Kosmické mikrovlnné pozadí - Cosmic microwave background

Část série na
Fyzická kosmologie
Velký třesk  · Vesmír Věk vesmíru Chronologie vesmíru
Časný vesmír Planckova epocha Velká epocha sjednocení Elektroslabá epocha Epocha kvarku Hadronová epocha Leptonova epocha Fotonová epocha Nukleosyntéza velkého třesku Inflace Temné věky Stelliferous Era Pozadí Kosmické záření pozadí (CBR) Gravitační vlna pozadí (GWB) Kosmické mikrovlnné pozadí (CMB)  · Kosmické neutrinové pozadí (CNB) Kosmické infračervené pozadí (INB)
Expanze· Budoucnost Hubbleův zákon  · Rudý posuv Expanze vesmíru Urychlování rozpínání vesmíru Náročné a správné vzdálenosti FLRW metrický  · Friedmannovy rovnice Nehomogenní kosmologie Budoucnost rozpínajícího se vesmíru Konečný osud vesmíru Tepelná smrt vesmíru Big Rip Velká krize Big Bounce
Součásti· Struktura Součásti Model Lambda-CDM Baryonická hmota Exotická hmota Energie Negativní energie Energie nulového bodu Vakuová energie Záření Radiace na pozadí Temná energie Kvintesence Fantomová energie Temná hmota Studená temná hmota Teplá temná hmota Smíšená temná hmota Horká temná hmota Světlá temná hmota Samočinně působící temná hmota Skalární pole temné hmoty Tmavé záření Tmavá tekutina Zrcadlová hmota Struktura Tvar vesmíru Reionizace  · Tvorba struktury Tvorba galaxií Velkoplošná struktura Velká skupina kvasarů Galaxy vlákno Nadkupa Kupa galaxií Skupina galaxií Místní skupina Galaxie Temná hmota halo Hvězdokupa Sluneční Soustava Planetární systém Neplatné
Experimenty Bumerang Průzkumník kosmického pozadí (COBE) Průzkum temné energie Euklid Projekt Illustris Hvězdárna Vera C. Rubina Planckova vesmírná observatoř Průzkum digitálního nebe Sloan (SDSS) Průzkum 2dF Galaxy Redshift („2dF“) Vesmír stroj Wilkinsonova mikrovlnná anizotropie Sonda (WMAP)
Vědci Aaronsone Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Vtírat Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historie předmětu Objev kosmické mikrovlnné trouby záření na pozadí Historie teorie velkého třesku Náboženské interpretace teorie velkého třesku Časová osa kosmologických teorií
Kategorie  Astronomický portál

The kosmické mikrovlnné pozadí (CMB, CMBR), v Velký třesk kosmologie elektromagnetická radiace což je pozůstatek z raného stádia vesmíru, známý také jako „reliktní záření“^{[Citace je zapotřebí ]}. CMB je slabý záření kosmického pozadí vyplňování celého prostoru. Jedná se o důležitý zdroj dat o raném vesmíru, protože se jedná o nejstarší elektromagnetické záření ve vesmíru, jehož počátky se datují k epocha rekombinace. S tradičním optický dalekohled prostor mezi hvězdami a galaxiemi ( Pozadí) je úplně tmavý. Nicméně dostatečně citlivý radioteleskop zobrazuje slabý šum pozadí nebo téměř záři izotropní, který není spojen s žádnou hvězdou, galaxií nebo jiným objektem. Tato záře je nejsilnější v mikrovlnná trouba oblast rádiového spektra. Náhodné objev CMB v roce 1965 americkými radioastronomy Arno Penzias a Robert Wilson^[1][2] bylo vyvrcholením prací zahájených ve 40. letech 20. století a objevitelům vyneslo rok 1978 Nobelova cena za fyziku.

CMB je významným důkazem Velký třesk původ vesmíru. Když byl vesmír mladý, před vznikem hvězd a planet byl hustší, mnohem žhavější a plný jednotné záře z rozžhavené mlhy vodíku plazma. Jak se vesmír rozpínal, jak plazma, tak i radiační náplň se ochladily. Když se vesmír dostatečně ochladil, protony a elektrony se spojily a vytvořily neutrální atomy vodíku. Na rozdíl od nekombinovaných protonů a elektronů nemohly tyto nově koncipované atomy rozptylovat tepelné záření Thomsonův rozptyl, a tak se vesmír stal transparentním, místo aby byl neprůhledný mlha.^[3] Kosmologové označují časové období, kdy se neutrální atomy poprvé vytvořily jako rekombinace epochaa událost krátce poté, kdy fotony začal volně cestovat vesmírem, než aby byl neustále rozptylován elektrony a protony plazma se označuje jako foton oddělení. Fotony, které existovaly v době oddělení fotonů, se od té doby množí, i když stále slabší a méně energický, protože rozšíření prostoru způsobuje jejich vlnová délka se časem zvyšuje (a vlnová délka je nepřímo úměrná energii podle Planckův vztah ). To je zdroj alternativního výrazu reliktní záření. The povrch posledního rozptylu označuje množinu bodů v prostoru ve správné vzdálenosti od nás, takže nyní přijímáme fotony původně emitované z těchto bodů v době oddělení fotonů.

Důležitost přesného měření

Přesná měření CMB jsou pro kosmologii zásadní, protože jakýkoli navrhovaný model vesmíru musí toto záření vysvětlovat. CMB má termální černé tělo spektrum při teplotě 2.72548±0.00057 K..^[4] The spektrální záření dE_ν/ dν vrcholí na 160,23 GHz, v mikrovlnná trouba rozsah frekvencí, odpovídající a fotonová energie asi 6,626 ⋅ 10⁻⁴ eV. Alternativně, pokud spektrální záření je definována jako dE_λ/ dλ, pak je maximální vlnová délka 1,063 mm (282 GHz, 1,168 × 10⁻³ eV fotony). Záře je téměř stejnoměrná ve všech směrech, ale drobné zbytkové variace vykazují velmi specifický vzor, ​​stejný jako ten, který se očekává od poměrně rovnoměrně rozloženého horkého plyn který se rozšířil na současnou velikost vesmíru. Zejména spektrální záření v různých úhlech pozorování na obloze obsahuje malé anizotropie nebo nesrovnalosti, které se liší podle velikosti zkoumaného regionu. Byly měřeny podrobně a odpovídají tomu, co by se dalo očekávat, pokud by došlo k malým tepelným změnám generovaným kvantové fluktuace hmoty ve velmi malém prostoru se rozšířil na velikost pozorovatelný vesmír vidíme dnes. Jedná se o velmi aktivní studijní obor, kdy vědci hledají obě lepší údaje (například Planckova kosmická loď ) a lepší interpretace počátečních podmínek expanze. Ačkoli mnoho různých procesů může produkovat obecnou formu spektra černého těla, žádný model kromě velkého třesku dosud nevysvětlil fluktuace. Výsledkem je, že většina kosmologů považuje model vesmíru velkého třesku za nejlepší vysvětlení pro CMB.

