Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosmiline taustamikrolainekiirgus (KFMS)

Kiirgus, mis on jäänud sellest ajast, kui Universum muutus läbipaistvaks umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku

Kosmiline mikrolaine taustkiirgus (CMB) kirjeldatakse sageli kui Universumis vaadeldavat vanimat valgust – nõrk, peaaegu ühtlane kuma, mis täidab kogu ruumi. See tekkis saatuslikul ajastul umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku, kui esialgne elektronide ja prootonite plasma ühines neutraalseteks aatomiteks. Selle ajani hajusid footonid sageli vabade elektronide poolt, mistõttu Universum oli läbipaistev. Kui tekkis piisav hulk neutraalseid aatomeid, muutus hajumine harvemaks ja footonid said vabalt liikuda – seda hetke nimetatakse rekombinatsiooniks. Sellest ajast alates rändavad need footonid kosmoses, jahtudes järk-järgult ning pikendades oma lainepikkust Universumi laienedes.

Täna leitakse need footonid mikrolainekiirgusena, mis vastab peaaegu ideaalselt musta keha kiirguse spektrile ja mille temperatuur on umbes 2,725 K. CMB uuringud on tekitanud revolutsiooni kosmoloogias, paljastades teadmisi Universumi koostise, geomeetria ja arengu kohta – alates varajastest tiheduse häiretest, mis põhjustasid galaktikate moodustumise, kuni täpsete fundamentaalsete kosmoloogiliste parameetrite hindamisteni.

Tässä artikkelissa käsittelemme:

  1. Historiallinen löytö
  2. Universumi ennen rekombinaatiota ja sen aikana
  3. Keskeiset CMB-ominaisuudet
  4. Anisotropiat ja tehonspektri
  5. Keskeiset CMB-kokeet
  6. Kosmologiset rajoitukset CMB:stä
  7. Nykyiset ja tulevat tehtävät
  8. Johtopäätökset

2. Historiallinen löytö

2.1 Teoreettiset ennusteet

Ajatus siitä, että varhainen universumi oli kuuma ja tiheä, juontaa juurensa George Gamowin, Ralph Alpherin ja Robert Hermanin töihin 1940-luvulla. He ymmärsivät, että jos universumi alkoi "kuumana alkuräjähdyksenä", alkuperäisen tuolloin säteilemän säteilyn pitäisi säilyä, mutta olla jäähtynyt ja venynyt mikroaaltovälille. He ennustivat mustan kappaleen spektrin, jonka lämpötila olisi muutamia kelvinejä, mutta tämä ajatus ei pitkään aikaan saanut suurta kokeellista huomiota.

2.2 Havainnon löytäminen

Vuonna 1964–1965 Arno Penzias ja Robert Wilson Bell Labsissa tutkivat kohinan lähteitä erittäin herkällä, sarvimuotoisella radioantennin vastaanottimella. He löysivät jatkuvan taustakohinan, joka oli isotrooppinen (sama kaikkiin suuntiin) eikä hävinnyt, huolimatta kaikista kalibrointiyrityksistä. Samaan aikaan Princetonin yliopiston ryhmä (johtajinaan Robert Dicke ja Jim Peebles) valmistausi etsimään "jäännössäteilyä" varhaisesta universumista, joka oli teoreettinen ennuste. Kun molemmat ryhmät alkoivat kommunikoida, kävi ilmi, että Penzias ja Wilson löysivät CMB:n (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Tämä löytö toi heille Nobelin fysiikan palkinnon vuonna 1978 ja vahvisti alkuräjähdysmallin vallitsevaksi kosmisen alkuperän teoriaksi.

3. Universumi ennen rekombinaatiota ja sen aikana

3.1 Primaariplasma

Suuret alkuräjähdyksen jälkeiset ensimmäiset sadat tuhannet vuodet universumi oli täynnä kuumaa protonien, elektronien, fotonien ja (vähän vähemmässä määrin) heliumin ytimien plasmaa. Fotonit siroutuivat jatkuvasti vapaiden elektronien kanssa (Thomsonin sironta), joten universumi oli tehokkaasti läpinäkymätön, aivan kuten valo vaikeasti läpäisee Auringon plasmaa.

