Jäännössäteily ( lat. relictum - jäännös), kosminen mikroaaltotaustasäteily - täyttää tasaisesti universumin lämpösäteilyä , joka syntyi vedyn primaarisen rekombinaation aikakaudella . Sillä on korkea isotropia ja spektri , joka on ominaisuus täysin mustalle kappaleelle , jonka lämpötila on 2,72548 ± 0,00057 K [1] .
Georgy Gamow ennusti CMB:n olemassaolon teoreettisesti vuonna 1948 osana Big Bang -teoriaa . Vaikka monia alkuperäisen Big Bang -teorian näkökohtia on nyt tarkistettu, perustekijät, jotka mahdollistivat CMB:n tehollisen lämpötilan ennustamisen, pysyvät ennallaan. Sen olemassaolo vahvistettiin kokeellisesti vuonna 1965 . Kosmologisen punasiirtymän ohella CMB:tä pidetään yhtenä Big Bang -teorian tärkeimmistä vahvistuksista.
Venäjänkielisessä kirjallisuudessa tavallisesti käytetyn termin jäännössäteily otti käyttöön Neuvostoliiton astrofyysikko I. S. Shklovsky [2] .
Big Bang -teorian mukaan varhainen maailmankaikkeus oli kuuma plasma , joka koostui elektroneista , baryoneista ja jatkuvasti emittoivista, absorboituneista ja uudelleen emittoivista fotoneista . Fotonit olivat jatkuvasti vuorovaikutuksessa muiden plasmahiukkasten kanssa törmäten niihin ja vaihtaen energiaa - muutaman sadan tuhannen vuoden alkuräjähdyksen jälkeen Thomson (energialla, joka on paljon pienempi kuin elektronin massa) [3] ja Compton - sironta (eteenpäin ja taaksepäin, γ + e − ↔ γ + e − ), samoin kuin kaksinkertainen Compton-sironta ( γ + e − ↔ γ + γ + e − , tehokas yli 1 keV:n lämpötiloissa) ja terminen bremsstrahlung (elektronien vapaat siirtymät protonien ja muiden ytimien kenttä, e − + p + ↔ e − + p + + γ , hallitsee lämpötiloissa 1 - 90 eV) [4] . Siten säteily oli termisessä tasapainossa aineen kanssa ja sen spektri vastasi täysin mustan kappaleen spektriä [5] .
Universumin laajentuessa kosmologinen punasiirtymä sai plasman jäähtymään, ja jossain vaiheessa hidastuneet elektronit saivat mahdollisuuden yhdistyä hidastettuihin protoniin ( vetyytimiin ) ja alfahiukkasiin ( heliumytimiin ) muodostaen atomeja (tämä prosessi on kutsutaan rekombinaatioksi ). Tämä tapahtui plasman lämpötilassa noin 3000 K ja universumin likimääräisenä iässä 380 000 vuotta [6] . Hiukkasten välillä on enemmän vapaata tilaa, varautuneita hiukkasia on vähemmän, fotonit eivät enää siroa niin usein ja voivat nyt liikkua vapaasti avaruudessa, käytännössä olematta vuorovaikutuksessa aineen kanssa. Jäännössäteilyä ja muodostavat ne fotonit, jotka tuolloin säteilivät plasmasta Maan tulevan sijainnin suuntaan. Nämä fotonit (johtuen jo meneillään olevasta rekombinaatiosta) pakenivat sironnasta ja saavuttavat edelleen Maan laajenevan universumin avaruuden kautta. Tiettyä momenttia vastaavaa havaittua palloa kutsutaan viimeiseksi sirontapinnaksi [3] . Se on kaukaisin esine, joka voidaan havaita sähkömagneettisessa spektrissä.
Universumin jatkolaajenemisen seurauksena tämän säteilyn tehollinen lämpötila on laskenut lähes absoluuttiseen nollaan ja on nyt vain 2,725 K.
