Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosmiczne tło mikrofalowe promieniowanie (KFMS)

Pozostałe promieniowanie z czasów, gdy Wszechświat stał się przejrzysty około 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu

Kosmiczne mikrofalowe tło (CMB) jest często opisywane jako najstarsze światło, które możemy obserwować we Wszechświecie – słabe, niemal jednorodne promieniowanie przenikające całą przestrzeń. Powstało w decydującej epoce około 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu, gdy pierwotna plazma elektronów i protonów połączyła się w obojętne atomy. Do tego czasu fotony często rozpraszały się na wolnych elektronach, przez co Wszechświat był nieprzezroczysty. Gdy powstała wystarczająca ilość obojętnych atomów, rozpraszanie stało się rzadsze, a fotony mogły swobodnie się rozchodzić – ten moment nazywany jest rekombinacją. Od tego czasu te fotony podróżują w kosmosie, stopniowo ochładzając się i wydłużając swoją długość fali wraz z rozszerzaniem się Wszechświata.

Dziś te fotony są wykrywane jako promieniowanie mikrofalowe, niemal idealnie odpowiadające spektrum promieniowania ciała doskonale czarnego i mające temperaturę około 2,725 K. Badania CMB wywołały rewolucję w kosmologii, ujawniając wgląd w skład, geometrię i ewolucję Wszechświata – od wczesnych zaburzeń gęstości, które doprowadziły do powstania galaktyk, po precyzyjne oszacowania fundamentalnych parametrów kosmologicznych.

W tym artykule omówimy:

  1. Historyczne odkrycie
  2. Wszechświat przed rekombinacją i w jej trakcie
  3. Główne cechy CMB
  4. Anizotropie i widmo mocy
  5. Główne eksperymenty CMB
  6. Ograniczenia kosmologiczne z CMB
  7. Obecne i przyszłe misje
  8. Wnioski

2. Historyczne odkrycie

2.1 Założenia teoretyczne

Pomysł, że wczesny Wszechświat był gorący i gęsty, sięga prac George'a Gamowa, Ralpha Alpher i Roberta Hermana z lat 40. XX wieku. Zrozumieli oni, że jeśli Wszechświat rozpoczął się "gorącym Wielkim Wybuchem", pierwotne promieniowanie wyemitowane w tym czasie powinno przetrwać, ale być ochłodzone i rozciągnięte do zakresu mikrofalowego. Przewidzieli widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze kilku kelwinów, jednak przez długi czas pomysł ten nie przyciągał dużej uwagi eksperymentalnej.

2.2 Odkrycie obserwacyjne

W latach 1964–1965 Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Labs badali źródła szumu w bardzo czułym odbiorniku radiowym w kształcie rogu. Odkryli stały szum tła, który był izotropowy (jednakowy we wszystkich kierunkach) i nie ustępował pomimo wszystkich prób kalibracji. W tym samym czasie grupa z Uniwersytetu Princeton (pod kierownictwem Roberta Dicke'a i Jima Peeblesa) przygotowywała się do poszukiwania "promieniowania resztkowego" z wczesnego Wszechświata, co było teoretyczną hipotezą. Gdy obie grupy zaczęły współpracować, okazało się, że Penzias i Wilson odkryli CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). To odkrycie przyniosło im w 1978 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki i potwierdziło model Wielkiego Wybuchu jako dominującą teorię pochodzenia kosmosu.

3. Wszechświat przed rekombinacją i w jej trakcie

3.1 Pierwotna plazma

Pierwsze kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu Wszechświat był wypełniony gorącą plazmą protonów, elektronów, fotonów i (w mniejszym stopniu) jąder helu. Foton stale rozpraszały się na swobodnych elektronach (rozpraszanie Thomsona), dlatego Wszechświat był efektywnie nieprzezroczysty, podobnie jak światło trudno przenika przez plazmę Słońca.

3.2 Rekombinacja

Gdy Wszechświat się rozszerzał, ochładzał się. Około 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu temperatura spadła do około 3 tys. K. Przy takim poziomie energii elektrony mogły łączyć się z protonami tworząc neutralny wodór – ten proces nazywamy rekombinacją. Gdy swobodne elektrony "wiązały się" w neutralne atomy, rozpraszanie fotonów znacznie się zmniejszyło i Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania. Foton CMB, które obserwujemy dzisiaj, to te same fotony wyemitowane w tym momencie, podróżujące ponad 13 miliardów lat i "rozciągnięte" przez przesunięcie ku czerwieni.

3.3 Powierzchnia ostatniego rozproszenia

Epokę, w której fotony ostatni raz uległy znaczącemu rozproszeniu, nazywamy powierzchnią ostatniego rozproszenia. W rzeczywistości rekombinacja nie była zdarzeniem momentalnym; potrzebny był pewien czas (i zakres przesunięcia ku czerwieni), aby większość elektronów połączyła się z protonami. Jednak z praktycznego punktu widzenia możemy ten proces traktować jako dość cienką „powłokę czasową” – obszar pochodzenia CMB.

