Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosmisk bakgrunnsmikrobølgestråling (KFMS)

Den gjenværende strålingen fra den tiden universet ble gjennomsiktig, omtrent 380 000 år etter Big Bang

Kosmisk mikrobølgebakgrunn (CMB) beskrives ofte som det eldste lyset vi kan observere i universet – en svak, nesten jevn glød som gjennomtrenger hele rommet. Den ble dannet i en skjebnesvanger epoke omtrent 380 000 år etter Big Bang, da den opprinnelige plasmaen av elektroner og protoner kombinerte seg til nøytrale atomer. Fram til da ble fotonene ofte spredt av frie elektroner, noe som gjorde universet ugjennomsiktig. Når det ble dannet nok nøytrale atomer, ble spredningen sjeldnere, og fotonene kunne bevege seg fritt – dette øyeblikket kalles rekombinasjon. Siden da har disse fotonene reist gjennom kosmos, gradvis avkjølt og med økende bølgelengde ettersom universet utvider seg.

I dag oppdages disse fotonene som mikrobølgestråling, nesten ideelt samsvarende med spekteret til svart legemes stråling og med en temperatur på omtrent 2,725 K. CMB-studier har revolusjonert kosmologien ved å avsløre innsikt om universets sammensetning, geometri og utvikling – fra tidlige tetthetsforstyrrelser som førte til galaksedannelse, til presise vurderinger av fundamentale kosmologiske parametere.

I denne artikkelen vil vi diskutere:

  1. Den historiske oppdagelsen
  2. Universet før og under rekombinasjon
  3. Hovedtrekk ved CMB
  4. Anisotropier og effektspekter
  5. Hoved-CMB-eksperimenter
  6. Kosmologiske begrensninger fra CMB
  7. Nåværende og fremtidige oppdrag
  8. Konklusjoner

2. Historisk oppdagelse

2.1 Teoretiske forutsetninger

Ideen om at det tidlige universet var varmt og tett stammer fra arbeidet til George Gamow, Ralph Alpher og Robert Herman på 1940-tallet. De forsto at hvis universet startet med et "varmt Big Bang", burde den opprinnelige strålingen fra den tiden fortsatt eksistere, men være avkjølt og strukket til mikrobølgeområdet. De forutsa et svart legemes spektrum med en temperatur på noen få kelvin, men denne ideen fikk lenge lite eksperimentell oppmerksomhet.

2.2 Observasjonsoppdagelsen

I 1964–1965 undersøkte Arno Penzias og Robert Wilson ved Bell Labs støy i en svært følsom, hornformet radioantenne. De oppdaget en konstant bakgrunnsstøy som var isotropisk (lik i alle retninger) og ikke forsvant til tross for alle kalibreringsforsøk. Samtidig forberedte en gruppe ved Princeton University (ledet av Robert Dicke og Jim Peebles) seg på å lete etter "reststråling" fra det tidlige universet, som var en teoretisk forutsigelse. Da de to gruppene begynte å kommunisere, viste det seg at Penzias og Wilson hadde oppdaget CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Denne oppdagelsen ga dem Nobelprisen i fysikk i 1978 og befestet Big Bang-modellen som den dominerende teorien om universets opprinnelse.

3. Universet før og under rekombinasjon

3.1 Primær plasma

De første hundretusenvis av år etter Big Bang var universet fylt med en varm plasma av protoner, elektroner, fotoner og (i noe mindre grad) heliumkjerner. Fotonene spredte seg kontinuerlig fra frie elektroner (Thomson-spredning), derfor var universet effektivt ugjennomsiktig, omtrent som lys som vanskelig trenger gjennom solens plasma.

3.2 Rekombinasjon

Universet utvidet seg og kjølnet. Rundt 380 000 år etter Big Bang falt temperaturen til omtrent 3 000 K. Ved dette energinivået kunne elektroner binde seg til protoner og danne nøytralt hydrogen – denne prosessen kalles rekombinasjon. Når frie elektroner "bundet seg" til nøytrale atomer, ble spredningen av fotoner kraftig redusert, og universet ble gjennomsiktig for stråling. CMB-fotonene vi observerer i dag, er de samme fotonene som ble sendt ut på dette tidspunktet, men som har reist i over 13 milliarder år og blitt "strukket" av den røde forskyvningen.

3.3 Overflaten for siste spredning

Epoken da fotonene sist betydelig spredte kalles overflaten for siste spredning. Rekombinasjon var ikke et øyeblikkelig fenomen; det tok tid (og et intervall i rødforskyvning) før de fleste elektronene kombinerte seg med protoner. Men for praktiske formål kan vi tilnærmet betrakte denne prosessen som et relativt tynt "tidslag" – opprinnelsesområdet for CMB.