3.2 Rekombinatsioon

Universumi laajentuessa se viileni. Noin 380 000 vuoden kuluttua alkuräjähdyksestä lämpötila laski noin 3 000 K:een. Tällaisella energian tasolla elektronit pystyivät yhdistymään protoneihin muodostaen neutraalia vetyä – tätä prosessia kutsutaan rekombinaatioksi. Kun vapaat elektronit "sidottiin" neutraaleiksi atomeiksi, fotonien sironta väheni merkittävästi, ja universumi muuttui säteilyn kannalta läpinäkyväksi. CMB-fotonit, joita havaitsemme tänään, ovat samat fotonit, jotka säteilivät tuolloin, mutta ovat matkustaneet yli 13 miljardia vuotta ja venyneet punasiirtymän vuoksi.

3.3 Viimase hajumise pind

Ajajärku, mil footonid viimati oluliselt hajusid, nimetatakse viimase hajumise pinnaks. Tegelikult ei olnud rekombinatsioon hetkeline sündmus; kulus teatud aeg (ja punanihe vahemik), kuni enamik elektronidest ühines prootonitega. Kuid praktilistel kaalutlustel võime seda protsessi ligikaudselt käsitleda kui üsna õhukest "aja kestust" – CMB päritolu piirkonda.

4. Peamised CMB omadused

4.1 Musta keha spekter

Üks hämmastav CMB vaatlustulemus on see, et selle kiirgus vastab peaaegu ideaalselt musta keha spektrile, mille temperatuur on umbes 2,72548 K (täpselt mõõdetud COBE-FIRAS seadmega [2]). See on kõige täpsemalt mõõdetud musta keha spekter. Peaaegu täiuslik musta keha olemus toetab tugevalt Suure Paugu mudelit: äärmiselt termiliselt tasakaalustatud varajane Universum, mis jahtudes laieneb adiabaatselt.

4.2 Isotroopia ja homogeenne olek

Varased vaatlustulemused näitasid, et CMB on peaaegu isotroopne (st ühtlase intensiivsusega kõikides suundades) kuni 1 osa 105 kohta. Selline peaaegu ühtlane jaotus tähendab, et Universum oli rekombinatsiooni ajal väga homogeenne ja termilises tasakaalus. Kuid väikesed kõrvalekalded isotroopsusest – nn anisotroopia – on olulised, kuna need peegeldavad varajasi struktuuri tekkimise alguseid.

5. Anisotroopia ja võimsusspekter

5.1 Temperatuuri kõikumised

1992. aastal avastas COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) eksperiment väikeseid CMB temperatuuri kõikumisi – umbes 10−5 tasemel. Need kõikumised kujutatakse "temperatuuri kaardil" taevas, näidates väikeseid "kuumi" ja "külmi" kohti, mis vastavad veidi tihedamatele või hõredamatele piirkondadele varases Universumis.

5.2 Akustilised võnkumised

Enne rekombinatsiooni olid footonid ja barioonid (prootonid, neutronid) tugevalt seotud, moodustades footon-barioonide vedeliku. Selles vedelikus levivad tiheduslained (akustilised võnkumised) tekkisid gravitatsiooni tõttu, mis tõmbas ainet sissepoole, ja kiirgussurve tõttu, mis surus väljapoole. Kui Universum muutus läbipaistvaks, fikseerusid need võnkumised, jättes iseloomulikud jäljed CMB võimsusspektrisse – näidates, kuidas temperatuuri kõikumised sõltuvad nurkskaalast. Olulised omadused:

  • Esimene akustiline tipp: seotud suurima skaalaga, mis jõudis teha poolperioodi võnkumise enne rekombinatsiooni; võimaldab hinnata Universumi geomeetriat.
  • Kõrgeimad tipud: annavad teavet barioonide tiheduse, tumeda aine tiheduse ja teiste kosmoloogiliste parameetrite kohta.
  • Summutuse saba: väga väikestel nurksetel skaalaidel on kõikumised summutatud footonite difusiooni tõttu (Silk'i summutus).

