Козмичка микроталасна позадина. Понекад се назива и ЦБР, за космичко позадинско зрачење, мада је ово заиста општији појам који укључује и друге космолошке позадине, нпр. Инфрацрвено, радио, рендген, гравитациони талас, неутрино. ЦМБ садржи знатно више енергије од било ког другог извора космичког зрачења, па је тако доминантна компонента укупног ЦБР спектра. Понекад се користе и други акроними, попут ЦМБР!

Шта је у томе „космичко“?

Ми га називамо „космичким“, јер је једини познати извор овог зрачења рани свемир. Сада се може чврсто закључити да је ЦМБ охлађени остатак самог врелог Великог праска.

Зашто "микроталасна"?

Светлост долази у распону таласних дужина, од гама зрака најкраће таласне дужине до радио-таласа са најдужом таласном дужином, са видљивом светлошћу уобичајеном или у башти у средини. Сви ови сигнали су манифестације истог основног физичког феномена, путујућих пакета осцилирајућих електричних и магнетних поља, званих електромагнетно зрачење. Сви облици електромагнетног зрачења путују истом брзином, брзином светлости, која износи 300.000 км / с. Е-м зрачење различитих таласних дужина ће на различите начине комуницирати са материјом. На пример, радио таласе хвата радио пријемник, ваше око открива видљиву светлост, инфрацрвено зрачење загрева кожу, рендгенски зраци продиру у тело, гама зраци вам могу нанети штету од зрачења.

Микроталаси су назив за зрачење између инфрацрвеног и радио подручја, са таласним дужинама обично у распону од 1 мм до 10 цм. Неке специфичне таласне дужине микроталаса могу се користити за побуђивање молекула у намирницама, тако да их можете користити за кување. Испоставило се да бисте у својој кући имали осетљив микроталасни телескоп, приметили бисте слаб сигнал који цури из ваше микроталасне пећнице и из разних других вештачких извора, али такође слаб сигнал који долази из свих праваца на које сте показали. Ово је космичка микроталасна позадина.

Зашто се то назива „Позадина“?

Ово зрачење називамо позадином јер га видимо без обзира где гледамо. Очигледно је да не долази из било којих оближњих објеката, попут звезда или облака унутар наше Галаксије, или чак из спољних галаксија. То је очигледно далеки извор „зрачења“ у позадини. Можете да мислите да је читав Универзум испуњен овом позадином микроталасних фотона.

Како изговорим „анизотропија“?

Ако никада раније нисте наишли на ову реч, онда вам је (очигледно) нова, па је чак и професионални космолози понекад погрешно изговарају. То је онда добро питање, али тешко је одговорити у обичном тексту! У основи је нагласак на трећем слогу, а уобичајена грешка је наглашавање четвртог. Збуњеност вероватно настаје услед знања како се изговара „анизотропно“ и размишљања да то изговарате на исти начин, али без коначног сугласника.

Зашто ЦМБ подржава слику Великог праска?

Основна ствар је да је спектар ЦМБ-а изузетно близу теоријском спектру онога што је познато као „црно тело“, што значи објекат у „топлотној равнотежи“. Термичка равнотежа значи да је предмет имао довољно времена да се смири у своје природно стање. Your average piece of hot, glowing coal, for example, is not in very good thermal equlibrium, and a "blackbody" spectrum is only a crude approximation for the spectrum of glowing embers. Али it turns out that the early Universe was in very good thermal equilibrium (basically because the timescale for settling down was very much shorter than the expansion timescale for the Universe). And hence radiation from those very early times should have a spectrum very close to that of a blackbody.

The observed CMB spectrum is in fact better than the best blackbody spectrum we can make in a laboratory! So it is very hard to imagine that the CMB comes from emission from any normal "stuff" (since if you try to make "stuff" at some temperature, it will tend to either emit or absorb preferentially at particular wavelengths). Тхе само plausible explanation for having this uniform radiation, with such a precise blackbody spectrum, is for it to come from the whole Universe at a time when it was much hotter and denser than it is now. Hence the CMB spectrum is essentially incontrovertible evidence that the Universe experienced a "hot Big Bang" stage (that's not to say that we understand the initial instant, just that we know the Universe used to be very hot and dense and has been expanding ever since).