Vysoký stupeň uniformity v celém pozorovatelný vesmír a jeho slabá, ale měřená anizotropie poskytuje silnou podporu modelu Velkého třesku obecně a ΛCDM („Lambda Cold Dark Matter“) model zejména. Kolísání navíc je koherentní na úhlových stupnicích, které jsou větší než zdánlivé kosmologický horizont při rekombinaci. Buď je taková soudržnost příčinná vyladěný nebo kosmická inflace došlo.^[5][6]

Funkce

Graf spektra kosmického mikrovlnného pozadí měřený přístrojem FIRAS na internetu COBE, nejpřesněji měřeno černé tělo spektrum v přírodě.^[7] The chybové pruhy jsou příliš malé na to, aby je bylo možné vidět i na zvětšeném obrázku, a je nemožné odlišit pozorovaná data od teoretické křivky.

Kosmické mikrovlnné záření je emise uniformy, černé tělo tepelná energie přicházející ze všech částí oblohy. Radiace je izotropní zhruba na jednu část ze 100 000: střední kvadratická varianty jsou pouze 18 µK,^[8] po odečtení a dipól anizotropie z Dopplerův posun záření pozadí. Ten je způsoben zvláštní rychlost Slunce ve vztahu k komovování kosmický odpočinkový snímek, který se pohybuje rychlostí přibližně 369,82 ± 0,11 km / s směrem k souhvězdí Lev (galaktická délka 264,021 ± 0,011, galaktická šířka 48,253 ± 0,005).^[9] CMB dipól stejně jako aberace ve vyšších multipólech byly měřeny v souladu s galaktickým pohybem.^[10]

V Velký třesk model pro formování vesmír, inflační kosmologie předpovídá, že asi po 10⁻³⁷ sekundy^[11] rodící se vesmír prošel exponenciální růst tím se vyhladily téměř všechny nesrovnalosti. Zbývající nesrovnalosti byly způsobeny kvantovými výkyvy v EU inflaton pole, které způsobilo inflační událost.^[12] Dlouho před vznikem hvězd a planet byl raný vesmír menší, mnohem žhavější a počínaje 10⁻⁶ vteřin po Velkém třesku, naplněný jednotnou záře z jeho bíle horké mlhy interakce plazma z fotony, elektrony, a baryony.

Jako vesmír rozšířený, adiabatický chlazení způsobilo, že hustota energie plazmy klesala, dokud se nestala příznivou pro elektrony kombinovat s protony, formování vodík atomy. Tento rekombinace událost se stala, když teplota byla kolem 3000 K nebo když byl vesmír starý přibližně 379 000 let.^[13] Protože fotony neinteragovaly s těmito elektricky neutrálními atomy, první z nich začal cestovat volně prostorem, což má za následek oddělení hmoty a záření.^[14]

The teplota barvy souboru oddělených fotonů se od té doby stále zmenšuje; nyní až do 2.7260±0,0013 K.,^[4] jak bude vesmír expandovat, bude i nadále klesat. Intenzita záření také odpovídá záření černého tělesa při 2,726 K, protože záření černého tělesa s červeným posunem je stejně jako záření černého tělesa při nižší teplotě. Podle modelu velkého třesku pochází záření z oblohy, které dnes měříme, ze sférického povrchu zvaného povrch posledního rozptylu. To představuje množinu míst ve vesmíru, na kterých se odhaduje, že došlo k události oddělení^[15] a v okamžiku, kdy fotony z této vzdálenosti právě dorazily k pozorovatelům. Většina energie záření ve vesmíru je v kosmickém mikrovlnném pozadí,^[16] tvoří zlomek zhruba 6×10⁻⁵ celkové hustoty vesmíru.^[17]

Dva z největších úspěchů teorie velkého třesku jsou její predikce téměř dokonalého spektra černého tělesa a její podrobná predikce anizotropií v kosmickém mikrovlnném pozadí. Spektrum CMB se stalo nejpřesněji měřeným spektrem černého těla v přírodě.^[7]

Hustota energie pro CMB je 0,25 eV / cm^3[18] (4.005×10⁻¹⁴ J / m³) nebo (400–500 fotonů / cm^3[19]).

Dějiny

Kosmické mikrovlnné pozadí poprvé předpověděl v roce 1948 Ralph Alpher a Robert Herman.^{[20][21][22][23]} Alpher a Herman dokázali odhadnout teplotu kosmického mikrovlnného pozadí na 5 K, ačkoli o dva roky později ji znovu odhadli na 28 K. Tento vysoký odhad byl způsoben chybným odhadem Hubbleova konstanta Alfred Behr, který nemohl být replikován a později byl opuštěn pro dřívější odhad. Ačkoli existovalo několik předchozích odhadů teploty vesmíru, tyto měly dvě chyby. Nejprve to byla měření efektivní teplota prostoru a nenaznačoval, že by byl prostor vyplněn termálem Planckovo spektrum. Dále závisí na tom, že jsme na zvláštním místě na okraji mléčná dráha galaxie a nenaznačili, že záření je izotropní. Odhady by přinesly velmi odlišné předpovědi, pokud by se Země nacházela jinde ve vesmíru.^[24]

The Anténa Holmdel Horn na kterém Penzias a Wilson objevili kosmické mikrovlnné pozadí. Anténa byla postavena v roce 1959 na podporu Echo projektu — Pasivní komunikační satelity Národního úřadu pro letectví a kosmonautiku, které jako odrazky používaly velké Zemi obíhající aluminizované plastové balóny jako odrazky k odrážení rádiových signálů z jednoho bodu na Zemi do druhého.

Výsledky Alphera a Hermana z roku 1948 byly diskutovány v mnoha fyzikálních podmínkách až do roku 1955, kdy oba opustili Laboratoř aplikované fyziky v Univerzita Johna Hopkinse. Astronomickou komunitu hlavního proudu však v té době kosmologie nezajímala. Alpher a Hermanova předpověď byla znovu objevena Jakov Zel'dovič na počátku 60. let a nezávisle předpovídal Robert Dicke ve stejnou dobu. První publikované uznání záření CMB jako detekovatelného jevu se objevilo v krátkém příspěvku autorky sovětský astrofyzici A. G. Doroshkevich a Igor Novikov, na jaře roku 1964.^[25] V roce 1964 David Todd Wilkinson a Peter Roll, Dickeovi kolegové Univerzita Princeton, začal stavět a Dicke radiometr k měření kosmického mikrovlnného pozadí.^[26] V roce 1964 Arno Penzias a Robert Woodrow Wilson na Crawford Hill umístění Bell Telephone Laboratories v okolí Holmdel Township, New Jersey postavili Dickeův radiometr, který zamýšleli použít pro radioastronomii a satelitní komunikační experimenty. Dne 20. května 1964 provedli první měření jasně ukazující přítomnost mikrovlnného pozadí,^[27] s jejich nástrojem, který má více než 4,2 tis teplota antény které nemohli vysvětlit. Po telefonickém hovoru z Crawford Hill Dicke řekl: „Chlapci, byli jsme naloženi.“^[1][28][29] Setkání mezi skupinami Princeton a Crawford Hill určilo, že teplota antény byla skutečně způsobena mikrovlnným pozadím. Penzias a Wilson obdrželi 1978 Nobelova cena za fyziku za jejich objev.^[30]