4. Hovedtrekk ved CMB

4.1 Svart legemes spektrum

En av de overraskende resultatene fra CMB-observasjoner er at strålingen nesten perfekt følger et svart legemes spektrum med en temperatur på omtrent 2,72548 K (nøyaktig målt med COBE-FIRAS-instrumentet [2]). Dette er det mest nøyaktig målte svarte legemes spekteret. Den nesten perfekte svarte legemets natur støtter sterkt Big Bang-modellen: et tidlig univers i termisk balanse som avkjøles adiabatisk ved ekspansjon.

4.2 Isotropi og homogenitet

Tidlige observasjoner viste at CMB er nesten isotropisk (dvs. lik intensitet i alle retninger) ned til 1 del av 105. En slik nesten jevn fordeling betyr at universet var svært homogent og i termisk likevekt ved rekombinasjon. Likevel er små avvik fra isotropi – kalt anisotropier – essensielle fordi de reflekterer de tidlige frøene til strukturformasjon.

5. Anisotropier og effektspekter

5.1 Temperaturfluktuasjoner

I 1992 oppdaget COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) eksperimentet små temperaturfluktuasjoner i CMB – på nivå med ca. 10−5. Disse fluktuasjonene vises som et "temperaturkart" på himmelen, som viser små "varme" og "kalde" flekker som tilsvarer litt tettere eller tynnere områder i det tidlige universet.

5.2 Akustiske svingninger

Før rekombinasjon var fotoner og baryoner (protoner, nøytroner) sterkt koblet og dannet et foton-baryon væske. I dette væsken oppsto tetthetsbølger (akustiske svingninger) på grunn av gravitasjon som trakk materie innover, og strålingstrykk som presset utover. Da universet ble gjennomsiktig, "frøs" disse svingningene fast og etterlot karakteristiske spor i CMBs effektspekter – som viser hvordan temperaturfluktuasjoner avhenger av vinkelskala. Viktige egenskaper:

  • Første akustiske topp: knyttet til den største skalaen som rakk å gjennomføre en halv periodes svingning før rekombinasjon; gjør det mulig å estimere universets geometri.
  • Kitos topper: gir informasjon om baryontetthet, mørk materietetthet og andre kosmologiske parametere.
  • Dempingshale: på svært små vinkelskalaer dempes fluktuasjoner på grunn av fotondiffusjon (Silk-demping).

5.3 Polarisasjon

I tillegg til temperaturfluktuasjoner er CMB delvis polarisert på grunn av Thomson-spredning i et anisotropt strålingsfelt. To hovedtyper polarisasjonsmodi skilles:

  • E-type (E-mode) polarisasjon: dannes av skalar tetthetsforstyrrelser; først oppdaget i DASI-eksperimentet i 2002 og nøyaktig målt med WMAP og Planck-data.
  • B-type (B-mode) polarisasjon: kan oppstå fra primære gravitasjonsbølger (f.eks. fra inflasjon) eller på grunn av linseeffekter på E-type polarisasjon. Det primære B-type polarisasjonssignalet ville være et direkte spor av inflasjon. Selv om B-modes fra gravitasjonslinseeffekter allerede er oppdaget (f.eks. i POLARBEAR, SPT og Planck-samarbeidene), pågår fortsatt søket etter primære B-modes.

6. Hoved-CMB-eksperimenter

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Utgitt i 1989 av NASA.
  • FIRAS-instrumentet bekreftet med høy presisjon CMBs sortlegemestrålespekter.
  • DMR-instrumentet oppdaget først temperaturanisotropier i stor skala.
  • Styrket Big Bang-teorien betydelig ved å fjerne viktige tvil.
  • Forskere John Mather og George Smoot mottok Nobelprisen i fysikk i 2006 for arbeidet med COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Lansert i 2001 av NASA.
  • Leverte detaljerte CMB-temperaturkart (og senere også polarisasjonskart) over hele himmelen med ~13 bueminutters vinkelløsning.
  • Presist forbedret de viktigste kosmologiske parameterne, som universets alder, Hubble-konstanten, tettheten av mørk materie og andelen mørk energi.

6.3 Planck (ESA misjon)

  • Opererte fra 2009 til 2013.
  • Hadde bedre vinkelløsning (~5 bueminutter) og følsomhet i temperaturmålinger sammenlignet med WMAP.
  • Målte temperatur- og polarisasjonsanisotropier over hele himmelen ved flere frekvenser (30–857 GHz).
  • De har laget de mest detaljerte CMB-kartene til dags dato, ytterligere forbedret kosmologiske parametere og sterkt bekreftet ΛCDM-modellen.

