Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosminen taustamikroaaltosäteily (KFMS)

Jäljellä oleva säteily siitä ajasta, kun maailmankaikkeus muuttui läpinäkyväksi noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen

Kosminen mikroaaltotaustasäteily (CMB) kuvataan usein maailmankaikkeuden vanhimpana valona, jonka voimme havaita – heikko, lähes tasainen hehku, joka läpäisee koko avaruuden. Se muodostui ratkaisevalla aikakaudella noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun alkuperäinen elektronien ja protonien plasma yhdistyi neutraaleiksi atomeiksi. Sitä ennen fotonit siroutuivat usein vapailta elektroneilta, joten maailmankaikkeus oli läpinäkymätön. Kun riittävä määrä neutraaleja atomeja muodostui, sironta harveni ja fotonit pystyivät kulkemaan vapaasti – tätä hetkeä kutsutaan rekombinaatioksi. Siitä lähtien nämä fotonit ovat matkustaneet avaruudessa, jäähtyen vähitellen ja pidentäen aallonpituuttaan maailmankaikkeuden laajentuessa.

Nämä fotonit havaitaan nykyään mikroaaltosäteilynä, joka vastaa lähes täydellisesti mustan kappaleen säteilyn spektriä ja jonka lämpötila on noin 2,725 K. CMB-tutkimukset ovat aiheuttaneet vallankumouksen kosmologiassa, paljastaen näkemyksiä maailmankaikkeuden koostumuksesta, geometriasta ja kehityksestä – varhaisista tiheysvaihteluista, jotka johtivat galaksien muodostumiseen, aina tarkkoihin peruskosmologisten parametrien arvioihin asti.

Tässä artikkelissa käsittelemme:

  1. Historiallinen löytö
  2. Maailmankaikkeus 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 maailmankaikkeus oli kuuma ja tiheä, juontaa juurensa George Gamowin, Ralph Alpherin ja Robert Hermanin töihin 1940-luvulla. He ymmärsivät, että jos maailmankaikkeus alkoi "kuumalla alkuräjähdyksellä", 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 vaimentunut, huolimatta kaikista kalibrointiyrityksistä. Samaan aikaan Princetonin yliopiston ryhmä (johtajinaan Robert Dicke ja Jim Peebles) valmistausi etsimään varhaisen maailmankaikkeuden "jäännössäteilyä", 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. Maailmankaikkeus ennen rekombinaatiota ja sen aikana

3.1 Primaariplasma

Ensimmäiset muutamat sadat tuhannet vuodet alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus oli täynnä kuumaa protonien, elektronien, fotonien ja (hieman vähemmässä määrin) heliumin ytimien plasmaa. Fotonit siroutuivat jatkuvasti vapaista elektroneista (Thomsonin sironta), joten maailmankaikkeus oli tehokkaasti läpinäkymätön, aivan kuten valo vaikeasti läpäisee Auringon plasmaa.

3.2 Rekombinaatio

Kun maailmankaikkeus laajeni, se viileni. Noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen lämpötila laski noin 3 000 K:een. Tällä energian tasolla elektronit pystyivät yhdistymään protoneihin muodostaen neutraalia vetyä – tätä prosessia kutsumme rekombinaatioksi. Kun vapaat elektronit "sitoutuivat" neutraaleiksi atomeiksi, fotonien sironta väheni merkittävästi, ja maailmankaikkeus muuttui säteilyn 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 Viimeisen sironnan pinta

Aikaa, jolloin fotonit viimeksi merkittävästi siroutuivat, kutsutaan viimeisen sironnan pinnaksi. Todellisuudessa rekombinaatio ei ollut hetkellinen tapahtuma; kesti jonkin aikaa (ja punasiirtymän jakson), ennen kuin suurin osa elektroneista yhdistyi protoneihin. Käytännön syistä tätä prosessia voidaan kuitenkin likimääräisesti käsitellä melko ohuena "aikakuorena" – CMB:n alkuperäalueena.

4. CMB:n keskeiset ominaisuudet

4.1 Mustan kappaleen spektri

Yksi hämmästyttävistä CMB-havainnoista on, että sen säteily vastaa lähes täydellisesti mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on noin 2,72548 K (tarkasti mitattu COBE-FIRAS-laitteella [2]). Tämä on tarkimmin mitattu mustan kappaleen spektri. Lähes täydellinen mustan kappaleen luonne tukee vahvasti alkuräjähdysmallia: erittäin termisesti tasapainoinen varhainen maailmankaikkeus, joka jäähtyy adiabaattisesti laajetessaan.

4.2 Isotropia ja homogeenisuus

Varhaiset havainnot osoittivat, että CMB on lähes isotrooppinen (eli saman intensiteetin kaikissa suunnissa) jopa 1 osaan 105 asti. Tällainen lähes tasainen jakautuminen tarkoittaa, että maailmankaikkeus oli rekombinaation aikaan hyvin homogeeninen ja termisessä tasapainossa. Pienet poikkeamat isotropiasta – niin kutsutut anisotropiat – ovat kuitenkin olennaisia, koska ne heijastavat varhaisia rakenteen muodostumisen alkumuotoja.