Vuonna 1941 tutkiessaan valon absorptiota tähdestä ξ Ophiuchus CN - molekyyleistä tähtienvälisessä väliaineessa , Andrew McKellar totesi [7] [8] , että absorptioviivoja ei havaita ainoastaan tämän molekyylin pyörimistilassa, vaan myös virittyneen, ja viivan intensiteettien suhde vastaa lämpötilaa CN ~2,3 K. Tuolloin tätä ilmiötä ei selitetty [9] .
Vuonna 1948 Georgy Gamow , Ralph Alpher ja Robert Herman ennustivat CMB: n heidän luomaansa ensimmäisen Hot Big Bang -teorian perusteella. Lisäksi Alfer ja Herman pystyivät osoittamaan, että CMB:n lämpötilan tulisi olla 5 K, ja Gamow antoi ennusteen 3 K [10] . Vaikka joitain arvioita avaruuden lämpötilasta oli olemassa ennen tätä, niillä oli useita haittoja. Ensinnäkin nämä olivat vain avaruuden efektiivisen lämpötilan mittauksia, ei oletettu, että säteilyspektri noudattaa Planckin lakia . Toiseksi he olivat riippuvaisia erityisestä sijainnistamme Linnunradan galaksin reunalla eivätkä olettaneet, että säteily olisi isotrooppista. Lisäksi ne antaisivat täysin erilaisia tuloksia, jos Maa olisi jossain muualla universumissa.
Vuonna 1955 korkeakoulututkinnon suorittanut radioastronomi Tigran Aramovich Shmaonov Pulkovon observatoriossa , tunnettujen Neuvostoliiton radioastronomien S. E. Khaikinin ja N. L. Kaidanovskin ohjauksessa , mittasi radiosäteilyn avaruudesta 3,2 cm aallonpituudella ja kokeellisesti ei löytänyt mikroaaltosäteilyä. [11] . Johtopäätös näistä mittauksista oli: "Kävi ilmi, että taustaradiosäteilyn efektiivisen lämpötilan itseisarvo... on 4 ± 3 K." Shmaonov pani merkille säteilyn intensiteetin riippumattomuuden taivaan suunnasta ja ajasta. Väitöskirjansa puolustamisen jälkeen hän julkaisi tästä artikkelin ei-astronomisessa lehdessä Instruments and Experimental Techniques [12] .
Gamowin tuloksista ei keskusteltu laajasti. Robert Dicke ja Yakov Zel'dovich saivat ne kuitenkin jälleen 1960-luvun alussa.
Vuonna 1964 tämä kannusti David Todd Wilkinsonia ja Peter Rollia, Dicken kollegoita Princetonin yliopistossa kehittämään Dicke- radiometrin CMB-mittauksia varten.
Vuonna 1965 Arno Penzias ja Robert Woodrow Wilson Bell Telephone Laboratoriesista Holmdalessa ( New Jersey ) rakensivat Dicke-radiometrin kaltaisen instrumentin , jota he eivät aikoneet käyttää CMB-hakuihin, vaan radioastronomian ja satelliittiviestinnän kokeisiin. . Asetusta kalibroitaessa kävi ilmi, että antennin ylimääräinen kohinalämpötila oli 3,5 K, jota he eivät pystyneet selittämään. Vastaanotettuaan puhelun Holmdalelta Dicke huomautti humoristisesti: "Kaverit, meidät on hyppätty!" ("Pojat, meidät on kauhittu!"). Princetonin ja Holmdalen ryhmät päätyivät yhteisen keskustelun jälkeen siihen tulokseen, että tämä antennin lämpötila johtui CMB:stä. Vuonna 1978 Penzias ja Wilson saivat Nobel-palkinnon löydöstään .