Interpretace kosmického mikrovlnného pozadí byla kontroverzní záležitostí v 60. letech u některých zastánců teorie ustáleného stavu tvrdí, že mikrovlnné pozadí bylo výsledkem rozptýlené světlo hvězd ze vzdálených galaxií.^[31] Pomocí tohoto modelu a na základě studia vlastností úzké absorpční linie ve spektrech hvězd astronom Andrew McKellar napsal v roce 1941: „Lze vypočítat, žerotační teplota 'mezihvězdného prostoru je 2 K. "^[32] Během sedmdesátých let však došlo ke shodě, že kosmické mikrovlnné pozadí je pozůstatkem velkého třesku. Bylo to z velké části proto, že nová měření na rozsahu frekvencí ukázala, že spektrum bylo tepelné, černé tělo spektrum, což je výsledek, který model v ustáleném stavu nebyl schopen reprodukovat.^[33]

Harrison, Peebles, Yu a Zel'dovich si uvědomili, že raný vesmír bude muset mít nehomogenitu na úrovni 10⁻⁴ nebo 10⁻⁵.^[34][35][36] Rashid Sunyaev později vypočítal pozorovatelný otisk, který by tyto nehomogenity měly na kosmickém mikrovlnném pozadí.^[37] Stále přísnější limity anizotropie kosmického mikrovlnného pozadí byly stanoveny pozemními experimenty v 80. letech. RELIKT-1 Sovětský experiment s anizotropií kosmického mikrovlnného pozadí na palubě satelitu Prognoz 9 (zahájený 1. července 1983) stanovil horní limity pro rozsáhlou anizotropii. The NASA COBE mise jasně potvrdila primární anizotropii s přístrojem Diferenciální mikrovlnný radiometr, publikující jejich nálezy v roce 1992.^[38][39] Tým obdržel Nobelova cena ve fyzice pro rok 2006 pro tento objev.

Řada pozemních a balónových experimentů, inspirovaných výsledky COBE, měřila v příštím desetiletí anizotropie kosmického mikrovlnného pozadí na menších úhlových měřítcích. Primárním cílem těchto experimentů bylo změřit měřítko prvního akustického píku, který COBE neměl dostatečné rozlišení k vyřešení. Tento vrchol odpovídá velkým změnám hustoty v časném vesmíru, které jsou vytvářeny gravitačními nestabilitami, což vede k akustickým oscilacím v plazmě.^[40] První vrchol v anizotropii byl předběžně detekován Toco experiment a výsledek byl potvrzen Bumerang a MAXIMA experimenty.^[41][42][43] Tato měření prokázala, že geometrie vesmíru je přibližně plochý, spíše než zakřivený.^[44] Vyloučili kosmické řetězce jako hlavní součást tvorby kosmické struktury a navrhl kosmická inflace byla správná teorie formování struktury.^[45]

Druhý vrchol byl předběžně detekován několika experimenty, než byl definitivně detekován WMAP, který také předběžně detekoval třetí vrchol.^[46] Od roku 2010 probíhá několik experimentů ke zlepšení měření polarizace a mikrovlnného pozadí na malých úhlových stupnicích. Patří mezi ně DASI, WMAP, BOOMERanG, QUAD, Planckova kosmická loď, Kosmologický dalekohled Atacama, Dalekohled jižního pólu a TICHÝ dalekohled.

Vztah k velkému třesku

Kosmické mikrovlnné záření na pozadí a kosmologický rudý posuv -vzdálenost se společně považují za nejlepší dostupné důkazy pro Velký třesk teorie. Měření CMB učinila inflační teorii velkého třesku Standardní kosmologický model.^[47] Objev CMB v polovině 60. let omezil zájem o alternativy tak jako teorie ustáleného stavu.^[48]

Na konci 40. let Alpher a Herman usoudili, že kdyby došlo k velkému třesku, rozpínání vesmíru by se protáhlo a ochladilo vysokoenergetické záření velmi raného vesmíru do mikrovlnné oblasti elektromagnetické spektrum, a do teploty asi 5 K. Byli mírně mimo svůj odhad, ale měli správný nápad. Předpovídali CMB. Trvalo dalších 15 let, než Penzias a Wilson narazili na zjištění, že mikrovlnné pozadí tam skutečně je.^[49]

CMB poskytuje snímek vesmír když podle standardní kosmologie teplota poklesla natolik, aby to bylo možné elektrony a protony tvořit vodík atomy, čímž se vesmír stal téměř průhledným pro záření, protože světlo již neexistovalo rozptýlené z volných elektronů. Když vznikl asi 380 000 let po Velkém třesku - tato doba je obecně známá jako „čas posledního rozptylu“ nebo období rekombinace nebo oddělení —Teplota vesmíru byla asi 3000 K. To odpovídá energii asi 0,26eV,^[50] což je mnohem méně než 13,6 eV ionizační energie vodíku.^[51]

Od oddělení se teplota záření pozadí snížila zhruba o 1100^[52] v důsledku rozpínání vesmíru. Jak se vesmír rozpíná, fotony CMB jsou červeně posunutý, což způsobí jejich snížení energie. Teplota tohoto záření zůstává nepřímo úměrné k parametru, který popisuje relativní rozpínání vesmíru v čase, známý jako délka stupnice. Teplota T_r CMB jako funkce rudého posuvu, z, lze prokázat, že je úměrná teplotě CMB pozorované v současnosti (2,725 K nebo 0,2348 meV):^[53]

T_r = 2.725 ⋅ (1 + z)

Podrobnosti o úvahách, že záření je důkazem velkého třesku, viz Kosmické záření pozadí velkého třesku.

Primární anizotropie

Výkonové spektrum anizotropie teploty kosmického mikrovlnného záření z hlediska úhlové stupnice (nebo vícepólový moment ). Zobrazené údaje pocházejí z WMAP (2006), Acbar (2004) Bumerang (2005), CBI (2004) a VSA (2004) nástroje. Zobrazen je také teoretický model (plná čára).

The anizotropie neboli směrová závislost kosmického mikrovlnného pozadí je rozdělena do dvou typů: primární anizotropie, způsobená efekty, které se vyskytují na povrchu posledního rozptylu a dříve; a sekundární anizotropie v důsledku účinků, jako jsou interakce záření pozadí s horkými plyny nebo gravitační potenciály, ke kterým dochází mezi posledním rozptylovým povrchem a pozorovatelem.