7. Kosmologiske begrensninger fra CMB

Takket være innsatsen fra disse og andre oppdrag har CMB blitt en av hjørnesteinene i bestemmelsen av kosmologiske parametere:

  1. Universets geometri: Plasseringen av de første akustiske toppene indikerer at universet er nesten romlig flatt (Ωtotal ≈ 1).
  2. Mørk materie: De relative høydene på de akustiske toppene tillater bestemmelse av tettheten til mørk materie (Ωc) og baryonisk materie (Ωb).
  3. Mørk energi: Ved å kombinere CMB-data med andre observasjoner (f.eks. supernova-avstander eller baryoniske akustiske svingninger) kan man bestemme andelen mørk energi (ΩΛ) i universet.
  4. Hubble-konstanten (H0): Den vinkelformede skalaen til akustiske topper tillater indirekte bestemmelse av H0. Nåværende CMB-data (fra Planck) viser H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, men dette resultatet er i konflikt med lokale målinger ("avstandstrappen") som viser ~73. Denne uoverensstemmelsen, kalt Hubble-spenningen, forsøkes løst av nåværende kosmologiske studier.
  5. Inflasjonsparametere: CMB-anisotropier tillater begrensning av amplituden og spektralindeksen til primære fluktuasjoner (As, ns), som er viktige for vurdering av inflasjonsmodeller.

8. Nåværende og fremtidige oppdrag

8.1 Bakkebaserte og ballongbårne observasjoner

Etter WMAP og Planck har flere svært følsomme bakkebaserte og ballongbårne teleskoper fortsatt å forbedre målingene av CMB-temperatur og polarisering:

  • Atacama Cosmology Telescope (ACT) og South Pole Telescope (SPT): store aperturteleskoper designet for å måle små vinkelskala CMB-anisotropier og polarisering.
  • Eksperimenter med ballongbårne instrumenter: som BOOMERanG, Archeops og SPIDER, som utfører høyoppløselige målinger i nærrommet.

8.2 Søken etter B-modi

Prosjekter som BICEP, POLARBEAR og CLASS fokuserer på å oppdage eller begrense B-type polarisering. Hvis primær B-polarisering over et visst nivå bekreftes, vil det direkte bevise eksistensen av gravitasjonsbølger fra inflasjonsperioden. Selv om tidlige påstander (f.eks. BICEP2 i 2014) senere ble forklart som forurensning fra galaktisk støv, fortsetter søket etter "rene" primære B-modi.

8.3 Neste generasjons oppdrag

  • CMB-S4: Et planlagt bakkebasert prosjekt som vil bruke en stor samling teleskoper for å måle CMB-polarisering med svært høy presisjon, spesielt på små vinkelskalaer.
  • LiteBIRD (planlagt JAXA-oppdrag): En satellitt designet for å studere storskala CMB-polarisering, spesielt for å lete etter primære B-polariseringssignaturer.
  • CORE (foreslått ESA-oppdrag, foreløpig ikke godkjent): ville ha forbedret følsomheten til Plancks polarisasjonsmålinger.

9. Konklusjoner

Den kosmiske mikrobølgebakgrunnen gir et unikt «vindu» til det tidlige universet, som stammer fra bare noen hundre tusen år etter Big Bang. Målinger av dens temperatur, polarisasjon og svake anisotropier har bekreftet Big Bang-modellen, bekreftet eksistensen av mørk materie og mørk energi, og formet den presise kosmologiske ΛCDM-rammen. I tillegg fortsetter CMB å utvide fysikkens grenser: fra søk etter primordiale gravitasjonsbølger og testing av inflasjonsmodeller til mulige hint om ny fysikk knyttet til Hubble-spenningen og andre spørsmål.

Med økt følsomhet og vinkelseparasjon i fremtidige eksperimenter venter en enda rikere «høst» av kosmologiske data. Enten det gjelder presisering av inflasjonskunnskap, bestemmelse av mørk energis natur, eller avsløring av spor av ny fysikk, forblir CMB et av de kraftigste og mest betydningsfulle verktøyene i moderne astrofysikk og kosmologi.

Lenker og videre lesning

  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. – Historisk og vitenskapelig perspektiv på oppdagelsen av CMB og dens betydning.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – En grundig beskrivelse av tidlig universfysikk og CMBs rolle i det.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Gir grundig på kosmisk inflasjon, CMB-anisotropier og de teoretiske grunnlagene for moderne kosmologi.
Gå tilbake til bloggen