In full, the three cornerstones of the Big Bang model are: (1) the blackbody nature of the CMB spectrum (2) redshifting of distant galaxies (indicating approximately uniform expansion) and (3) the observed abundances of light elements (in particular helium and heavy hydrogen), indicating that they were "cooked" throughout the Universe at early times. Because of these three basic facts, све of which have strengthened over the decades since they were discovered, и several supporting pieces of evidence found in the last deacade or two, the Big Bang model has become the standard picture for the evolution of our Universe.

Can I see the CMB for myself?

In fact you can! If you tune your TV set between channels, a few percent of the "snow" that you see on your screen is noise caused by the background of microwaves.

How come we can tell what motion we have with respect to the CMB?

The theory of special relativity is based on the principle that there are no preferred reference frames. In other words, the whole of Einstein's theory rests on the assumption that physics works the same irrespective of what speed and direction you have. So the fact that there is a frame of reference in which there is no motion through the CMB would appear to violate special relativity!

However, the crucial assumption of Einstein's theory is not that there are no special frames, but that there are no special frames where the laws of physics are different. There clearly је a frame where the CMB is at rest, and so this је, in some sense, the rest frame of the Universe. Али for doing any physics experiment, any other frame is as good as this one. So the only difference is that in the CMB rest frame you measure no velocity with respect to the CMB photons, but that does not imply any fundamental difference in the laws of physics.

What sort of telescope is used to observe the CMB?

Like light at any other wavelength the general system is a dish to collect and focus the radiation, a way of feeding the radiation to the instruments, and then the instruments themselves which are used to detect and record the signals. For microwaves the dish, or set of dishes, is made of a material (metal) which reflects microwaves. The focussed radiation is transported to the receivers by means of "wave-guides", which are pipes specially tuned to transmit microwave signals.

Then the detectors come in two types. "Bolometers" involve technology developed to detect infra-red radiation. They are essentially tiny pieces of special materials which absorb the microwave radiation. This in turn induces a minute change in temperature which is detected by a thermal sensor. These temperature variations are picked up in an electrical circuit and stored on computer. The other technology involves high performance transistors, which work in much the same way as the input circuitry of a radio receiver, only very much more efficient at picking up microwaves. Again the signal is then picked up and stored electronically.

If you are interested in more detail you might want to check out a nice concise text like "Detection of Light from the Ultraviolet to the Submillimeter", by G.H. Rieke, Cambridge Press, 1996.

Where did the photons actually come from?

A very good question. We believe that the very early Universe was very hot and dense. At an early enough time it was so hot, ie there was so much energy around, that pairs of particles and anti-particles were continually being created and annihilated again. This annihilation makes pure energy, which means particles of light - photons. As the Universe expanded and the temperature fell the particles and anti-particles (quarks and the like) annihilated each other for the last time, and the energies were low enough that they couldn't be recreated again. For some reason (that still isn't well understood) the early Universe had about one part in a billion more particles than anti-particles. So when all the anti-particles had annihilated all the particles, that left about a billion photons for every particle of matter. And that's the way the Universe is today!

So the photons that we observe in the cosmic microwave background were created in the first minute or so of the history of the Universe. Subsequently they cooled along with the expansion of the Universe, and eventually they can be observed today with a temperature of about 2.73 Kelvin.


3 одговора 3

The cosmic microwave background is a highly isotropic and homogeneous blackbody radiation field in which we are embedded. The specific intensity of a blackbody radiation field isn't a free parameter and just depends on the temperature and frequency. $B_ u = frac<2h u^3>left(expleft[h u/k_BT ight] -1 ight)^<-1> < m Wm>^<-2>< m sr>^<-1>< m Hz>^<-1>$ Any systematic uncertainty in the flux calibration of the observations would lead to uncertainty in the temperature estimate and/or the conclusion that a blackbody wasn't a good fit.

This plot, taken from Samtleben et al. (2008) shows how some (pre-Planck) data (with error bars) is matched to blackbody curves with different temperatures. As far as I know, temperature is the only free parameter here and the curves are just the Planck function at different temperatures. Using Wien's law we find the peak should be at frequency of 160 GHz for $T=2.725$ K and then should have a specific intensity of $3.3 imes 10^<-17>$ Wm $^<-2>$ sr $^<-1>$ Hz $^<-1>$ , as illustrated.