4. Główne cechy CMB

4.1 Spektrum ciała doskonale czarnego

Jednym z zadziwiających wyników obserwacji CMB jest to, że jego promieniowanie niemal idealnie odpowiada spektrum ciała doskonale czarnego o temperaturze około 2,72548 K (dokładnie zmierzonej przyrządem COBE-FIRAS [2]). To najdokładniej zmierzone spektrum ciała doskonale czarnego. Prawie idealna natura ciała doskonale czarnego silnie wspiera model Wielkiego Wybuchu: wczesny Wszechświat był termicznie zrównoważony i ochładzał się adiabatycznie podczas rozszerzania.

4.2 Izotropia i jednorodność

Wczesne obserwacje wykazały, że CMB jest niemal izotropowe (tzn. o jednakowej intensywności we wszystkich kierunkach) aż do 1 części na 105. Tak niemal równomierny rozkład oznacza, że Wszechświat podczas rekombinacji był bardzo jednorodny i w stanie równowagi termicznej. Jednak niewielkie odchylenia od izotropii – tzw. anizotropie – są kluczowe, ponieważ odzwierciedlają wczesne zalążki formowania się struktur.

5. Anizotropie i spektrum mocy

5.1 Fluktuacje temperatury

W 1992 r. eksperyment COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) wykrył niewielkie fluktuacje temperatury CMB – na poziomie około 10−5. Fluktuacje te przedstawiane są na „mapie temperatury” nieba, ukazując drobne „gorące” i „zimne” punkty odpowiadające nieco gęstszym lub rzadszym obszarom we wczesnym Wszechświecie.

5.2 Oscylacje akustyczne

Przed rekombinacją fotony i bariony (protony, neutrony) były silnie sprzężone, tworząc płyn fotonowo-barionowy. W tym płynie rozchodziły się fale gęstości (oscylacje akustyczne) powstałe wskutek grawitacji przyciągającej materię do środka oraz ciśnienia promieniowania wypychającego na zewnątrz. Gdy Wszechświat stał się przezroczysty, te oscylacje „zostały utrwalone”, pozostawiając charakterystyczne ślady w spektrum mocy CMB – pokazując, jak fluktuacje temperatury zależą od kąta. Ważne cechy:

  • Pierwszy szczyt akustyczny: związany z największą skalą, która zdążyła wykonać pół okresu oscylacji przed rekombinacją; pozwala ocenić geometrię Wszechświata.
  • Inne szczyty: dostarczają informacji o gęstości barionów, gęstości ciemnej materii oraz innych parametrach kosmologicznych.
  • Ogon tłumienia: na bardzo małych skalach kątowych fluktuacje są tłumione przez dyfuzję fotonów (tłumienie Silka).

5.3 Polaryzacja

Oprócz fluktuacji temperatury, CMB jest częściowo polaryzowane z powodu rozpraszania Thomsona w obecności anizotropowego pola promieniowania. Wyróżnia się dwa główne tryby polaryzacji:

  • Polaryzacja typu E (E-mode): powstaje w wyniku skalarnych zaburzeń gęstości; po raz pierwszy wykryta w eksperymencie DASI w 2002 roku i precyzyjnie zmierzona danymi WMAP oraz Planck.
  • Polaryzacja typu B (B-mode): może pochodzić z pierwotnych fal grawitacyjnych (np. powstałych podczas inflacji) lub z soczewkowania polaryzacji typu E. Pierwotny sygnał polaryzacji typu B byłby bezpośrednim śladem inflacji. Chociaż tryby B pochodzenia soczewkowego zostały już wykryte (np. w współpracy POLARBEAR, SPT i Planck), poszukiwania pierwotnych trybów B trwają nadal.

6. Główne eksperymenty CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Wydany w 1989 roku przez NASA.
  • Przyrząd FIRAS niezwykle precyzyjnie potwierdził charakter spektrum ciała doskonale czarnego CMB.
  • Przyrząd DMR jako pierwszy wykrył anizotropie temperatury na dużą skalę.
  • Mocno wzmocnił teorię Wielkiego Wybuchu, eliminując kluczowe wątpliwości.
  • Badacze John Mather i George Smoot otrzymali Nagrodę Nobla z fizyki w 2006 roku za pracę nad COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Wystrzelony w 2001 roku przez NASA.
  • Dostarczył szczegółowe mapy temperatury CMB (a później także polaryzacji) na całym niebie z rozdzielczością kątową około 13 minut łuku.
  • Precyzyjnie doprecyzował najważniejsze parametry kosmologiczne, takie jak wiek Wszechświata, stała Hubble'a, gęstość ciemnej materii i udział ciemnej energii.

6.3 Planck (misja ESA)

  • Działał od 2009 do 2013 roku.
  • Miał lepszą rozdzielczość kątową (~5 minut łuku) i czułość w pomiarach temperatury w porównaniu z WMAP.
  • Zmierzono anizotropie temperatury i polaryzacji całego nieba na kilku częstotliwościach (30–857 GHz).
  • Utworzyły najdokładniejsze dotąd mapy CMB, jeszcze bardziej doprecyzowując parametry kosmologiczne i mocno potwierdzając model ΛCDM.