Struktura anizotropií kosmického mikrovlnného pozadí je v zásadě určena dvěma efekty: akustickými oscilacemi a tlumení difúze (nazývané také bezkolizní tlumení nebo Hedvábí tlumení). Akustické oscilace vznikají kvůli konfliktu v foton –baryon plazma v raném vesmíru. Tlak fotonů má tendenci mazat anizotropie, zatímco gravitační přitažlivost baryonů, pohybujících se rychlostmi mnohem pomalejšími než světlo, způsobuje, že mají sklon se zhroutit a vytvořit nadměrné hustoty. Tyto dva efekty soutěží o vytvoření akustických oscilací, které dávají mikrovlnnému pozadí charakteristickou špičkovou strukturu. Vrcholy zhruba odpovídají rezonancím, ve kterých se fotony oddělují, když je určitý režim na své vrcholné amplitudě.

Vrcholy obsahují zajímavé fyzické podpisy. Úhlová stupnice prvního píku určuje zakřivení vesmíru (ale ne topologie vesmíru). Další vrchol - poměr lichých vrcholů k sudým vrcholům - určuje sníženou hustotu baryonu.^[54] Třetí vrchol lze použít k získání informací o hustotě temné hmoty.^[55]

Umístění vrcholů také poskytuje důležité informace o povaze odchylek prvotní hustoty. Jsou nazývány dva základní typy poruch hustoty adiabatický a isokřivení. Porucha obecné hustoty je směsí obou a různých teorií, které mají vysvětlit spektrum poruch prvotní hustoty, předpovídají různé směsi.

Poruchy adiabatické hustoty

Při poruše adiabatické hustoty je dílčí dodatečná hustota počtu každého typu částice (baryony, fotony ...) je stejný. To znamená, že pokud na jednom místě je o 1% vyšší hustota čísel baryonů, než je průměr, pak na tomto místě je také o 1% vyšší hustota fotonů (a o 1% vyšší hustota čísel v neutrinech), než je průměr. Kosmická inflace předpovídá, že prvotní poruchy jsou adiabatické.

Poruchy hustoty izokřivky

V perturbaci hustoty isokřivosti je součet (přes různé typy částic) dílčích dodatečných hustot nulový. To znamená poruchu, kdy na nějakém místě je v baryonech o 1% více energie, než je průměr, o 1% více energie ve fotonech, než je průměr, a 2% méně energie v neutrinech, než je průměr, by byla čistá porucha izokřivení. Kosmické struny by produkovalo převážně prvotní poruchy izokřivení.

CMB spektrum může rozlišovat mezi těmito dvěma, protože tyto dva typy poruch způsobují různá umístění píku. Poruchy hustoty izokřivky vytvářejí řadu vrcholů, jejichž úhlové stupnice (ℓ hodnoty píků) jsou zhruba v poměru 1: 3: 5: ..., zatímco poruchy adiabatické hustoty produkují vrcholy, jejichž polohy jsou v poměru 1: 2: 3: ...^[56] Pozorování jsou v souladu s tím, že poruchy pravěkosti hustoty jsou zcela adiabatické, poskytují klíčovou podporu inflaci a vylučují mnoho modelů formování struktury zahrnujících například kosmické řetězce.

Tlumení bez kolize je způsobeno dvěma efekty, kdy je léčba prvotní plazmy as tekutina se začíná rozpadat:

• rostoucí znamená volnou cestu fotonů, protože prvotní plazma je v rozpínajícím se vesmíru stále vzácnější,
• konečná hloubka posledního rozptylového povrchu (LSS), která způsobí, že se střední volná cesta během odpojení rychle zvýší, i když k určitému Comptonovu rozptylu stále dochází.

Tyto účinky přispívají přibližně stejně k potlačení anizotropií v malém měřítku a vedou k charakteristickému exponenciálnímu tlumícímu oku pozorovanému u velmi malých úhlových anizotropií.

Hloubka LSS odkazuje na skutečnost, že k oddělení fotonů a baryonů nedochází okamžitě, ale vyžaduje značný zlomek věku vesmíru až do té doby. Jedna metoda kvantifikace, jak dlouho tento proces trval, používá funkce fotonové viditelnosti (PVF). Tato funkce je definována tak, že, označující PVF P(t), pravděpodobnost, že se foton CMB naposledy rozptýlil mezi časem t a t + dt darováno P(t) dt.

Maximum PVF (doba, kdy je nejpravděpodobnější, že se daný CMB foton naposledy rozptýlil) je známo docela přesně. První rok WMAP výsledky určují čas, kdy P(t) má maximálně 372 000 let.^[57] Často se to bere jako „čas“, kdy se CMB vytvořila. Abychom však zjistili, jak dlouho trvalo oddělení fotonů a baryonů, potřebujeme míru šířky PVF. Tým WMAP zjistil, že PVF je větší než polovina jeho maximální hodnoty („plná šířka při polovičním maximu“ neboli FWHM) v intervalu 115 000 let. Tímto opatřením k oddělení došlo po dobu zhruba 115 000 let a po jeho dokončení byl vesmír starý zhruba 487 000 let.

Pozdní anizotropie

Od doby, kdy CMB vznikla, byla zjevně modifikována několika následnými fyzickými procesy, které se souhrnně označují jako pozdní anizotropie nebo sekundární anizotropie. Když se fotony CMB mohly volně nerušeně pohybovat, obyčejná hmota ve vesmíru byla většinou ve formě neutrálních atomů vodíku a helia. Zdá se však, že pozorování galaxií dnes naznačují, že většina z objemu mezigalaktické médium (IGM) se skládá z ionizovaného materiálu (protože existuje jen málo absorpčních linií kvůli atomům vodíku). To znamená období reionizace během něhož byla část materiálu vesmíru rozbitá na vodíkové ionty.

Fotony CMB jsou rozptýleny volnými náboji, jako jsou elektrony, které nejsou vázány v atomech. V ionizovaném vesmíru byly tyto nabité částice uvolňovány z neutrálních atomů ionizujícím (ultrafialovým) zářením. Dnes jsou tyto bezplatné náboje na dostatečně nízké hustotě většiny objemu vesmíru, aby neměly měřitelně vliv na CMB. Pokud však byl IGM ionizován ve velmi raných dobách, kdy byl vesmír stále hustší, pak existují dva hlavní účinky na CMB:

1. Malé anizotropie jsou vymazány. (Stejně jako při pohledu na objekt mlhou se podrobnosti o objektu jeví jako rozmazané.)
2. Fyzika toho, jak jsou fotony rozptýleny volnými elektrony (Thomsonův rozptyl ) indukuje polarizační anizotropie na velkých úhlových stupnicích. Tato polarizace širokého úhlu souvisí s teplotní odchylkou širokoúhlého úhlu.

Oba tyto účinky byly pozorovány kosmickou lodí WMAP, což dokazuje, že vesmír byl ionizován ve velmi raných dobách, v rudý posuv více než 17.^{[je zapotřebí objasnění ]} Podrobný původ tohoto raného ionizujícího záření je stále předmětem vědecké debaty. Mohlo to zahrnovat hvězdné světlo od první populace hvězd (populace III hvězdy), supernovy, když tyto první hvězdy dosáhly konce svého života, nebo ionizující záření produkované akrečními disky masivních černých děr.