Vuonna 1983 tehtiin ensimmäinen koe, RELIKT-1 , avaruusaluksen kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn mittaamiseksi. Tammikuussa 1992 venäläiset tutkijat ilmoittivat RELICT-1-kokeesta saatujen tietojen analyysin perusteella löytäneensä jäännesäteilyn anisotropian [ 13] . Hieman myöhemmin myös amerikkalaiset tiedemiehet ilmoittivat vaihteluiden löytämisestä COBE -kokeen tietojen perusteella [14] . Vuonna 2006 fysiikan Nobel-palkinto myönnettiin COBE-ryhmän johtajille George Smootille ja John Matherille tästä löydöstä , vaikka venäläiset tutkijat julkaisivatkin tulokset ennen amerikkalaisia [15] [16] [17] [18] .
NASAn COBE-satelliitin FIRAS-kauko-infrapunaspektrofotometri on tehnyt tähän mennessä tarkimman mittauksen CMB-spektristä. He vahvistivat sen vastaavuuden täysin mustan kappaleen säteilyspektrin kanssa, jonka lämpötila on 2,725 K.
Yksityiskohtaisin kartta kosmisesta mikroaaltotaustasta rakennettiin amerikkalaisen WMAP -avaruusaluksen työn tuloksena .
14. toukokuuta 2009 laukaistiin Euroopan avaruusjärjestön Planck -satelliitti [19] [20] . Oletuksena oli, että havainnot jatkuvat 15 kuukautta mahdollisen lennon jatkamisen kanssa vuodella ja että tämän kokeen tulosten käsittely mahdollistaisi WMAP:n saamien tietojen tarkistamisen ja tarkentamisen.
Universumin täyttävän jäännössäteilyn spektri vastaa täysin mustan kappaleen säteilyspektriä, jonka lämpötila on 2,725 kelviniä . Sen maksimi tapahtuu 160,4 GHz :n taajuudella ( mikroaaltosäteily ), joka vastaa 1,9 mm :n aallonpituutta (katso emissiospektrit oikealla olevassa kuvassa). Se on isotrooppinen 0,01 % tarkkuudella – lämpötilan standardipoikkeama on noin 18 µK. Tämä arvo ei ota huomioon dipoli-anisotropiaa (ero kylmimmän ja kuumimman alueen välillä on 6,706 mK [21] ), joka johtuu säteilytaajuuden Doppler-siirtymästä , joka johtuu omasta nopeudestamme suhteessa CMB:hen liittyvään vertailukehykseen . Kosmisen mikroaaltouunitaustan punasiirtymä on hieman yli 1000 [22] .
Jäännössäteilyn energiatiheys on 0,25 eV/cm 3 [23] (4⋅10 −14 J/m 3 ) tai 400-500 fotonia/cm 3 [24] .
Jo vuonna 1969 havaittiin, että kosmisessa mikroaaltotaustasäteilyssä erottui selvästi dipolikomponentti: Leijonan tähdistön suunnassa tämän säteilyn lämpötila on 0,1 % keskimääräistä korkeampi ja päinvastaisessa suunnassa. sama määrä pienempi [25] . Tämä tosiasia tulkitaan Doppler-ilmiön seuraukseksi , joka syntyy, kun Aurinko liikkuu suhteessa taustataustaan nopeudella noin 370 km/s kohti Leijonan tähdistöä. Koska Aurinko pyörii galaksin keskustan ympäri nopeudella ~220-230 km/s kohti Cygnuksen tähdistöä ja liikkuu myös Paikallisen galaksiryhmän (galaksiryhmä, johon kuuluu Linnunrata ) keskusta. [26] , tämä tarkoittaa, että Paikallinen ryhmä kokonaisuudessaan liikkuu suhteessa CMB:hen noin (nykyaikaisten tietojen mukaan) km/s nopeudella galaksikoordinaateilla varustetun pisteen suuntaan , [27] [28] ( tämä piste sijaitsee Hydran tähdistössä [29] ).
On olemassa vaihtoehtoisia teorioita, jotka voivat myös selittää CMB:n dipolikomponentin eristyksen [30] .
