Kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishicmb shuningdek cmbr, cbr, mbrva qoldiq nurlanish

Kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishi
Kosmologiyada kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishiCMB (shuningdek CMBR, CBR, MBRva qoldiq nurlanish) - bu koinotni to'ldiradigan elektromagnit nurlanish shakli. Oddiy qilib aytganda, radio teleskop bilan osmonga qaraganimizda, yulduzlar va galaktikalar orasidagi bo'shliq qora emas. Buning o'rniga, har qanday yulduz yoki galaktikadan chiqmaydigan, deyarli hamma tomoni bir xil bo'lgan juda zaif nur bor. Bu yorug'lik radio spektrining mikroto'lqinli hududida eng kuchli, shuning uchun ham shunday nomlangan kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishi. Ism qoldiq nurlanish etakchi nazariyadan kelib chiqib, bu nurlanish tushuntirib beradi, bu uni erta koinotdan qolgan. Kosmik fon nurlanishining aniq o'lchovlari kosmologiya uchun juda muhim, chunki koinotning har qanday taklif qilingan modeli biz kuzatayotganimizda bu nurlanishni tushuntirishi kerak.

CMBRni Katta portlash nazariyasi yaxshi tushuntiradi - koinot yoshligida, yulduzlar va sayyoralardan oldin, u kichikroq va ancha issiqroq edi va qizil -issiq vodorod plazmasidan bir xil nur bilan to'lgan edi. Koinot kengayishi bilan u soviydi - plazmaning o'zi ham, radiatsiya ham. Koinot etarli darajada soviganida, barqaror atomlar paydo bo'lishi mumkin edi. Bu atomlar endi termal nurlanishni o'zlashtira olmadi va koinot tuman o'rniga shaffof bo'lib qoldi. O'sha paytdagi fotonlar o'sha paytdan beri aylanib yuribdi, lekin o'sha fotonlar kattaroq va kattaroq koinotni to'ldirgani uchun tobora zaiflashib boraverdi.

Xususiyatlari

Texnik jihatdan, CMBR 2,725 K haroratda termal qora tanli spektrga ega, shuning uchun spektr to'lqin uzunligining 1,9 mm ga mos keladigan 160,2 gigagertsli mikroto'lqinli diapazonda cho'qqisiga chiqadi. QMB 1964 yilda astronomlar Arno Penzias va Robert Uilson tomonidan topilgan^[1] 40 -yillarda boshlangan ishlarning avj nuqtasi edi.^[2]

Eng muhimi, yorug'lik deyarli hamma joyda bir xil emas va agar qizg'ish gazning tasodifiyligi koinot hajmiga qadar puflansa, kutilganiga teng bo'lgan o'ziga xos naqshni ko'rsatadi. Xususan, fazoviy kuchlar spektri (mintaqalar osmonda qancha masofada joylashganidan farqi qancha) kichik anizotroplarni yoki tartibsizliklarni o'z ichiga oladi, ular tekshirilayotgan hududning kattaligiga qarab o'zgaradi. Ular batafsil o'lchangan va tajriba xatolari bilan mos keladi, agar kichik termal tebranishlar biz aniqlaydigan bo'shliq hajmiga qadar kengaygan bo'lsa, nima kutilgan bo'lardi. Qora tan spektrining umumiy shaklini ishlab chiqarishi mumkin bo'lgan juda ko'p jarayonlar bo'lsa -da, Katta portlashdan boshqa hech qanday model bu o'zgarishlarni tushuntirmagan. Natijada, ko'pchilik kosmologlar bu nurlanishni koinotning Katta portlash modeli uchun eng yaxshi dalil deb bilishadi.

