Kosmisen taustan löytäminen

Vuodesta 1948 amerikkalainen kosmologi George Gamow ja hänen työtoverinsa, Ralph Alpher ja Robert Herman, tutkivat ideaa että kemialliset alkuaineet ovat saattaneet syntetisoida ydinreaktioissa, jotka tapahtuivat alkeellisessa tulipallossa. Heidän laskelmiensa mukaan varhaisuniversumiin liittyvä korkea lämpötila olisi aiheuttanut lämpösäteilykentän, jolla on ainutlaatuinen intensiteetin jakauma aallonpituudella (tunnetaan Planckin säteilylaina), joka on vain lämpötilan funktio. Kun maailmankaikkeus laajeni, lämpötila olisi laskenut, kosmologisen laajenemisen seurauksena jokainen fotoni siirtyi pidemmälle aallonpituudelle, kuten amerikkalainen fyysikko Richard C. Tolman oli jo osoittanut vuonna 1934. Nykyiseen aikakauteen säteilylämpötila olisi laskenut hyvin matalalle arvot, noin 5 kelviiniä absoluuttisen nollan yläpuolella (0 kelviiniä tai −273 ° C) Alpherin ja Hermanin arvioiden mukaan.

Kiinnostus näihin laskelmiin väheni useimpien tähtitieteilijöiden keskuudessa, kun kävi ilmi, että leijonan osuus Heliumia raskaampien alkuaineiden synteesin on täytynyt tapahtua tähtien sisällä eikä kuumassa isossa paukussa. 1960-luvun alkupuolella New Jerseyn Princetonin yliopiston sekä Neuvostoliiton fyysikot ottivat ongelman uudelleen esiin ja alkoivat rakentaa mikroaaltovastaanotinta, joka saattoi havaita belgialaisen papiston ja kosmologin Georges Lemaîtren sanoin ” katosi maailmojen alkuperän loisto. ”

Ylimmän tulipallon reliktisäteilyn todellinen löytäminen tapahtui kuitenkin vahingossa. Ensimmäisen Telstar-tietoliikennesatelliitin yhteydessä tehdyissä kokeissa kaksi tutkijaa, Arno Penzias ja Robert Wilson, Bell Telephone Laboratories, Holmdel, New Jersey, mittaivat ylimääräisen radiomelun, joka näytti tulevan taivaalta täysin isotrooppisella tavalla (ts. Radiomelu oli sama joka suuntaan). kuuli Bernard Burke, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, ongelmasta, Burke huomasi, että Penzias ja Wilson olivat todennäköisesti löytäneet kosmisen taustasäteilyn, jonka Robert H. Dicke, PJE Pe ebles ja heidän kollegansa Princetonissa aikoivat etsiä. Kun otat yhteyttä toisiinsa, molemmat ryhmät julkaisivat samanaikaisesti vuonna 1965 julkaisuja, joissa kuvataan noin 3 K.: n lämpötilan universaalin lämpösäteilykentän ennustaminen ja löytäminen.

Vuonna 1989 käynnistetyn Cosmic Background Explorer (COBE) -satelliitin tekemät tarkat mittaukset määrittelivät spektrin olevan täsmälleen mustakappaleelle tyypillistä 2,735 K: n nopeudella. Satelliitin nopeus Maan ympärillä, Maan ympärillä oleva aurinko, aurinko galaksin ympärillä ja galaksin maailmankaikkeuden kautta saavat lämpötilan näyttämään hieman kuumemmalta (noin yhdellä osalla tuhannesta) liikkeen suunnassa kuin poispäin siitä. Tämän vaikutuksen – niin sanotun dipolianisotropian – suuruus antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden selvittää, että paikallinen ryhmä (Linnunradan galaksia sisältävä galaksiryhmä) liikkuu noin 600 km sekunnissa (km / s; 400 mailia). sekunnissa) suuntaan, joka on 45 ° Neitsyt galaksiryhmän suunnasta. Tällaista liikettä ei mitata itse galaksiin nähden (Neitsegalaksien keskimääräinen taantumanopeus on noin 1 000 km / s Linnunradan järjestelmään nähden), mutta suhteessa paikalliseen vertailukehykseen, jossa kosminen mikroaaltotaustasäteily näyttävät täydelliseltä Planck-spektriltä yhdellä säteilylämpötilalla.

COBE-satelliitti kuljetti laivalla laitteistoa, jonka avulla se pystyi mittaamaan taustan säteilyn voimakkuuden pieniä vaihteluita, jotka olisivat rakenteen alku (ts. galaksit ja galaksiryhmät) maailmankaikkeudessa. Satelliitti välitti intensiteettikuvion kulmaesityksessä 0,57 cm: n aallonpituudella sen jälkeen kun tasainen tausta oli vähennetty lämpötilassa 2,735 K, kirkkaat alueet oikeassa yläkulmassa ja tummat alueet vasemmassa alakulmassa osoittivat dipolin epäsymmetriaa. Kirkas kaistale keskellä edusti Linnunradan lämpöpäästöjä. Pienempien kulmamittakaavojen vaihteluiden saamiseksi oli tarpeen vähentää sekä dipoli että galaktinen vaikutus. Saatiin kuva, joka osoittaa lopputuotteen vähennyksen jälkeen. Vaaleat ja tummat laastarit edustavat lämpötilan vaihteluita, jotka ovat noin yksi osa 100 000: sta – ei paljon suurempaa kuin mittausten tarkkuus.Kulmavaihtelujen jakautumistilastot näyttivät kuitenkin erilaisilta kuin satunnainen melu, ja siksi COBE: n tutkintaryhmän jäsenet löysivät ensimmäisen todistuksen tarkasta isotropiasta poikkeamisesta, jonka teoreettisten kosmologien on pitkään ennustettu oltava paikalla galaksien ja galaksit tiivistyvät muuten rakenteettomasta maailmankaikkeudesta. Nämä vaihtelut vastaavat etäisyysasteikoita, jotka ovat suunnilleen 109 valovuotta (edelleen suurempia kuin maailmankaikkeuden suurimmat materiaalirakenteet, kuten valtava ryhmittymä galaksien nimeksi ”suuri muuri”).

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) lanseerattiin vuonna 2001 tarkkailemaan COBE: n havaitsemia vaihteluita yksityiskohtaisemmin ja herkemmin. maailmankaikkeuden alussa olevat ditionit jättivät jälkensä vaihteluiden kokoon. WMAP: n tarkat mittaukset osoittivat, että varhaisessa maailmankaikkeudessa oli 63 prosenttia pimeää ainetta, 15 prosenttia fotoneja, 12 prosenttia atomeja ja 10 prosenttia neutriinoja. Nykyään maailmankaikkeus on 72,6 prosenttia pimeää energiaa, 22,8 prosenttia pimeää ainetta ja 4,6 prosenttia atomia. Vaikka neutriinot ovat nyt merkityksetön osa maailmankaikkeutta, ne muodostavat oman kosmisen taustansa, jonka WMAP löysi. WMAP osoitti myös, että maailmankaikkeuden ensimmäiset tähdet muodostuivat puoli miljardia vuotta ison räjähdyksen jälkeen.