Objev kosmického pozadí

Počínaje rokem 1948 tuto myšlenku prozkoumal americký kosmolog George Gamow a jeho spolupracovníci Ralph Alpher a Robert Herman. že chemické prvky mohly být syntetizovány termonukleárními reakcemi, ke kterým došlo v pravěké ohnivé kouli. Podle jejich výpočtů by vysoká teplota spojená s časným vesmírem vedla k poli tepelného záření, které má jedinečné rozdělení intenzity s vlnovou délkou (známé jako Planckův zákon záření), což je funkce pouze teploty. Jak se vesmír rozpínal, teplota by klesala, přičemž každý foton by byl kosmologickou expanzí posunut na delší vlnovou délku, jak ukázal již americký fyzik Richard C. Tolman v roce 1934. V současné epochě by teplota záření klesla na velmi nízkou hodnoty, asi 5 kelvinů nad absolutní nulou (0 kelvinů nebo -273 ° C) podle odhadů Alphera a Hermana.

Zájem o tyto výpočty u většiny astronomů poklesl, když se ukázalo, že lví podíl syntéza prvků těžších než hélium se musela objevit spíše ve hvězdách než v horkém velkém třesku. Na počátku 60. let se fyzikové na Princetonské univerzitě v New Jersey, stejně jako v Sovětském svazu, znovu chopili problému a začali stavět mikrovlnný přijímač, který by podle slov belgického duchovního a kosmologa Georgese Lemaîtra mohl detekovat „ zmizel brilantnost původu světů. “

Ke skutečnému objevení reliktního záření z prvotní ohnivé koule však došlo náhodou. V experimentech provedených v souvislosti s prvním komunikačním satelitem Telstar dva vědci Arno Penzias a Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories v Holmdel v New Jersey měřili nadměrný rádiový šum, který vypadal, že vychází z oblohy, zcela izotropním způsobem (tj. Rádiový hluk byl v každém směru stejný). konzultovat problém Bernard Burke z Massachusetts Institute of Technology v Cambridge, Burke si uvědomil, že Penzias a Wilson s největší pravděpodobností našli kosmické záření pozadí, které Robert H. Dicke, PJE Pe ebles a jejich kolegové z Princetonu plánovali hledat. Navázali vzájemné kontakty, obě skupiny zveřejnily současně v roce 1965 práce podrobně popisující předpověď a objev univerzálního pole tepelného záření s teplotou asi 3 K.

Přesná měření provedená družicí Cosmic Background Explorer (COBE) vypuštěnou v roce 1989 určila, že spektrum bude přesně charakteristické pro černé těleso při 2,735 K. Rychlost satelitu kolem Země, Země o Slunci, Slunce o Galaxii a Galaxie ve vesmíru ve skutečnosti způsobují, že teplota vypadá spíše o něco tepleji (přibližně o jednu část z 1000) ve směru pohybu, spíše než od ní. Velikost tohoto jevu – takzvaná dipólová anizotropie – umožňuje astronomům určit, že místní skupina (skupina galaxií obsahující galaxii Mléčná dráha) se pohybuje rychlostí asi 600 km za sekundu (km / s; 400 mil za sekundu) ve směru, který je 45 ° od směru kupy galaxií v Panně. Takový pohyb není měřen ve vztahu k samotným galaxiím (galaxie Panny mají průměrnou rychlost recese asi 1 000 km / s vzhledem k systému Mléčné dráhy), ale ve vztahu k místnímu referenčnímu rámci, ve kterém by kosmické mikrovlnné záření na pozadí vypadat jako dokonalé Planckovo spektrum s jedinou teplotou záření.

Satelitní COBE nesl na palubě přístrojové vybavení, které mu umožňovalo měřit malé fluktuace intenzity záření pozadí, které by bylo počátkem struktury (tj. galaxií shluky galaxií) ve vesmíru. Družice přenášela vzor intenzity v úhlové projekci na vlnové délce 0,57 cm po odečtení stejnoměrného pozadí při teplotě 2,735 K. Světlé oblasti vpravo nahoře a tmavé oblasti vlevo dole vykazovaly asymetrii dipólu. Jasný středový proužek představoval nadměrné tepelné vyzařování z Mléčné dráhy. Abychom získali fluktuace na menších úhlových stupnicích, bylo nutné odečíst jak dipól, tak galaktické příspěvky. Byl získán obrázek ukazující konečný produkt po odečtení. Skvrny světla a tmy představovaly teplotní výkyvy, které dosahují přibližně jedné části ze 100 000 – ne mnohem vyšší než přesnost měření.Statistika distribuce úhlových fluktuací se nicméně zdála odlišná od náhodného šumu, a tak členové vyšetřovacího týmu COBE našli první důkaz o odklonu od přesné izotropie, který teoretičtí kosmologové dlouho předpovídali, aby tam mohly být galaxie a shluky galaxie kondenzovat z jinak bezstrukturního vesmíru. Tyto výkyvy odpovídají stupnicím vzdálenosti řádově 109 světelných let napříč (stále větším než největší hmotné struktury ve vesmíru, jako je obrovské seskupení galaxií přezdívané „Velká zeď“).

Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda (WMAP) byla uvedena na trh v roce 2001, aby pozorovala výkyvy pozorované COBE podrobněji as větší citlivostí. tance na začátku vesmíru zanechaly otisk velikosti fluktuací. Přesná měření WMAP ukázala, že raný vesmír byl 63 procent temné hmoty, 15 procent fotonů, 12 procent atomů a 10 procent neutrin. Dnes je ve vesmíru 72,6 procent temné energie, 22,8 procent temné hmoty a 4,6 procent atomů. Ačkoli jsou neutrina nyní zanedbatelnou součástí vesmíru, vytvářejí své vlastní kosmické pozadí, které objevil WMAP. WMAP také ukázal, že první hvězdy ve vesmíru vznikly půl miliardy let po velkém třesku.