7. Ograniczenia kosmologiczne z CMB

Dzięki wysiłkom tych i innych misji CMB stało się jednym z fundamentów wyznaczania parametrów kosmologicznych:

  1. Geometria Wszechświata: Pozycja pierwszych szczytów akustycznych wskazuje, że Wszechświat jest niemal przestrzennie płaski (Ωtotal ≈ 1).
  2. Materia ciemna: Względne wysokości szczytów akustycznych pozwalają wyznaczyć gęstość materii ciemnej (Ωc) i materii barionowej (Ωb).
  3. Ciężka energia: Łącząc dane CMB z innymi obserwacjami (np. odległości supernowych czy baryonowymi oscylacjami akustycznymi), można określić udział ciemnej energii (ΩΛ) we Wszechświecie.
  4. Stała Hubble'a (H0): Kątowa skala szczytów akustycznych pozwala pośrednio wyznaczyć H0. Obecne dane CMB (z Planck) wskazują H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, jednak wynik ten jest sprzeczny z lokalnymi pomiarami („drabina odległości”), które wskazują około 73. Ten rozbieżność, zwana napięciem Hubble'a, jest przedmiotem obecnych badań kosmologicznych.
  5. Parametry inflacji: Anizotropie CMB pozwalają ograniczyć amplitudę i indeks spektralny pierwotnych fluktuacji (As, ns), co jest ważne dla oceny modeli inflacji.

8. Obecne i przyszłe misje

8.1 Obserwacje naziemne i balonowe

Po misjach WMAP i Planck kilka bardzo czułych teleskopów naziemnych i balonowych nadal doprecyzowuje pomiary temperatury i polaryzacji CMB:

  • Atakowany teleskop kosmologiczny (ACT) i Teleskop Południowego Bieguna (SPT): teleskopy o dużej aperturze przeznaczone do pomiarów anizotropii i polaryzacji CMB na małych skalach kątowych.
  • Eksperymenty balonowe: takie jak BOOMERanG, Archeops i SPIDER, wykonujące pomiary o wysokiej rozdzielczości na wysokościach bliskich kosmosowi.

8.2 Poszukiwanie trybów B

Projekty takie jak BICEP, POLARBEAR i CLASS koncentrują się na wykrywaniu lub ograniczaniu polaryzacji typu B. Potwierdzenie pierwotnej polaryzacji B powyżej pewnego poziomu pozwoliłoby bezpośrednio udowodnić istnienie fal grawitacyjnych pochodzących z inflacji. Chociaż wczesne doniesienia (np. BICEP2 w 2014 r.) zostały później wyjaśnione przez zanieczyszczenia pyłem galaktycznym, poszukiwania „czystych” pierwotnych trybów B trwają.

8.3 Misje kolejnej generacji

  • CMB-S4: Planowany projekt naziemny wykorzystujący dużą liczbę teleskopów do bardzo precyzyjnego pomiaru polaryzacji CMB, zwłaszcza na obszarach o małej skali kątowej.
  • LiteBIRD (planowana misja JAXA): Satelita przeznaczona do badania polaryzacji CMB na dużą skalę, szczególnie w poszukiwaniu pierwotnych śladów polaryzacji B.
  • CORE (proponowana misja ESA, obecnie niezatwierdzona): miałaby poprawić czułość pomiarów polaryzacji Plancka.

9. Wnioski

Kosmiczne mikrofalowe tło zapewnia unikalne "okno" na wczesny Wszechświat, pamiętający zaledwie kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. Pomiar jego temperatury, polaryzacji i drobnych anizotropii potwierdził model Wielkiego Wybuchu, potwierdził istnienie ciemnej materii i ciemnej energii oraz ukształtował precyzyjny kosmologiczny model ΛCDM. Ponadto CMB nadal poszerza granice fizyki: od poszukiwań pierwotnych fal grawitacyjnych i testowania modeli inflacji po możliwe wskazówki nowej fizyki związane z napięciem Hubble'a i innymi zagadnieniami.

Wraz ze wzrostem czułości i rozdzielczości kątowej przyszłych eksperymentów, czeka nas jeszcze bogatszy "plon" danych kosmologicznych. Niezależnie od tego, czy będzie to doprecyzowanie wiedzy o inflacji, ustalenie natury ciemnej energii, czy wykrycie śladów nowej fizyki, CMB pozostaje jednym z najsilniejszych i najważniejszych narzędzi we współczesnej astrofizyce i kosmologii.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  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. – Historyczna i naukowa perspektywa odkrycia CMB oraz jego znaczenia.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Szczegółowy opis fizyki wczesnego Wszechświata i roli CMB w nim.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Szczegółowo omawia kosmiczną inflację, anizotropie CMB oraz teoretyczne podstawy współczesnej kosmologii.
Wróć na blog