Čas následující po vyzařování kosmického mikrovlnného pozadí - a před pozorováním prvních hvězd - je kosmologové částečně humorně označován jako Temná doba, a je obdobím, které astronomové intenzivně studují (viz 21 centimetrů záření ).

Dva další efekty, které nastaly mezi reionizací a našimi pozorováními kosmického mikrovlnného pozadí a které, jak se zdá, způsobují anizotropie, jsou Sunyaev – Zel'dovichův efekt, kde mrak vysokoenergetických elektronů rozptyluje záření a přenáší část své energie na fotony CMB a Sachs – Wolfeův efekt, který způsobí, že fotony z Kosmického mikrovlnného pozadí budou gravitačně červeně nebo modře posunuty v důsledku měnících se gravitačních polí.

Polarizace

Dojem tohoto umělce ukazuje, jak je světlo z raného vesmíru odvráceno účinkem gravitační čočky masivních kosmických struktur tvořících B-režimy, když se pohybuje vesmírem.

Kosmické mikrovlnné pozadí je polarizovaný na úrovni několika mikrokelvinů. Existují dva typy polarizace, které se nazývají režimy E a režimy B. To je analogicky k elektrostatika, ve kterém elektrické pole (E-field) mizí kučera a magnetické pole (B-field) mizí divergence. E-režimy vznikají přirozeně z Thomsonův rozptyl v heterogenní plazmě. B-režimy nejsou produkovány poruchami standardního skalárního typu. Místo toho mohou být vytvořeny dvěma mechanismy: první je gravitační čočkou E-režimů, která byla měřena Dalekohled jižního pólu v roce 2013;^[58] druhý je z gravitační vlny vyplývající z kosmická inflace. Detekce režimů B je extrémně obtížná, zejména proto, že není znám stupeň kontaminace v popředí, a slabá gravitační čočka Signál mísí relativně silný signál v režimu E se signálem v režimu B.^[59]

E-režimy

E-režimy byly poprvé zaznamenány v roce 2002 Interferometr s úhlovou stupnicí (DASI).

B-režimy

Kosmologové předpovídat dva typy B-režimů, první generovaný během kosmická inflace krátce po velkém třesku^[60][61][62] a druhá generovaná gravitačními čočkami v pozdějších dobách.^[63]

Prvotní gravitační vlny

Prvotní gravitační vlny jsou gravitační vlny které lze pozorovat při polarizaci kosmického mikrovlnného pozadí a které mají původ v raný vesmír. Modely kosmická inflace předpovídat, že by se takové gravitační vlny měly objevit; jejich detekce tedy podporuje teorii inflace a jejich síla může potvrdit a vyloučit různé modely inflace. Je výsledkem tří věcí: inflační expanze samotného prostoru, opětovné zahřívání po nafouknutí a turbulentní míchání tekutin s hmotou a radiací.^[64]

Dne 17. Března 2014 bylo oznámeno, že BICEP2 přístroj detekoval první typ B-režimů, v souladu s inflací a gravitační vlny v raný vesmír na úrovni r = 0.20+0.07
−0.05, což je množství energie přítomné v gravitační vlny ve srovnání s množstvím energie přítomné v jiných poruchách skalární hustoty ve velmi raném vesmíru. Pokud by se to potvrdilo, poskytlo by to silné důkazy o kosmické inflaci a velkém třesku^{[65][66][67][68][69][70][71]} a proti ekpyrotický model Paul Steinhardt a Neil Turok.^[72] Dne 19. června 2014 však byla hlášena značně snížená důvěra v potvrzení nálezů^[70][73][74]a 19. září 2014 nové výsledky Planckův experiment uvedl, že výsledky BICEP2 lze plně připsat kosmický prach.^[75][76]

Gravitační čočky

Druhý typ B-režimů byl objeven v roce 2013 pomocí Dalekohled jižního pólu s pomocí Herschel Space Observatory.^[77] V říjnu 2014 zveřejnila Úřad pro měření polarizace v režimu B při 150 GHz LEDNÍ MEDVĚD experiment.^[78] Ve srovnání s BICEP2 se POLARBEAR zaměřuje na menší část oblohy a je méně citlivý na prachové efekty. Tým uvedl, že naměřená polarizace B-režimu POLARBEAR byla kosmologického původu (a to nejen kvůli prachu) na úrovni spolehlivosti 97,2%.^[79]

Pozorování mikrovlnného pozadí

Po objevu CMB byly provedeny stovky experimentů s kosmickým mikrovlnným pozadím pro měření a charakterizaci podpisů záření. Nejslavnějším experimentem je pravděpodobně NASA Průzkumník kosmického pozadí (COBE ) satelit, který obíhal v letech 1989–1996 a který detekoval a kvantifikoval rozsáhlé anizotropie na hranici svých detekčních schopností. Řada pozemních a balónových experimentů, inspirovaných počátečními výsledky COBE extrémně izotropního a homogenního pozadí, v příštím desetiletí kvantifikovala anizotropie CMB na menších úhlových měřítcích. Primárním cílem těchto experimentů bylo změřit úhlovou stupnici prvního akustického píku, pro který COBE neměl dostatečné rozlišení. Tato měření dokázala vyloučit kosmické řetězce jako hlavní teorie formování kosmické struktury a navrhl kosmická inflace byla správná teorie. V 90. letech byl první vrchol měřen se zvyšující se citlivostí a do roku 2000 BOOMERANG experiment uvádí, že nejvyšší fluktuace výkonu se vyskytují na stupnicích přibližně jednoho stupně. Spolu s dalšími kosmologickými daty tyto výsledky naznačovaly, že geometrie vesmíru je byt. Řada pozemních interferometry poskytla měření fluktuací s vyšší přesností v příštích třech letech, včetně Velmi malé pole, Interferometr s úhlovou stupnicí (DASI) a Zobrazovač kosmického pozadí (CBI). DASI provedl první detekci polarizace CMB a CBI poskytl prvnímu polarizačnímu spektru v E-režimu přesvědčivé důkazy o tom, že je mimo fázi spektra T-režimu.

Srovnání CMB výsledky z COBE, WMAP a Planck
(21. března 2013)

V červnu 2001 NASA zahájila druhou vesmírnou misi CMB, WMAP, aby bylo možné mnohem přesnější měření anizotropií ve velkém měřítku po celé obloze. WMAP použilo symetrické, rychle multi-modulované skenování, rychlé spínací radiometry pro minimalizaci šumu signálu mimo oblohu.^[52] Prvními výsledky této mise, zveřejněnými v roce 2003, byla podrobná měření spektra úhlového výkonu v měřítku menším než jeden stupeň, těsně omezující různé kosmologické parametry. Výsledky jsou v zásadě v souladu s výsledky očekávanými od kosmická inflace stejně jako různé další konkurenční teorie a jsou k dispozici podrobně v databázi NASA pro kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) (viz odkazy níže). Ačkoli WMAP poskytoval velmi přesná měření úhlových výkyvů velkého měřítka v CMB (struktury na obloze zhruba stejně široké jako Měsíc), neměl úhlové rozlišení pro měření výkyvů v menším měřítku, které byly pozorovány bývalými pozemskými interferometry.