In summary, the specific intensity of the CMB is completely specified by its temperature (bar a small dipole anisotropy, which depends on our motion with respect to the co-moving reference frame, and the even smaller anisotropies that depend on cosmological parameters). An isolated body placed in space would equilibriate towards 2.7K. Photons at all frequencies have those frequencies reduced by a factor of $(1+z)^<-1>$ and the Planck function retains its form, but characterised by a temperature that is also shifted by $(1+z)^<-1>$ .

This is to agree with ProfRob and add a few more details.

Black body radiation, also called cavity radiation, has the special feature that many of its features depend on only one thing: the temperature. На пример:

  1. energy per unit volume $u = 3 a T^4$
  2. entropy per unit volume $s = 4 a T^3$
  3. pressure $p = a T^4$
  4. power per unit area incident on a surface $I = frac<1><4>uc = sigma T^4$

where $ a = frac<4 sigma> <3 c>$ and $sigma$ is the Stefan Boltzmann constant.

This means that if this kind of radiation is falling on a detector, then the energy flux, also called intensity, is not a freely variable parameter: once the temperature is given, so is the intensity $I$ .

Suppose the detector is not perfectly efficient. In this case the signal strength will depend on the efficiency. One can model this by supposing there is an absorbing layer between the incident radiation and a perfect detector. In this case one of two things can happen. If the absorbing layer is itself passive then eventually it will reach the temperature of the radiation and then it has no net effect so the signal amplitude goes to full strength. Or, if the absorbing layer carries some energy away (e.g. by producing an electric current) then the detector gets a weaker signal. This inefficiency issue can be studied beforehand for any given detector, and thus the detector is calibrated for amplitude. Once calibrated, it can give a precise reading for incident amplitude with the known inefficiency accounted for.

It is a non-trivial fact about General Relativity that, in an expanding space, all these properties of thermal radiation are preserved, and thus, amazing as it may seem, the amplitude of the CMB is not a function of distance from the last scattering surface except through the way cosmic expansion affects the temperature and all the other properties together.

This added note is to address the fact that one can have a body such as a star or an electric filament light bulb that emits radiation with a black body spectrum, and that radiation diminishes in intensity with distance from the source. Such radiation can legitimately be called 'thermal' but it should not be called 'cavity radiation' and it is a moot point whether or not the terminology should allow it to be called 'black body radiation' because it is not homogeneous, so it does not have all the properties of cavity radiation described above. The CMB is (to very good approximation) cavity radiation and at each spatial location there exists a local reference frame in which it is isotropic.


Access options

Get full journal access for 1 year

All prices are NET prices.
VAT will be added later in the checkout.
Tax calculation will be finalised during checkout.

Get time limited or full article access on ReadCube.

All prices are NET prices.


Ask Ethan: How Does The CMB Reveal The Hubble Constant?

If you want to understand where our Universe came from and where it’s going, you need to measure how it’s expanding. If everything is moving away from everything else, we can extrapolate in either direction to figure out both our past and our future. Go backwards, and things will get denser, hotter, and less clumpy. If you know the expansion rate now and what’s in your Universe, you can go all the way back to the Big Bang. Similarly, if you know the expansion rate now and how it’s changing over time, you can go all the way forward to the heat death of the Universe. But one of cosmology’s biggest puzzles is that we have two completely different methods for measuring the Universe’s expansion rate, and they don’t agree. How do we even get those rates? That’s what Lindsay Forbes (no relation) wants to know, asking:

“The Cosmic Microwave Background (CMB) is a very important part of the Big Bang model. How do they calculate Х.0 from the CMB? I get the [supernova] group. I can see how the recent parallax measurements help to support their observations. I just can’t understand how the [other] group gets from those little dots on the CMB map to what we see now in the sky.”

It’s a very deep question, and one that deserves a good answer. Let’s go into detail and find out.

There are all sorts of measurements we can make about the Universe that reveal its properties. If we want to know how quickly the Universe is expanding, all you need is the right picture in your head. The Universe starts off very hot, dense, and uniform. As it ages, it expands as it expands, it gets:

  • cooler (because the radiation in it gets stretched in wavelength, shifting it towards lower energies and temperatures),
  • less dense (because the number of particles in it stays constant, but the volume increases),
  • and clumpier (because gravity pulls more matter into the denser regions, while preferentially stealing matter away from the less-dense regions).