Jäännössäteily on polarisoitunut muutaman μK :n tasolla . E-moodi ( gradienttikomponentti ) ja B-moodi ( kiertokomponentti ) [31] erotetaan analogisesti sähkömagneettisen säteilyn polarisaation kanssa . E-tila voi ilmestyä, kun säteily kulkee epähomogeenisen plasman läpi Thompsonin sironnan vuoksi . B-moodi, jonka maksimiamplitudi saavuttaa vain 0,1 μK , ei voi syntyä vuorovaikutuksesta plasman kanssa.
B-moodi on universumin inflaation tunnusmerkki, ja sen määrää primordiaalisten gravitaatioaaltojen tiheys . B-moodin havainnointi on haastavaa johtuen tämän CMB:n komponentin tuntemattomasta melutasosta ja myös siitä, että B-moodi sekoittuu heikon gravitaatiolinssin avulla vahvempaan E-moodiin [32] .
Vuodesta 2015 lähtien B-moodin löytämisestä ei ole havainnointivahvistuksia. 17. maaliskuuta 2014 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics -tutkijat ilmoittivat löytäneensä B-moodin, jonka r = 0,2 [33] [34] [35] [36] [37] . Myöhempi analyysi (julkaistu 19. syyskuuta 2014), jonka toinen tutkijaryhmä teki Planckin observatorion tietoja käyttäen , osoitti kuitenkin, että tulos voidaan katsoa täysin galaktisen pölyn ansioksi [38] .
Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn sekundaarinen anisotropia syntyy fotonien etenemisen aikana matkalla viimeisen sironnan pinnalta havainnoijaan, esimerkiksi siroamalla kuumalla kaasulla tai kulkeessaan gravitaatiopotentiaalin läpi [39] .
Kun CMB-fotonit alkoivat levitä esteettömästi, tavallinen aine maailmankaikkeudessa oli enimmäkseen neutraalien vety- ja heliumiatomien muodossa. Kuitenkin galaksien havainnot osoittavat nyt, että suurin osa galaksien välisen väliaineen tilavuudesta koostuu ionisoidusta materiaalista (koska vetyatomeihin liittyy useita absorptiolinjoja). Tämä tarkoittaa, että oli reionisaatiojakso , jonka aikana tietty määrä ainetta maailmankaikkeudessa hajosi jälleen ioneiksi ja elektroneiksi [40] .
Mikroaaltosäteilyn fotonit siroavat vapailla varauksilla, kuten elektroneilla, jotka eivät ole sidottu atomeihin. Ionisoidussa universumissa tällaiset varautuneet hiukkaset syrjäytettiin neutraaleista atomeista ionisoivalla ultraviolettisäteilyllä. Nykyään näillä ilmaisilla maksuilla on riittävän pieni tiheys suurimmassa osassa maailmankaikkeuden tilavuutta, joten ne eivät vaikuta merkittävästi CMB:hen. Jos intergalaktinen väliaine kuitenkin ionisoitiin laajentumisen varhaisessa vaiheessa, kun maailmankaikkeus oli paljon tiheämpi kuin nyt, tällä pitäisi olla kaksi pääasiallista seurausta CMB:lle:
WMAP-avaruusteleskooppi havaitsi molemmat nämä vaikutukset, mikä osoitti, että maailmankaikkeus ionisoitui hyvin varhaisessa vaiheessa ( punasiirtymän ollessa yli 17). Tämän varhaisen ionisoivan säteilyn alkuperä on edelleen tieteellisen keskustelun aihe. Tämä säteily saattaa sisältää ensimmäisten tähtien valon , näiden tähtien evoluutiosta syntyneiden supernovien valon ja ionisoivan säteilyn massiivisten mustien aukkojen kertymälevyistä .