Třetí vesmírná mise, ESA (Evropská kosmická agentura) Planck Surveyor, byla zahájena v květnu 2009 a prováděla ještě podrobnější vyšetřování, dokud nebyla ukončena v říjnu 2013. Planck zaměstnával oba LEM radiometry a bolometer technologie a měřila CMB v menším měřítku než WMAP. Jeho detektory byly vyzkoušeny v Antarktidě Viper dalekohled jako ACBAR (Přijímač Arcminute Cosmology Bolometer Array ) experiment - který dosud přinesl nejpřesnější měření v malých úhlových měřítcích - a v Archeops balónový dalekohled.

Dne 21. března 2013 stál za Evropskou unií vedený výzkumný tým Planckova kosmologická sonda vydala mapu celé oblohy mise (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg ) kosmického mikrovlnného pozadí.^[80][81] Mapa naznačuje, že vesmír je o něco starší, než vědci očekávali. Podle mapy byly na hlubokém nebi vtisknuty jemné výkyvy teploty, když byl vesmír kolem 370000 let. Otisk odráží vlnky, které vznikly již v době existence vesmíru jako první neilliontina sekundy. Tyto vlnky podle všeho daly vzniknout současné rozlehlosti kosmický web z shluky galaxií a temná hmota. Na základě údajů z roku 2013 vesmír obsahuje 4,9% obyčejná hmota, 26.8% temná hmota a 68,3% temná energie. 5. února 2015 byla planckovou misí zveřejněna nová data, podle nichž je věk vesmíru 13.799±0.021 miliarda let a Hubbleova konstanta bylo měřeno jako 67.74±0,46 (km / s) / Mpc.^[82]

Další pozemní nástroje, jako je Dalekohled jižního pólu v Antarktidě a navrhované Jetel Projekt, Kosmologický dalekohled Atacama a TICHÝ dalekohled v Chile poskytne další data, která nejsou k dispozici ze satelitních pozorování, případně včetně polarizace v režimu B.

Redukce a analýza dat

Nezpracovaná data CMBR, dokonce i z vesmírných vozidel, jako jsou WMAP nebo Planck, obsahují efekty v popředí, které zcela zakrývají jemnou strukturu kosmického mikrovlnného pozadí. Struktura jemného měřítka je superponována na nezpracovaná data CMBR, ale je příliš malá na to, aby byla viditelná v měřítku nezpracovaných dat. Nejvýznamnějším z efektů v popředí je dipólová anizotropie způsobená pohybem Slunce vzhledem k pozadí CMBR. Dipólová anizotropie a další způsobené každoročním pohybem Země ve vztahu ke Slunci a četným mikrovlnným zdrojům v galaktické rovině a jinde musí být odečteny, aby se odhalily extrémně malé variace charakterizující jemnou strukturu pozadí CMBR.

Podrobná analýza dat CMBR za účelem vytvoření map, úhlového výkonového spektra a nakonec kosmologických parametrů je komplikovaný, výpočetně obtížný problém. Ačkoli je výpočet výkonového spektra z mapy v zásadě jednoduchý Fourierova transformace, rozkládající mapu oblohy na sférické harmonické,^[83]

${displaystyle T (heta, varphi) = součet _ {ell m} a_ {ell m} Y_ {ell m} (heta, varphi)}$

Kde ${displaystyle a_ {ell m}}$ term measures the mean temperature and ${displaystyle Y( heta ,varphi )}$ term accounts for the fluctuation, where the ${displaystyle Y_{ell m}( heta ,varphi )}$ označuje a spherical harmonic, a ℓ is the multipole number while m is the azimuthal number.

By applying the angular correlation function, the sum can be reduced to an expression that only involves ℓ and power spectrum term ${displaystyle Cequiv langle |a_{ell m}|^{2}angle .}$ The angled brackets indicate the average with respect to all observers in the universe; since the universe is homogenous and isotropic, therefore there is an absence of preferred observing direction. Tím pádem, C je nezávislý na m. Different choices of ℓ correspond to multipole moments of CMB.

In practice it is hard to take the effects of noise and foreground sources into account. In particular, these foregrounds are dominated by galactic emissions such as Bremsstrahlung, synchrotron, a prach that emit in the microwave band; in practice, the galaxy has to be removed, resulting in a CMB map that is not a full-sky map. In addition, point sources like galaxies and clusters represent another source of foreground which must be removed so as not to distort the short scale structure of the CMB power spectrum.

Constraints on many cosmological parameters can be obtained from their effects on the power spectrum, and results are often calculated using Markovský řetězec Monte Carlo sampling techniques.

CMBR monopole anisotropy (ℓ = 0)

Když ℓ = 0, ${displaystyle Y( heta ,varphi )}$ term reduced to 1, and what we have left here is just the mean temperature of the CMB. This “mean” is called CMB monopole, and it is observed to have an average temperature of about T_y = 2.7255 ± 0.0006K^[83] with one standard deviation confidence. The accuracy of this mean temperature may be impaired by the diverse measurements done by different mapping measurements. Such measurements demand absolute temperature devices, such as the FIRAS instrument on the COBE satelit. The measured kT_y is equivalent to 0.234 meV or 4.6 × 10⁻¹⁰ m_EC². The photon number density of a blackbody having such temperature is ${displaystyle n_{gamma }}$ = ${displaystyle (2zeta (3)/pi ^{2})T_{gamma }^{3}approx 411,{ ext{cm}}^{-3}}$. Its energy density is ${displaystyle ho _{gamma }=(pi ^{2}/15)T_{gamma }^{4}approx 4.64 imes 10^{-34},{ ext{g}},{ ext{cm}}^{-3}approx 0.260,{ ext{eV}},{ ext{cm}}^{-3}}$, and the ratio to the critical density is Ω_y = 5.38 × 10⁻⁵.^[84]

CMBR dipole anisotropy (ℓ = 1)

CMB dipole represents the largest anisotropy, which is in the first spherical harmonic (ℓ = 1). Když ℓ = 1, the ${displaystyle Y( heta ,varphi )}$ term reduces to one cosine function and thus encodes amplitude fluctuation. The amplitude of CMB dipole is around 3.3621 ± 0.0010 mK.^[85] Since the universe is homogenous and isotropic, an observer could see the blackbody spectrum with temperature T at every point in the sky. The spectrum of the dipole has been confirmed to be the differential of a blackbody spectrum.