As all of these things happen, the expansion rate also changes, getting smaller with time. There are many different ways to go about measuring the expansion rate of the Universe, but they all fall into two categories: what I call the “distance ladder” method and what I call the “early relic” method.

The distance ladder method is easier to understand. All you’re going to do is measure objects that you understand, determining both their distance from you and how much the light from them gets shifted by the expansion of the Universe. Do this for enough objects at a variety of distances — including large enough distances — and you’ll reveal how quickly the Universe is expanding, with very small errors and uncertainties.

At this point, there are many different ways of doing this. You can measure individual stars directly, determining their distance simply by measuring them throughout the year. As the Earth moves around the Sun, that tiny change in distance is enough to reveal how much the stars shift by, the same way your thumb shifts relative to the background if you close one eye and then switch eyes.

Once you know how far away those types of stars are — Cepheids, RR Lyrae, certain types of giant stars, etc. — you can look for them in distant galaxies. Because you know how these stars work, you can determine their distances, and therefore the distances to those galaxies.

Then, you can measure properties of those galaxies or objects within those galaxies: rotation properties, velocity dispersions, surface brightness fluctuations, individual events like type Ia supernovae, etc. As long as you can measure the properties you’re seeking, you’ll be able to build a cosmic distance ladder, determining how the Universe has expanded between the time the light was emitted from your distant objects and when it arrived at your eyes.

The early relic methods, as a group, are more complicated in detail, but not necessarily more complicated as a concept. Instead of starting here on Earth and working our way out, deeper and deeper into the distant Universe, we start way back at the Big Bang, and calculate some initial imprint at some stupendously early time. We then measure a signal that’s observable today that’s affected in a specific way by that early imprint.

What’s changed? The Universe has expanded from the Big Bang to the present day. When we measure that imprint today, we can learn how the Universe expanded from the moment that early relic was imprinted to right now, when we measure it. The two most famous “early relic” methods both come from the same source: those initially overdense and underdense regions that provided the seeds for the growth of large-scale structure in the Universe. They show up in the large-scale clustering of galaxies we see in the late-time Universe, and they also show up in the leftover glow from the Big Bang: the Cosmic Microwave Background, or the CMB.

What you’d hope for — indeed, what almost every astrophysicist and cosmologist hoped for — was that no matter how we went out to measure the expansion rate of the Universe, we’d get precisely the same answer. In the late 1990s/early 2000s, we thought we had finally pinned it down. The so-called Key Project from the Hubble Space Telescope, named because it’s goal was to measure the Hubble constant, returned their main results: the Universe was expanding at 72 km/s/Mpc, with an uncertainty of about 10%. But since that 2001 release, these various methods have beaten those uncertainties down further.

This is why there’s such a controversy in cosmology today, by the way: because within the distance ladder class, all the measurements appear to converge on a value that’s 73–74 km/s/Mpc, but within the early relic class, all the measurements appear to converge on a value that’s 67–68 km/s/Mpc. The uncertainties on these values are about 1–2% each, but they differ by about 9% from one another. Unless something is fundamentally wrong with one of these classes of measurement or there’s some type of physics we aren’t accounting for, this mystery isn’t really going anywhere anytime soon.

If we want to understand where that CMB value comes from, you have to understand what the CMB is and what it’s telling us. The early Universe was hot and dense: so hot and so dense that, at some point long ago, it wasn’t possible to form neutral atoms. Anytime a proton or any atomic nucleus encountered an electron, the electron would attempt to bind to it, cascading down the various energy levels and emitting photons.

But if your Universe is too hot, there are going to be photons that are energetic enough to kick those electrons right back off again. It’s only once the Universe has had enough time to expand and cool, and all the photons in it have cooled (on average) to below a certain temperature, that you can form those neutral atoms. At that point, when the neutral atoms form, those photons stop bouncing off of the free electrons — because there are no more free electrons they’ve all been bound up in neutral atoms — and that light simply does what it does: travel in a straight line at the speed of light until it hits something.