Mikroto'lqinli kosmik fon izotropik bo'lib, taxminan 100000 ning bir qismiga to'g'ri keladi: kvadratning o'rtacha o'rtacha o'zgarishi atigi 18 mkK.^[3]Uzoq infraqizil absolyut spektrofotometr(FIRAS) NASA Cosmic Background Explorer (COBE) sun'iy yo'ldoshidagi asbob kosmik mikroto'lqinli fon spektrini sinchkovlik bilan o'lchagan. FIRAS, CMBni ichki mos yozuvlar qora tanasi va eksperimental xato ichida qabul qilingan spektrlar bilan taqqosladi. Qora tanadagi har qanday burilishlar 0,5 dan 5 mm gacha bo'lgan to'lqin uzunligi oralig'ida CMB spektrida hali ham aniqlanmagan bo'lishi mumkin, degan xulosaga keldikki, CMB tepalik yorqinligining milliondan 50 qismiga (0,005 foiz) ko'p bo'lishi kerak. .^[4] Bu CMB spektrini tabiatda eng aniq o'lchangan qora tanli spektrga aylantirdi.

Mikroto'lqinli kosmik fon va uning izotropiya darajasi Katta portlash nazariyasining bashoratidir. Nazariyada, erta koinot fotonlar, elektronlar va barionlarning issiq plazmasidan iborat edi. Fotonlar Tomsonning tarqalishi orqali doimo plazma bilan o'zaro aloqada bo'lishgan. Koinot kengaygan sari, adyabatik sovutish natijasida elektronlar protonlar bilan birikib, vodorod atomlari hosil bo'lguncha plazma soviydi. Bu 3000 ° K atrofida yoki koinot taxminan 379,000 bo'lganida sodir bo'ldi^[5] yoshda (z = 1088). Bu vaqtda fotonlar neytral atomlardan tarqalib, kosmosda erkin harakat qila boshladilar.Bu jarayon rekombinatsiya yoki ajralish deb ataladi (elektronlar yadrolari bilan birlashib, mos ravishda moddalar va nurlanishning ajralishini nazarda tutadi).

O'shandan beri fotonlarning rang harorati pasayishda davom etmoqda; hozir 2.725 ° K gacha, koinot kengayishi bilan ularning harorati pasayishda davom etadi. Shunga ko'ra, biz o'lchagan osmondan keladigan nurlanish (Katta portlash nazariyasiga ko'ra) "deb nomlangan sferik sirtdan keladi. oxirgi tarqalish yuzasi. Bu kosmosda (hozir Yerdan 46 milliard yorug'lik yili yaqinida kuzatiladigan koinotda) nuqtalar yig'indisini ifodalaydi, bunda ajralish hodisasi sodir bo'lgan deb ishoniladi va ma'lum bir vaqtda (Katta portlashdan 400000 yil o'tmay). yoki taxminan 13,7 milliard yil oldin) shunday masofadagi fotonlar kuzatuvchilarga etib kelgan.
Katta portlash nazariyasi shuni ko'rsatadiki, kosmik mikroto'lqinli fon hamma kuzatiladigan makonni to'ldiradi va koinotdagi nurlanish energiyasining ko'p qismi kosmik mikroto'lqinli fonda bo'ladi, bu taxminan 5 × 10 qismini tashkil qiladi.^-5 koinotning umumiy zichligi.^[6]
Katta portlash nazariyasining eng katta yutuqlaridan ikkitasi - uning deyarli mukammal qora tanli spektrini bashorat qilish va kosmik mikroto'lqinli fonda anizotropiyalarni batafsil bashorat qilish. Yaqinda o'tkazilgan Wilkinson mikroto'lqinli anizotropiya probi bu anizotropiyalarni butun osmon bo'ylab 0,2 graduslik burchakli o'lchovlarga qadar aniq o'lchagan.^[7] Ulardan katta portlashning standart Lambda-CDM modeli parametrlarini baholash mumkin. Olamning shakli kabi ba'zi ma'lumotlarni to'g'ridan -to'g'ri kosmik mikroto'lqinli fondan olish mumkin, boshqalari, masalan, Xabbl konstantasi, cheklanmagan va boshqa o'lchovlardan xulosa qilish kerak.