CMB dipole is also frame-dependent. The CMB dipole moment could also be interpreted as the peculiar motion of the Earth toward the CMB. Its amplitude depends on the time due to the Earth’s orbit about the barycenter of the solar system. This enables us to add a time-dependent term to the dipole expression. The modulation of this term is 1 year,^[86][87] which fits the observation done by COBE FIRAS.^[88][89] The dipole moment does not encode any primorial information.

From the CMB data, it is seen that the earth appears to be moving at 368±2 km/s relative to the reference frame of the CMB (also called the CMB rest frame, or the frame of reference in which there is no motion through the CMB.). The Local Group (the galaxy group that includes the Milky Way galaxy) appears to be moving at 627 ± 22 km/s in the direction of galactic longitude ℓ = 276° ± 3°, b = 30° ± 3°.^[83][10] This motion results in an anisotropy of the data (CMB appearing slightly warmer in the direction of movement than in the opposite direction).^[84] From a theoretical point of view, the existence of a CMB rest frame breaks Lorentz invariance even in empty space far away from any galaxy.^[85] The standard interpretation of this temperature variation is a simple velocity red shift and blue shift due to motion relative to the CMB, but alternative cosmological models can explain some fraction of the observed dipole temperature distribution in the CMB.

Multipole (ℓ ≥ 2)

The temperature variation in the CMB temperature maps at higher multipoles, or ℓ ≥ 2, is considered to be the result of perturbations of the density in the early Universe, before the recombination epoch. Before recombination, the Universe consisted of a hot, dense plasma of electrons and baryons. In such a hot dense environment, electrons and protons could not form any neutral atoms. The baryons in such early Universe remained highly ionized and so were tightly coupled with photons through the effect of Thompson scattering. These phenomena caused the pressure and gravitational effects to act against each other, and triggered fluctuations in the photon-baryon plasma. Quickly after the recombination epoch, the rapid expansion of the universe caused the plasma to cool down and these fluctuations are ‘freezed in’ to the CMB maps we observe today. The said procedure happened at a redshift of around z ⋍ 1100.^[90]

Other anomalies

With the increasingly precise data provided by WMAP, there have been a number of claims that the CMB exhibits anomalies, such as very large scale anisotropies, anomalous alignments, and non-Gaussian distributions.^[91][92][93] The most longstanding of these is the low-ℓ multipole controversy. Even in the COBE map, it was observed that the quadrupole (ℓ = 2, spherical harmonic) has a low amplitude compared to the predictions of the Big Bang. In particular, the quadrupole and octupole (ℓ = 3) modes appear to have an unexplained alignment with each other and with both the ecliptic plane a rovnodennosti,^[94][95][96] A number of groups have suggested that this could be the signature of new physics at the greatest observable scales; other groups suspect systematic errors in the data.^[97][98][99] Ultimately, due to the foregrounds and the cosmic variance problem, the greatest modes will never be as well measured as the small angular scale modes. The analyses were performed on two maps that have had the foregrounds removed as far as possible: the "internal linear combination" map of the WMAP collaboration and a similar map prepared by Max Tegmark a další.^{[46][52][100]} Later analyses have pointed out that these are the modes most susceptible to foreground contamination from synchrotron, dust, and Bremsstrahlung emission, and from experimental uncertainty in the monopole and dipole. A full Bayesovská analýza of the WMAP power spectrum demonstrates that the quadrupole prediction of Lambda-CDM cosmology is consistent with the data at the 10% level and that the observed octupole is not remarkable.^[101] Carefully accounting for the procedure used to remove the foregrounds from the full sky map further reduces the significance of the alignment by ~5%.^{[102][103][104][105]}Recent observations with the Planck telescope, which is very much more sensitive than WMAP and has a larger angular resolution, record the same anomaly, and so instrumental error (but not foreground contamination) appears to be ruled out.^[106] Coincidence is a possible explanation, chief scientist from WMAP, Charles L. Bennett suggested coincidence and human psychology were involved, "I do think there is a bit of a psychological effect; people want to find unusual things."^[107]

Future evolution

Assuming the universe keeps expanding and it does not suffer a Velká krize, a Big Rip, or another similar fate, the cosmic microwave background will continue redshifting until it will no longer be detectable,^[108] and will be superseded first by the one produced by starlight, and perhaps, later by the background radiation fields of processes that may take place in the far future of the universe such as proton decay, evaporation of black holes and Positronium decay.^[109]

Timeline of prediction, discovery and interpretation

Thermal (non-microwave background) temperature predictions

• 1896 – Charles Édouard Guillaume estimates the "radiation of the stars" to be 5–6K..^[110]
• 1926 – Sir Arthur Eddington estimates the non-thermal radiation of starlight in the galaxy "... by the formula E = σT⁴ the effective temperature corresponding to this density is 3.18° absolute ... black body"^[111]
• 1930s – Cosmologist Erich Regener calculates that the non-thermal spectrum of cosmic rays in the galaxy has an effective temperature of 2.8 K
• 1931 – Term mikrovlnná trouba first used in print: "When trials with wavelengths as low as 18 cm. were made known, there was undisguised surprise+that the problem of the micro-wave had been solved so soon." Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934 – Richard Tolman ukázat to černé tělo radiation in an expanding universe cools but remains thermal
• 1938 – Nobel Prize winner (1920) Walther Nernst reestimates the cosmic ray temperature as 0.75K
• 1946 – Robert Dicke predicts "... radiation from cosmic matter" at <20 K, but did not refer to background radiation ^[112]
• 1946 – George Gamow calculates a temperature of 50 K (assuming a 3-billion year old universe),^[113] commenting it "... is in reasonable agreement with the actual temperature of interstellar space", but does not mention background radiation.^[114]
• 1953 – Erwin Finlay-Freundlich in support of his unavené světlo theory, derives a blackbody temperature for intergalactic space of 2.3K ^[115] with comment from Max Born suggesting radio astronomy as the arbitrator between expanding and infinite cosmologies.