Of course, most of that light hasn’t hit anything, because space is mostly empty. When we look out at the sky today, we see that leftover light, although we don’t see it exactly as it was when it was released by those neutral atoms. Instead, we see it as it is today, after journeying through the expanding Universe for some 13.8 billion years. It was about 3,000 K in temperature when the Universe first became neutral it’s cooled down to 2.7255 K today. Instead of peaking in the visible part of the spectrum or even the infrared part, the light has shifted so severely it now appears in the microwave portion of the spectrum.

That 2.7255 K is the same everywhere: in all directions that we look. At least, it’s approximately the same everywhere. We’re moving through the Universe relative to this background of light, causing the direction we’re moving in to appear hotter and the direction we’re moving away from to appear colder. When we subtract that effect out, we discover that down at about the 0.003% level — temperature differences of only tens or hundreds of micro-degrees — there are temperature fluctuations: places that are ever so slightly hotter or colder than average.

This is the crux of the big question: how do we get the expansion rate from these measurements of temperature and temperature fluctuations?

Honestly, it’s one of the greatest achievements for both theoretical and observational cosmology combined. If you start with a Universe with a known set of ingredients at the earliest times — at the start of the hot Big Bang — and you know the equations that govern your Universe, you can calculate how your Universe will evolve from that early stage until 380,000 years have passed: the time that the Universe has cooled to 3,000 K and will release the CMB.

Every different set of ingredients that you put in will have its own unique CMB that it produces. If you calculate how a Universe behaves with normal matter and radiation only, you only get about half the “wiggle” features that you’d get in a Universe with dark matter, too. If you add too much normal matter, the peaks get too high. If you add in spatial curvature, the size scales of the fluctuations change, getting smaller or larger (on average) depending on whether the curvature is positive or negative. And so on.

What’s fascinating about doing this analysis is that there are certain parameters that you can all vary together — a little more dark and normal matter, a little more dark energy, a lot more curvature, a slower expansion rate, etc. — that will all yield the same patterns of fluctuations. In physics, we call this a “degeneracy,” like how when you take the square root of four, you get multiple possible answers: +2 and -2.

Well, the temperature spectrum of the CMB is inherently degenerate: there are multiple possible cosmologies that can reproduce the patterns we see. But there are other components to the CMB as well, besides the temperature spectrum. There’s polarization. There’s a temperature-polarization cross-spectrum. There are different initial sets of fluctuations that the Universe could start off with in different models of inflation. When we look at све of the data together, there are only a small subset of models that can survive and successfully reproduce the CMB that we see. Even though it’s detailed, I’ve included what I’d call “the money plot” below.

As you can see, the range of possible cosmologies that can work to fit the CMB are fairly narrow. The best-fit value comes in at 67–68 km/s/Mpc for the expansion rate, corresponding to a Universe with about 32% matter (5% normal matter and 27% dark matter) and 68% dark energy. If you try to move the expansion rate lower, you need more normal-and-dark matter, less dark energy, and a slight amount of positive spatial curvature. Similarly, if you try to move the expansion rate higher, you need less total matter and more dark energy, and possibly a little bit of negative spatial curvature. There’s very little actual wiggle-room, especially when you start considering other independent constraints.

The abundances of the light elements, for instance, tell us precisely how much normal matter exists. The measurements of galaxy clusters and large-scale structure tell us how much total matter, normal and dark combined, exists. And all the different constraints, together, tell us the age of the Universe: 13.8 billion years, with an uncertainty of only

1%. The CMB is not just one data set, but many, and they all point towards the same picture. It’s all self-consistent, but it doesn’t paint the same picture that the cosmic distance ladder does. Until we figure out why, this will remain one of the biggest conundrums in modern cosmology.



Коментари:

  1. Colt

    Вероватно сте погрешили?

  2. Cenwalh

    Жао ми је што вас прекидам, али нисте могли да дате више информација.

  3. Grogar

    Шта да се ради овде против талента

  4. Glifieu

    По мом мишљењу нисте у праву. Ја нудим да разговарам о томе. Пишите ми у ПМ.

  5. Akintunde

    Потпуно поделим ваше мишљење. Мислим да је ово сјајна идеја. У потпуности се слажем са вама.



Напиши поруку