Kaksi muuta vaikutusta, jotka syntyivät reionisaation ja kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn havaintojen välisenä aikana ja jotka ovat heilahtelujen syy: Sunyaev-Zeldovich-ilmiö , joka koostuu siitä, että korkeaenergisten elektronien pilvi hajottaa kosmisia mikroaaltotaustafotoneja. ja siirtää osan energiastaan heille, ja Sachs-Wolff-ilmiö , joka aiheuttaa fotonispektrin siirtymisen kosmisesta mikroaaltotaustasta spektrin punaiselle tai violetille alueelle gravitaatiokentän muutoksesta johtuen. Nämä kaksi vaikutusta liittyvät rakenteiden vaikutukseen myöhäisessä universumissa (punasiirtymä on pienempi tai luokkaa 1). Toisaalta ne johtavat CMB-spektrin hämärtymiseen, koska ne ovat päällekkäin ensisijaisen anisotropian kanssa; toisaalta niiden avulla on mahdollista saada tietoa rakenteiden esiintyvyydestä myöhäisessä universumissa sekä seurata niiden kehitystä [39] .
Radioteleskoopit Etelämantereella : _
Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn analysointi sen karttojen, kulmatehospektrin ja lopulta kosmologisten parametrien saamiseksi on monimutkainen, laskennallisesti vaikea tehtävä. Vaikka tehospektrin laskeminen kartasta on pohjimmiltaan yksinkertainen Fourier-muunnos , joka edustaa taustan hajoamista pallomaisiin harmonisiin , käytännössä kohinavaikutuksia on vaikea ottaa huomioon .
Tietojen analysointiin käytetään erikoispaketteja:
Jokainen paketti käyttää omaa CMB-kartan tallennusmuotoa ja omia käsittelymenetelmiään.
Kosmologisen inflaation aikana , ensimmäisen sekunnin aikana. alkuräjähdyksen jälkeen kvanttivaihtelut aiheuttavat epähomogeenisuuksia aineen tiheydessä universumissa, jotka sitten alkavat värähdellä seisovien (avaruuden nopean laajenemisen vuoksi) akustisten aaltojen muodossa, joilla on sama alkuvaihe. Jäännössäteilyn emission aikana aineen epähomogeenisuudet erottuvat ja tukahdutetaan riippuen aallon nykyisestä vaiheesta. Kuvassa jäännössäteilyn maksimi muodostui akustisista aalloista, joilla oli vaihe rekombinaatiohetkellä . Jäljellä olevat maksimit syntyivät aaltojen seurauksena, joiden vaiheet , , ... [43]
Keskeneräisessä tieteissarjassa Stargate: Universe CMB-tutkimus on Destinyn, Ancients -rotuun kuuluvan miehittämättömän aluksen, päätehtävä . Sarjan mytologian mukaan Muinaiset toteavat, että kosminen mikroaaltouunitausta sisältää monimutkaisen rakenteellisen signaalin ja on mahdollisesti keinotekoinen. Aloittaessaan kokeen miljoonia vuosia sitten Muinaiset eivät kuitenkaan saaneet sitä päätökseen ylösnousemuksensa vuoksi. Sarjan alkaessa Destiny jatkaa automaattista matkaansa miljoonien valovuosien päähän Maasta signaalin oletettuun lähteeseen odottaen tekijöidensä paluuta.
Sanakirjat ja tietosanakirjat | |
---|---|
Bibliografisissa luetteloissa |
|
radioastronomia | |||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Peruskonseptit | |||||||||
radioteleskoopit |
| ||||||||
Persoonallisuudet | |||||||||
liittyvät aiheet | |||||||||
Luokka: Radioastronomia |
Universumin aikajana | |
---|---|
Ensimmäiset kolme minuuttia alkuräjähdyksen jälkeen | |
varhainen universumi | |
Universumin tulevaisuus |
Kosmologia | |
---|---|
Peruskäsitteet ja esineet | |
Universumin historia | |
Universumin rakenne | |
Teoreettiset käsitteet | |
Kokeilut | |
Portaali: Tähtitiede |