5.3 Polariseerumine

Lisaks temperatuuri kõikumistele on CMB osaliselt polariseerunud Thomsoni hajumise tõttu anizotroopse kiirgusvälja korral. Eristatakse kahte peamist polariseerumise režiimi:

  • E-tüüpi (E-mode) polariseerumine: tekib skalaartiheduse häiretest; avastati esmakordselt DASI eksperimendis 2002. aastal ja mõõdeti täpselt WMAP ja Plancki andmetega.
  • B-tüüpi (B-mode) polariseerumine: võib tekkida primaarsetest gravitatsioonilainetest (nt inflatsiooni ajal tekkinud) või E-tüüpi polariseerumise läätseefekti tõttu. Primaarne B-tüüpi polariseerumise signaal oleks otsene inflatsiooni jälg. Kuigi gravitatsioonilise läätseefekti päritolu B-režiimid on juba avastatud (nt POLARBEAR, SPT ja Planck koostöödes), jätkub primaarsete B-režiimide otsing.

6. Peamised CMB eksperimendid

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Välja lastud 1989. aastal NASA poolt.
  • FIRAS seade kinnitas erakordselt täpselt CMB musta keha spektri olemust.
  • DMR seade avastas esimesena suures mahus temperatuuri anizotroopiaid.
  • Tugevdas kindlalt Suure Paugu teooriat, kõrvaldades olulised kahtlused.
  • Uurijad John Mather ja George Smoot said COBE töö eest 2006. aastal Nobeli füüsikapreemia.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Lansseeritud 2001. aastal NASA poolt.
  • Esitas üksikasjalikud CMB temperatuuri (ja hiljem ka polariseerumise) kaardid kogu taevas ~13 kaareminuti nurkresolutsiooniga.
  • Täpsustas täpselt peamisi kosmoloogilisi parameetreid, nagu Universumi vanus, Hubble'i konstant, tumeda aine tihedus ja tumeda energia osakaal.

6.3 Planck (ESA missioon)

  • Töötas aastatel 2009 kuni 2013.
  • Omades paremat nurkresolutsiooni (~5 kaareminutit) ja temperatuuri mõõtmiste tundlikkust võrreldes WMAP-iga.
  • Mõõtis kogu taeva temperatuuri ja polariseerumise anizotroopiaid mitmel sagedusel (30–857 GHz).
  • Koostasid seni kõige detailsemad CMB kaardid, täpsustasid veelgi kosmoloogilisi parameetreid ja kinnitasid kindlalt ΛCDM mudelit.

7. Kosmoloogilised piirangud CMB-st

Nende ja teiste missioonide pingutuste tulemusena on CMB-st saanud üks nurgakive kosmoloogiliste parameetrite määramisel:

  1. Universumi geomeetria: Esimeste akustiliste tippude asend näitab, et Universum on peaaegu ruumiliselt lame (Ωtotal ≈ 1).
  2. Pime aine: Akustiliste tippude suhtelised kõrgused võimaldavad määrata pimedat ainet (Ωc) ja baryoonilist ainet (Ωb) tihedust.
  3. Pime energia: CMB andmete ühendamisel teiste vaatluste (nt supernoovade kaugused või baryooniliste akustiliste võnkumistega) saab määrata pimedat energiat (ΩΛ) Universumis.
  4. Hubble konstant (H0): Akustiliste tippude nurkmõõt võimaldab kaudselt määrata H0. Praegused CMB andmed (Planckist) näitavad H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, kuid see tulemus on vastuolus kohalike mõõtmistega („kauguste trepp“), mis näitavad ~73. Seda vastuolu, mida nimetatakse Hubble pinge, püüavad lahendada praegused kosmoloogia uuringud.
  5. Inflatsiooni parameetrid: CMB anisotroopia võimaldab piirata primaarsete kõikumiste amplituudi ja spektraalindeksi (As, ns) väärtusi, mis on olulised inflatsioonimudelite hindamiseks.