5. Anisotropiat ja tehonspektri

5.1 Lämpötilan vaihtelut

Vuonna 1992 COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) -koe havaitsi pieniä CMB:n lämpötilan vaihteluita – noin 10−5 tasolla. Nämä vaihtelut esitetään "lämpökartalla" taivaalla, näyttäen pieniä "kuumia" ja "kylmiä" pisteitä, jotka vastaavat hieman tiheämpiä tai harvempia alueita varhaisessa maailmankaikkeudessa.

5.2 Akustiset värähtelyt

Ennen rekombinaatiota fotonit ja baryonit (protonit, neutronit) olivat tiiviisti sidoksissa muodostaen fotonibaryonisen nesteen. Tässä nesteessä kulkeneet tiheysaallot (akustiset värähtelyt) syntyivät gravitaation vetäessä ainetta sisäänpäin ja säteilypaineen työntäessä ulospäin. Kun maailmankaikkeudesta tuli läpinäkyvä, nämä värähtelyt "jäätyivät", jättäen tunnusomaiset jäljet CMB:n tehonspektriin – miten lämpötilan vaihtelut riippuvat kulmamittakaavasta. Tärkeitä ominaisuuksia:

  • Ensimmäinen akustinen huippu: liittyy suurimpaan mittakaavaan, joka ehti suorittaa puolen jakson värähtelyn ennen rekombinaatiota; mahdollistaa maailmankaikkeuden geometrian arvioinnin.
  • Korkeat huiput: antavat tietoa baryonitiheydestä, pimeän aineen tiheydestä ja muista kosmologisista parametreista.
  • Vaimentava häntä: hyvin pienillä kulmaskaaloilla vaihtelut vaimenevat fotonien diffuusion vuoksi (Silkin vaimennus).

5.3 Polarisaatio

Lämpötilavaihtelujen lisäksi CMB on osittain polarisoitunut Thomsonin sironnan vuoksi anisotrooppisessa säteilykentässä. On olemassa kaksi pääasiallista polarisaatiotyyppiä:

  • E-tyypin (E-mode) polarisaatio: muodostuu skalaarisista tiheysvaihteluista; havaittiin ensimmäisen kerran DASI-kokeessa vuonna 2002 ja mitattiin tarkasti WMAPin ja Planckin aineistolla.
  • B-tyypin (B-mode) polarisaatio: voi syntyä primaarisista gravitaatioaalloista (esim. inflaation aikana syntyneistä) tai E-tyypin polarisaation linsseilystä. Primaarinen B-tyypin polarisaatiosignaali olisi suora inflaation jälki. Vaikka gravitaatiolinssauksen aiheuttamat B-moodit on jo havaittu (esim. POLARBEARin, SPT:n ja Planckin yhteistyössä), primaaristen B-moodien etsintä jatkuu edelleen.

6. Keskeiset CMB-kokeet

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Julkaistu vuonna 1989 NASA:n toimesta.
  • FIRAS-laite vahvisti erittäin tarkasti CMB:n mustan kappaleen spektriluonteen.
  • DMR-laite havaitsi ensimmäisenä laajamittaiset lämpötilan anisotropiat.
  • Vahvisti järeästi alkuräjähdysteorian poistamalla keskeiset epäilykset.
  • Tutkijat John Mather ja George Smoot saivat COBE-työstään fysiikan Nobelin palkinnon vuonna 2006.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Laukaistu vuonna 2001 NASA:n toimesta.
  • Tarjosi yksityiskohtaiset CMB:n lämpötila- (ja myöhemmin polarisaatio-) kartat koko taivaasta ~13 kaariminuutin kulmaresoluutiolla.
  • Tarkensi tarkasti keskeiset kosmologiset parametrit, kuten Universumin iän, Hubble-vakion, pimeän aineen tiheyden ja pimeän energian osuuden.

6.3 Planck (ESA:n missio)

  • Toimi vuosina 2009–2013.
  • Sillä oli parempi kulmaresoluutio (~5 kaariminuuttia) ja herkkyys lämpötilamittauksissa verrattuna WMAPiin.
  • Mitti koko taivaan lämpötila- ja polarisaation anisotropiat useilla taajuuksilla (30–857 GHz).
  • Laativat yksityiskohtaisimmat tähän asti tehdyt CMB-kartat, tarkensivat entisestään kosmologisia parametreja ja vahvistivat vahvasti ΛCDM-mallin.

