Kosmické mikrovlnné pozadí Kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) je mikrovlnné záření, které vyplňuje celý prostor pozorovatelného vesmíru. Je to pozůstatek, který poskytuje důležitý zdroj dat o prvotním vesmíru. [1] Standardním optickým dalekohledem je pozadí prostoru mezi hvězdami a galaxiemi téměř úplně tmavé. Avšak dostatečně citlivý radioteleskop detekuje slabé pozadí záře, které je téměř rovnoměrné a není spojeno s žádnou hvězdou, galaxií ani jiným objektem. Tato záře je nejsilnější v mikrovlnné oblasti rádiového spektra. Náhodný objev CMB v roce 1965 americkými radioastronomy Arnem Penziasem a Robertem Wilsonem byl vyvrcholením práce zahájené ve 40. letech 20. století. [2] [3] CMB je průlomovým důkazem teorie Velkého třesku pro vznik vesmíru. V kosmologických modelech Velkého třesku byl vesmír v nejranějších obdobích naplněn neprůhlednou mlhou husté, horké plazmy subatomárních částic. Jak se vesmír rozpínal, tato plazma se ochlazovala až do bodu, kdy se protony a elektrony spojily a vytvořily neutrální atomy převážně vodíku. Na rozdíl od plazmy tyto atomy nemohly rozptylovat tepelné záření Thomsonovým rozptylem, a tak se vesmír stal průhledným. [4] Tato událost odpojení, známá jako epocha rekombinace, uvolnila fotony, aby se mohly volně pohybovat prostorem – někdy označované jako reliktní záření. [1] Fotony však kvůli kosmologickému rudému posuvu spojenému s rozpínáním vesmíru ztratily energii. Povrch posledního rozptylu se vztahuje k skořápce ve správné vzdálenosti v prostoru, takže fotony jsou nyní přijímány, které byly původně emitovány v době odpojení. [5] CMB není zcela hladký a jednotný, vykazuje slabou anizotropii, kterou lze zmapovat pomocí citlivých detektorů. K měření těchto teplotních nehomogenit byly použity pozemní a kosmické experimenty, jako jsou COBE a WMAP. Struktura anizotropie je určena různými interakcemi hmoty a fotonů až do bodu odpojení, což vede k charakteristickému hrbolatému vzoru, který se mění s úhlovou stupnicí. Rozdělení anizotropie po obloze má frekvenční komponenty, které lze znázornit jako výkonové spektrum zobrazující posloupnost vrcholů a údolí. Vrcholové hodnoty tohoto spektra obsahují důležité informace o fyzikálních vlastnostech raného vesmíru: první vrchol určuje celkové zakřivení vesmíru, zatímco druhý a třetí vrchol podrobně popisují hustotu normální hmoty a tzv. temné hmoty. Získávání jemných detailů z dat CMB může být náročné, protože emise byla pozměněna popředními prvky, jako jsou kupy galaxií.
Facebook Twitter