8. Praegused ja tulevased missioonid

8.1 Maapealsed ja õhupallidel tehtavad vaatlused

Pärast WMAP ja Plancki tegevust täpsustavad mitmed väga tundlikud maapealsed ja õhupallidel olevad teleskoobid jätkuvalt CMB temperatuuri ja polarisatsiooni mõõtmisi:

  • Atacama kosmoloogia teleskoop (ACT) ja Lõuna pooluse teleskoop (SPT): suured avaga teleskoobid, mis on mõeldud väikese nurkmõõtme CMB anisotroopiate ja polarisatsiooni mõõtmiseks.
  • Õhupallidel tehtavad eksperimendid: nagu BOOMERanG, Archeops ja SPIDER, mis teevad kõrge eraldusvõimega mõõtmisi lähedal kosmose kõrgusel.

8.2 B-režiimide otsing

Sellised projektid nagu BICEP, POLARBEAR ja CLASS keskenduvad B-tüüpi polarisatsiooni avastamisele või selle piirangutele. Kui primaarne B-polarisatsioon kinnitatakse üle teatud taseme, võimaldaks see otseselt tõestada inflatsiooni ajal tekkivate gravitatsioonilainete olemasolu. Kuigi varasemad väited (nt BICEP2 2014. aastal) selgitati hiljem galaktika tolmu saastusega, jätkuvad primaarsete B-režiimide „puhaste“ avastuste otsingud.

8.3 Järgmise põlvkonna missioonid

  • CMB-S4: Planeeritud maapealne projekt, kus kasutatakse suurt teleskoopide komplekti, et mõõta CMB polarisatsiooni eriti täpselt, eriti väikese nurkmõõtme piirkondades.
  • LiteBIRD (plaanitav JAXA missioon): Satelliit, mis on mõeldud suuremahulise CMB polarisatsiooni uurimiseks, eriti primaarse B-polarisatsiooni jälgede otsimiseks.
  • CORE (ESA ettepanekuline missioon, praegu kinnitamata): oleks parandanud Plancki polariseerumise mõõtmiste tundlikkust.

9. Kokkuvõtted

Kosmiline mikrolaine taust kiirgus pakub ainulaadset "akent" varajasesse universumisse, meenutades vaid mõnesaja tuhande aasta möödumist Suurest Paugust. Selle temperatuuri, polariseerumise ja nõrkade anizotroopiate mõõtmised kinnitasid Suure Paugu mudelit, tõestasid tumeda aine ja tumeda energia olemasolu ning vormisid täpse kosmoloogilise ΛCDM raamistiku. Lisaks laiendab CMB jätkuvalt füüsika piire: alates primaarsete gravitatsioonilainete otsingutest ja inflatsioonimudelite testimisest kuni võimalike uue füüsika vihjeteni, mis on seotud Hubble'i pinge ja muude küsimustega.

Tulevaste eksperimentide tundlikkuse ja nurkresolutsiooni suurenedes ootab ees veelgi rikkalikum kosmoloogiliste andmete "saak". Olgu selleks inflatsiooni teadmiste täpsustamine, tumeda energia olemuse määramine või uue füüsika jälgede avastamine, CMB jääb üheks võimsaimaks ja olulisemaks tööriistaks kaasaegses astrofüüsikas ja kosmoloogias.

Viited ja täiendav lugemine

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Nuoroda]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Measurement of the Cosmic Microwave Background Spectrum by the COBE FIRAS Instrument.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Nuoroda]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Nuoroda]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Nuoroda]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – Ajalooline ja teaduslik perspektiiv CMB avastamisele ja selle tähtsusele.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Üksikasjalik kirjeldus varajase universumi füüsikast ja CMB rollist selles.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Üksikasjalik ülevaade kosmilisest inflatsioonist, CMB anizotroopiatest ja kaasaegse kosmoloogia teoreetilistest alustest.
Naaske ajaveebi