7. Kosmologiset rajoitukset CMB:stä

Näiden ja muiden missioiden ponnistelujen ansiosta CMB on muodostunut yhdeksi kulmakivistä kosmologisten parametrien määrittämisessä:

  1. Universumin geometria: Ensimmäisten akustisten huippujen sijainti osoittaa, että universumi on lähes avaruudellisesti tasainen (Ωtotal ≈ 1).
  2. Pimeä aine: Akustisten huippujen suhteelliset korkeudet mahdollistavat pimeän aineen (Ωc) ja baryonisen aineen (Ωb) tiheyksien määrittämisen.
  3. Pimeä energia: Yhdistämällä CMB-tiedot muihin havaintoihin (esim. supernovien etäisyydet tai baryoniset akustiset värähtelyt) voidaan määrittää pimeän energian osuus (ΩΛ) universumissa.
  4. Hubble'n vakio (H0): Akustisten huippujen kulmakoko mahdollistaa H0:n epäsuoran määrittämisen. Nykyiset CMB-tiedot (Planckista) osoittavat H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, mutta tämä tulos on ristiriidassa paikallisten mittausten ("etäisyyksien tikapuut"), jotka osoittavat noin 73, kanssa. Tätä ristiriitaa, jota kutsutaan Hubble-jännitteeksi, yritetään ratkaista nykyisillä kosmologian tutkimuksilla.
  5. Inflaation parametrit: CMB:n anisotropiat mahdollistavat primaaristen fluktuaatioiden amplitudin ja spektri-indeksin (As, ns) rajoittamisen, mikä on tärkeää inflaatiomallien arvioinnissa.

8. Nykyiset ja tulevat missiot

8.1 Maanpäälliset ja ilmapalloilla tehtävät havainnot

WMAP:n ja Planckin toiminnan jälkeen useat erittäin herkät maanpäälliset ja ilmapalloilla kuljetettavat teleskoopit tarkentavat edelleen CMB:n lämpötila- ja polarisaatiomittauksia:

  • Atacaman kosmologiateleskooppi (ACT) ja Etelänavan teleskooppi (SPT): suuriaukkoiset teleskoopit, jotka on suunniteltu mittaamaan pienikulmaista CMB:n anisotropiaa ja polarisaatiota.
  • Ilmapalloilla tehtävät kokeet: kuten BOOMERanG, Archeops ja SPIDER, jotka suorittavat korkearesoluutioisia mittauksia lähellä avaruutta.

8.2 B-tilojen etsintä

Hankkeet kuten BICEP, POLARBEAR ja CLASS keskittyvät B-tyypin polarisaation havaitsemiseen tai rajoittamiseen. Jos primaarinen B-polarisaatio vahvistettaisiin tietyn tason yläpuolella, se mahdollistaisi gravitaatioaaltojen, jotka syntyivät inflaation aikana, olemassaolon suoran todistamisen. Vaikka varhaiset väitteet (esim. BICEP2 vuonna 2014) selitettiin myöhemmin galaktisen pölyn saastuttamana, primaaristen B-tilojen "puhdasta" löytämistä jatketaan.

8.3 Seuraavan sukupolven missiot

  • CMB-S4: Suunniteltu maanpäällinen hanke, jossa käytetään suurta teleskooppimassaa CMB-polarisaation erittäin tarkkaan mittaamiseen, erityisesti pienikulmaisilla alueilla.
  • LiteBIRD (suunniteltu JAXA:n missioksi): Satelliitti, joka on tarkoitettu tutkimaan laajamittaista CMB-polarisaatiota, erityisesti etsimään primaarisen B-polarisaation jälkiä.
  • CORE (ehdotettu ESA:n missio, tällä hetkellä vahvistamaton): olisi parantanut Planckin polarisaatiomittausten herkkyyttä.

9. Yhteenveto

Kosminen mikroaaltotaustasäteily tarjoaa ainutlaatuisen "ikkunan" varhaiseen maailmankaikkeuteen, joka ulottuu vain muutamiin satoihin tuhansiin vuosiin Suuresta Paukusta. Sen lämpötilan, polarisaation ja pienten anisotropioiden mittaukset ovat vahvistaneet Suuren Paukun mallin, todistaneet pimeän aineen ja pimeän energian olemassaolon sekä muodostaneet tarkan kosmologisen ΛCDM-kehyksen. Lisäksi CMB laajentaa edelleen fysiikan rajoja: primaaristen gravitaatioaaltojen etsinnästä ja inflaatiomallien testaamisesta aina mahdollisten uuden fysiikan vihjeiden löytämiseen, jotka liittyvät Hubble-jännitteeseen ja muihin kysymyksiin.

Tulevien kokeiden herkkyyden ja kulmaresoluution kasvaessa odotettavissa on entistä runsaampi kosmologisten tietojen "sato". Olipa kyse inflaatiotietämyksen tarkentamisesta, pimeän energian luonteen määrittämisestä tai uuden fysiikan jälkien paljastamisesta, CMB pysyy yhtenä voimakkaimmista ja merkittävimmistä työkaluista nykyisessä astrofysiikassa ja kosmologiassa.

Viitteet ja lisälukemista

  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. – Historiallinen ja tieteellinen näkökulma CMB:n löytöön ja merkitykseen.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Yksityiskohtainen kuvaus varhaisen maailmankaikkeuden fysiikasta ja CMB:n roolista siinä.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Tarkastelee yksityiskohtaisesti kosmista inflaatiota, CMB:n anisotropioita ja nykykoskologian teoreettisia perusteita.
Palaa blogiin