Človek že tisoče let razmišlja o vesolju in skuša določiti njegov pravi obseg. In medtem ko so stari filozofi verjeli, da je svet sestavljen iz diska, zigurata ali kocke, obkrožene z nebesnimi oceani ali nekakšnim etrom, jim je razvoj sodobne astronomije odprl oči za nove meje. Do 20. stoletja so znanstveniki začeli razumeti, kako ogromno (in morda celo neskončno) je vesolje.
Kozmologi so med gledanjem dlje v vesolje in globlje nazaj v čas odkrili nekaj resnično neverjetnih stvari. Na primer, v šestdesetih letih so se astronomi zavedali mikrovalovnega sevanja ozadja, ki ga je bilo mogoče zaznati v vseh smereh. Znano kot kozmično mikrovalovno ozadje (CMB), je obstoj tega sevanja pomagal razumeti, kako se je vesolje začelo.
Opis:
CMB je v bistvu elektromagnetno sevanje, ki je ostalo iz najstarejše kozmološke epohe, ki prežema celotno vesolje. Verjame se, da je nastala približno 380.000 let po velikem poku in vsebuje subtilne namige o tem, kako so nastale prve zvezde in galaksije. Medtem ko je to sevanje z optičnimi teleskopi nevidno, lahko radijski teleskopi zaznajo šibek signal (ali sij), ki je najmočnejši v mikrovalovni regiji radijskega spektra.
CMB je viden na razdalji 13,8 milijarde svetlobnih let v vseh smereh od Zemlje, zaradi česar so znanstveniki ugotovili, da je to prava starost vesolja. Vendar to ni pokazatelj resničnega obsega vesolja. Glede na to, da se vesolje širi že od zgodnjega vesolja (in se širi hitreje od svetlobne hitrosti), je CMB le najdaljša nazaj v času, ki jo lahko vidimo.
Odnos do velikega poka:
CMB je osrednji del Teorija velikega poka in sodobni kozmološki modeli (kot npr Lambda-CDM model). Kot pravi teorija, ko se je vesolje rodilo pred 13,8 milijarde let, je bila vsa snov zgoščena na eno samo točko neskončne gostote in ekstremne toplote. Zaradi izjemne toplote in gostote snovi je bilo stanje vesolja zelo nestabilno. Nenadoma se je ta točka začela širiti in začelo se je vesolje, kot ga poznamo.
V tem času je bil prostor napolnjen z enotnim sijajem belo vročih delcev plazme - ki so bili sestavljeni iz protonov, nevtronov, elektronov in fotonov (svetloba). Med 380.000 in 150 milijoni let po velikem poku so fotoni nenehno komunicirali s prostimi elektroni in niso mogli potovati na velike razdalje. Zato se ta epoha pogovorno imenuje »temna doba«.
Ko se je vesolje še naprej širilo, se je ohladilo do točke, ko so se elektroni lahko združili s protoni in tvorili vodikove atome (imenovano tudi obdobje rekombinacije). V odsotnosti prostih elektronov so se fotoni lahko neovirano premikali po vesolju in postalo je videti tako kot danes (tj. prozorno in prežeto s svetlobo). V vmesnih milijardah let se je Vesolje še naprej širilo in močno ohlajalo.
Zaradi širjenja prostora so valovne dolžine fotonov narasle (postale 'rdeče premaknjene') na približno 1 milimeter, njihova efektivna temperatura pa se je zmanjšala na malo nad absolutno ničlo – 2,7 Kelvina (-270 °C; -454 °F). Ti fotoni danes napolnijo vesolje in se pojavljajo kot sij ozadja, ki ga je mogoče zaznati v daljnem infrardečem in radijskem valovnem območju.
Zgodovina študija:
Obstoj CMB je leta 1948 prvi teoretiziral ukrajinsko-ameriški fizik George Gamow skupaj s svojimi študenti Ralphom Alpherjem in Robertom Hermanom. Ta teorija je temeljila na njihovih študijah posledic nukleosinteze lahkih elementov (vodika, helija in litij) v zelo zgodnjem vesolju. V bistvu so spoznali, da mora biti zgodnje Vesolje izjemno vroče, da bi sintetizirali jedra teh elementov.
Časovna os Vesolja Big Bang. Kozmični nevtrini vplivajo na CMB v času, ko je bil oddan, fizika pa skrbi za preostanek njihove evolucije do danes. Avtor slike: NASA / JPL-Caltech / A. Kashlinsky (GSFC).
Nadalje so teoretizirali, da bi preostalo sevanje iz tega izjemno vročega obdobja preželo vesolje in bi ga bilo mogoče zaznati. Zaradi širjenja vesolja so ocenili, da bi imelo to sevanje v ozadju nizko temperaturo 5 K (-268 °C; -450 °F) – le pet stopinj nad absolutno ničlo – kar ustreza mikrovalovni valovni dolžini. Šele leta 1964 so bili odkriti prvi dokazi za CMB.