Microwave background radiation predictions and measurements

• 1941 – Andrew McKellar detected the cosmic microwave background as the coldest component of the interstellar medium by using the excitation of CN doublet lines measured by W. S. Adams in a B star, finding an "effective temperature of space" (the average bolometrické temperature) of 2.3 K.^[32][116]
• 1946 – George Gamow calculates a temperature of 50 K (assuming a 3-billion year old universe),^[113] commenting it "... is in reasonable agreement with the actual temperature of interstellar space", but does not mention background radiation.
• 1948 – Ralph Alpher a Robert Herman estimate "the temperature in the universe" at 5 K. Although they do not specifically mention microwave background radiation, it may be inferred.^[117]
• 1949 – Ralph Alpher and Robert Herman re-re-estimate the temperature at 28 K.
• 1953 – George Gamow estimates 7 K.^[112]
• 1956 – George Gamow estimates 6 K.^[112]
• 1955 – Émile Le Roux of the Nançay Radio Observatory, in a sky survey at λ = 33 cm, reported a near-isotropic background radiation of 3 kelvins, plus or minus 2.^[112]
• 1957 – Tigran Shmaonov reports that "the absolute effective temperature of the radioemission background ... is 4±3 K".^[118] It is noted that the "measurements showed that radiation intensity was independent of either time or direction of observation ... it is now clear that Shmaonov did observe the cosmic microwave background at a wavelength of 3.2 cm"^[119][120]
• 1960 - Robert Dicke re-estimates a microwave background radiation temperature of 40 K^[112][121]
• 1964 – A. G. Doroshkevich a Igor Dmitrievich Novikov publish a brief paper suggesting microwave searches for the black-body radiation predicted by Gamow, Alpher, and Herman, where they name the CMB radiation phenomenon as detectable.^[122]
• 1964–65 – Arno Penzias a Robert Woodrow Wilson measure the temperature to be approximately 3 K. Robert Dicke, James Peebles, P. G. Roll, and D. T. Wilkinson interpret this radiation as a signature of the big bang.
• 1966 – Rainer K. Sachs a Arthur M. Wolfe theoretically predict microwave background fluctuation amplitudes created by gravitační potenciál variations between observers and the last scattering surface (see Sachs-Wolfe effect )
• 1968 – Martin Rees a Dennis Sciama theoretically predict microwave background fluctuation amplitudes created by photons traversing time-dependent potential wells
• 1969 – R. A. Sunyaev a Jakov Zel'dovič study the inverse Comptonův rozptyl of microwave background photons by hot electrons (see Sunyaev–Zel'dovich effect )
• 1983 – Researchers from the Cambridge Radio Astronomy Group a Owens Valley Radio Observatory first detect the Sunyaev–Zel'dovich effect z clusters of galaxies
• 1983 – RELIKT-1 Soviet CMB anisotropy experiment was launched.
• 1990 – FIRAS on the Průzkumník kosmického pozadí (COBE) satellite measures the black body form of the CMB spectrum with exquisite precision, and shows that the microwave background has a nearly perfect black-body spectrum and thereby strongly constrains the density of the intergalactic medium.
• January 1992 – Scientists that analysed data from the RELIKT-1 report the discovery of anizotropie in the cosmic microwave background at the Moscow astrophysical seminar.^[123]
• 1992 – Scientists that analysed data from COBE DMR report the discovery of anizotropie in the cosmic microwave background.^[124]
• 1995 – The Cosmic Anisotropy Telescope performs the first high resolution observations of the cosmic microwave background.
• 1999 – First measurements of acoustic oscillations in the CMB anisotropy angular power spectrum from the TOCO, BOOMERANG, and Maxima Experiments. The BOOMERANG experiment makes higher quality maps at intermediate resolution, and confirms that the universe is "flat".
• 2002 – Polarization discovered by DASI.^[125]
• 2003 – E-mode polarization spectrum obtained by the CBI.^[126] The CBI a Very Small Array produces yet higher quality maps at high resolution (covering small areas of the sky).
• 2003 – The Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda spacecraft produces an even higher quality map at low and intermediate resolution of the whole sky (WMAP provides Ne high-resolution data, but improves on the intermediate resolution maps from Bumerang ).
• 2004 – E-mode polarization spectrum obtained by the CBI.^[127]
• 2004 – The Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver produces a higher quality map of the high resolution structure not mapped by WMAP.
• 2005 – The Arcminute Microkelvin Imager a Sunyaev–Zel'dovich Array begin the first surveys for very high redshift clusters of galaxies za použití Sunyaev–Zel'dovich effect.
• 2005 – Ralph A. Alpher je oceněn Národní medaile vědy for his groundbreaking work in nucleosynthesis and prediction that the universe expansion leaves behind background radiation, thus providing a model for the Big Bang theory.
• 2006 – The long-awaited three-year WMAP results are released, confirming previous analysis, correcting several points, and including polarizace data.
• 2006 – Two of COBE's principal investigators, George Smoot a John Mather, obdržel Nobelova cena za fyziku in 2006 for their work on precision measurement of the CMBR.
• 2006–2011 – Improved measurements from WMAP, new supernova surveys ESSENCE and SNLS, and baryon acoustic oscillations from SDSS a WiggleZ, continue to be consistent with the standard Model Lambda-CDM.
• 2010 – The first all-sky map from the Planck telescope je vydáno.
• 2013 – An improved all-sky map from the Planck telescope is released, improving the measurements of WMAP and extending them to much smaller scales.
• 2014 – On March 17, 2014, astrophysicists of the BICEP2 collaboration announced the detection of inflationary gravitační vlny v B-mode power spectrum, which if confirmed, would provide clear experimental evidence for the theory of inflation.^{[65][66][67][68][70][128]} However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the kosmická inflace findings was reported.^[70][73][74]
• 2015 – On January 30, 2015, the same team of astronomers from BICEP2 withdrew the claim made on the previous year. Based on the combined data of BICEP2 and Planck, the Evropská kosmická agentura announced that the signal can be entirely attributed to prach in the Milky Way.^[129]
• 2018 – The final data and maps from the Planck telescope is released, with improved measurements of the polarization on large scales.^[130]
• 2019 – Planck telescope analyses of their final 2018 data continue to be released.^[131]

V populární kultuře

• V Vesmír hvězdné brány TV series, an Starověký spaceship, Osud, was built to study patterns in the CMBR which indicate that the universe as we know it might have been created by some form of sentient intelligence.
• v Wheelers, román od Ian Stewart & Jack Cohen, CMBR is explained as the encrypted transmissions of an ancient civilization. This allows the Jovian "blimps" to have a society older than the currently-observed age of the universe.
• v Problém tří těl, román od Liu Cixin, a probe from an alien civilization compromises instruments monitoring the CMBR in order to deceive a character into believing the civilization has the power to manipulate the CMBR itself.
• The 2017 issue of the Swiss 20 francs bill lists several astronomical objects with their distances – the CMB is mentioned with 430 · 10¹⁵ světelné sekundy.

Viz také

Reference

Další čtení

• Balbi, Amedeo (2008). Hudba velkého třesku: kosmické mikrovlnné pozadí a nová kosmologie. Berlín: Springer. ISBN  978-3540787266.
• Evans, Rhodri (2015). Kosmické mikrovlnné pozadí: Jak to změnilo naše chápání vesmíru. Springer. ISBN  9783319099279.

externí odkazy

• Student Friendly Intro to the CMB Pedagogický krok za krokem úvod do analýzy výkonového spektra kosmického mikrovlnného pozadí vhodný pro ty, kteří mají vysokoškolské pozadí fyziky. Více do hloubky než typické online weby. Méně hustý než kosmologické texty.
• CMBR Theme na arxiv.org
• Zvuk: Fraser Cain a Dr. Pamela Gay - astronomické obsazení. Pozadí velkého třesku a kosmické mikrovlnné trouby - říjen 2006
• Vizualizace dat CMB z mise Planck
• Copeland, ed. „CMBR: Kosmické mikrovlnné záření na pozadí“. Šedesát symbolů. Brady Haran pro University of Nottingham.