To je bil rezultat ameriških astronomov Arno Penziasa in Roberta Wilsona, ki sta uporabila Dickejev radiometer, ki sta ga nameravala uporabiti za radijsko astronomijo in eksperimente s satelitsko komunikacijo. Vendar so pri prvi meritvi opazili presežek 4,2K temperature antene, ki ga niso mogli upoštevati in ga je bilo mogoče razložiti le s prisotnostjo sevanja ozadja. Za svoje odkritje sta Penzias in Wilson leta 1978 prejela Nobelovo nagrado za fiziko.
Sprva je bilo odkrivanje CMB vir spora med zagovorniki različnih kozmoloških teorij. Medtem ko so zagovorniki teorije velikega poka trdili, da je to 'reliktno sevanje', ki je ostalo od velikega poka, so zagovorniki teorije stabilnega stanja trdili, da je to posledica razpršene svetlobe zvezd iz oddaljenih galaksij. Vendar pa se je do sedemdesetih let prejšnjega stoletja pojavilo znanstveno soglasje, ki je podpiralo razlago velikega poka.
Podatki o celotnem nebu, pridobljeni z misijo Planck ESA, ki prikazujejo različne valovne dolžine. Zasluge: ESA
V osemdesetih letih prejšnjega stoletja so zemeljski instrumenti postavljali vse strožje omejitve temperaturnih razlik v CMB. Med njimi so bili sovjetski RELIKIJA-1 misija na krovu satelita Prognoz 9 (ki je bil izstreljen julija 1983) in NASA Cosmic Background Explorer (COBE) (čigave ugotovitve so bile objavljene leta 1992). Za svoje delo je ekipa COBE leta 2006 prejela Nobelovo nagrado za fiziko.
COBE je zaznal tudi prvi akustični vrh CMB, akustična nihanja v plazmi, ki ustreza velikim variacijam gostote v zgodnjem vesolju, ki so jih ustvarile gravitacijske nestabilnosti. V naslednjem desetletju so sledili številni poskusi, ki so bili sestavljeni iz poskusov na tleh in na balonih, katerih namen je bil zagotoviti natančnejše meritve prvega akustičnega vrha.
Drugi akustični vrh je bil poskusno odkrit z več poskusi, vendar je bil dokončno odkrit šele Wilkinsonova mikrovalovna anizotropna sonda (WMAP) je bil razporejen leta 2001. Med letoma 2001 in 2010, ko je bila misija zaključena, je WMAP zaznal tudi tretji vrh. Od leta 2010 številne misije spremljajo CMB, da bi zagotovile izboljšane meritve polarizacije in majhnih variacij v gostoti.
Sem spadajo zemeljski teleskopi, kot so QUEST pri DASI (QUaD) in Teleskop Južni pol na postaji Amudsen-Scott South Pole in Atacama kozmološki teleskop in Q/U Imaging Experiment (TIHI) teleskop v Čilu. Medtem pa Evropska vesoljska agencija Planckvesoljsko plovilo še naprej meri CMB iz vesolja.
Prihodnost CMB:
Po različnih kozmoloških teorijah se lahko vesolje na neki točki neha širiti in se začne obračati, kar doseže vrhunec z kolapsom, ki mu sledi še en Veliki pok - aka. the Big Crunch teorijo. V drugem scenariju, znanem kot Big Rip , bo širitev vesolja sčasoma privedla do raztrganja vse materije in samega prostor-časa.
Če nobeden od teh scenarijev ni pravilen in se je vesolje še naprej širilo pospešeno, se bo CMB še naprej premikal v rdeči premik do točke, kjer ga ni več zaznati. Na tej točki ga bo prehitela prva svetloba zvezd, ustvarjena v vesolju, nato pa polja sevanja ozadja, ki jih povzročajo procesi, za katere se domneva, da se bodo odvijali v prihodnosti vesolja.
Na Universe Today smo napisali veliko zanimivih člankov o kozmičnem mikrovalovnem ozadju. tukaj Kaj je kozmično mikrovalovno sevanje ozadja? , Teorija velikega poka: evolucija našega vesolja , Kaj je bila kozmična inflacija? Iskanje razumevanja najzgodnejšega vesolja , Odkritje znamenitosti: novi rezultati zagotavljajo neposreden dokaz za kozmično inflacijo , in Kako hitro se vesolje širi? Hubble in Gaia se združujeta za izvedbo najbolj natančnih meritev do zdaj .
Za več informacij obiščite Nasina stran misije WMAP in ESA Stran misije Planck .
Astronomy Cast ima tudi informacije o tej temi. Poslušajte tukaj: Epizoda 5 – Veliki pok in kozmično mikrovalovno ozadje
Viri: