الفلك

لماذا لا يزال بإمكاننا "رؤية" CMB

لماذا لا يزال بإمكاننا

قرأت أن CMB كانت كل الفوتونات التي تُركت حرة عندما كان الكون باردًا بدرجة كافية لربط الإلكترونات بالبروتونات (إعادة التركيب) واستمرت الفوتونات الحرة في تلك اللحظة في السفر في الاتجاهات التي كانت عليها.

لذلك أتخيل:

  • إن CMB ككرة (بجدران سميكة بشكل لا يصدق) تزيد من نصف قطرها بشكل مستمر بعيدًا عن "مركز" الكون. عندما تشكلت مجرة ​​درب التبانة ، ألم تكن كرة الفوتونات هذه قد مرت بالفعل بالفضاء الذي تشكلت فيه درب التبانة؟ كيف يمكننا رؤيتهم إذا كانوا يبتعدون عنا.

  • كان المعدل الذي ينمو به الفضاء أكبر من سرعة هذه الفوتونات ، لذلك كان لدى مجرة ​​درب التبانة ونظامنا الشمسي وقت لتشكيلها قبل أن تصل إليها هذه الفوتونات متأخرة عن السرعة التي زاد بها الفضاء.

من ناحية أخرى ، كيف يمكننا قياس الإشعاع CMB باستمرار إذا لم يتم إنشاؤه بشكل مستمر كتيار من الفوتونات مثل النظر إلى نجم بعيد. يجب أن نكون قادرين على رؤيتهم مرة واحدة فقط عندما مروا على الأرض.


أولاً ، لا يوجد مركز للكون ويبدو أن الكون يستمر إلى أجل غير مسمى في جميع الاتجاهات. من الأفضل أن نتخيل أن الكون غير محدود الحجم.

نحتاج الآن إلى توضيح سبب ظهور CMB ككرة تحيط بنا.

دعونا نتخيل ، للحظة أنني ملأت الكون اللانهائي بأكمله بالطين (السحري). يضيء هذا الطين ، ولأنه طينه السحري لا يغير مدارات القمر أو الأرض أو أي شيء آخر في الكون. لكن إذا رفعت يدي أمام وجهي لا أستطيع رؤيتها بسبب الوحل.

الآن بعد ذلك ، في لحظة واحدة يختفي كل الطين ، في كل مكان ، في جميع أنحاء الكون كله في نفس الوقت. بعد ثانية واحدة ، إذا رفعت يدي يمكنني رؤيتها. لكن إذا نظرت في السماء لا أستطيع رؤية القمر. لا يزال القمر مختبئًا في الوحل. في الواقع ، إذا نظرت إلى السماء ، كل ما أراه هو الطين على بعد ثانية ضوئية (300000 كم). ولأنه طين متوهج ، يبدو أن السماء تتوهج. يبدو أنني في منتصف كرة نصف قطرها 300000 ، محاطة بالطين المتوهج. لكن هذا هو تأثير حقيقة أن الضوء ينتقل بسرعة 300000 كم / ثانية

بعد 1.2 ثانية ، يصبح القمر مرئيًا ، وبعد حوالي 8 دقائق ، تصبح الشمس مرئية أيضًا. لكن الأمر يستغرق 4 سنوات ونصف حتى تظهر النجوم الأولى. عند هذه النقطة يبدو الأمر كما لو أنني في منتصف كرة نصف قطرها 4.5 سنة ضوئية محاطة بالطين.

الآن ما حدث حقًا هو أنه منذ 13.5 مليار سنة كان الكون اللانهائي بأكمله ممتلئًا بالغاز الساخن الذي حجب الضوء. عندما تبرد هذا أصبح هذا شفافًا. أصبح الكون كله شفافًا في نفس الوقت ، وعلى الرغم من أنه لم يكن فوريًا ، فقد حدث بسرعة كبيرة. إذن ما نراه الآن هو أننا نبدو في منتصف كرة من الغاز الساخن يبلغ عرضها 13.5 مليار سنة ضوئية.

فيما عدا أنه في تلك الـ 13.5 مليار سنة ، امتد الفضاء. أدى هذا إلى شد الكرة من 13.5 مليار سنة ضوئية إلى 45 مليار سنة ضوئية ، ومدت الضوء من ذلك الغاز الساخن ، لذلك يبدو أنه شديد البرودة.

الفوتونات التي نراها في CMB الآن لم تأت من الغاز الساخن الذي ملأ هذا الجزء من الكون ذات يوم ، ولكن من الغاز الساخن الذي كان في جزء من الكون الذي يبعد الآن 45 مليار سنة ضوئية. إذا كان الأمر كذلك ، فإن الفوتونات التي رأيناها العام الماضي جاءت من غاز كان جزءًا من الكون الذي يبعد الآن 44،999،999،999 سنة ضوئية. نظرًا لأننا لا نستطيع اكتشاف هياكل صغيرة مثل بضع سنوات ضوئية على تلك المسافة ، فإن CMB يظهر كنمط ثابت متساوٍ في السماء ، ولا يتغير كثيرًا ، أو يتغير على الإطلاق.


TL ؛ DR:
الضوء الذي نراه الآن من الشمس انبعث قبل ثماني دقائق ، من أقرب نجم ، قبل حوالي 4.22 سنة. ينظر علم الفلك الرصدي بطبيعته إلى الزمن ، وكلما ابتعد شيء ما ، كلما نظرنا إلى الوراء في الزمن. لا يزال بإمكاننا رؤية إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لأننا (على الأقل من الناحية المفاهيمية) لا نزال نرى طريق العودة بالزمن إلى الانفجار العظيم نفسه. اقترب وقت التشتت الأخير من الزمن ولكنه ليس بعيدًا جدًا.


لذلك أتخيل CMB ككرة (بجدران سميكة بشكل لا يصدق) تزيد من نصف قطرها بشكل مستمر بعيدًا عن "مركز" الكون.

هذا يمثل سوء فهم شائع جدًا فيما يتعلق بنظرية الانفجار العظيم. لم يكن الانفجار العظيم انفجارًا في الفضاء. أفضل طريقة للنظر إليه هو أن الانفجار الأعظم كان انفجارًا من الفضاء الذي حدث في كل مكان. في حين أن الكون المرئي محدود وكان لحظات صغيرة جدًا بعد الانفجار العظيم ، فإن الكون ككل قد يكون لانهائيًا ، وإذا كان هذا هو الحال ، فقد كانت لحظات لا نهائية بعد الانفجار الأعظم. (العلم لا يعرف ما حدث في نفس اللحظة التي بدأ فيها الانفجار العظيم.) ما يعنيه هذا هو أن كل نقطة في الكون تبدو وكأنها مركز الكون ، أو بمعنى أفضل ، لا يوجد مركز للكون.

كان الكون المبكر حارًا جدًا وكثيفًا جدًا. جعل توسع الكون الكون باردًا من هذه الحالة. انفصلت النيوترينوات عن المادة لثانية واحدة بعد الانفجار العظيم. قد يكون علماء المستقبل قادرين على اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية للنيوترينو الناتج ، تمامًا كما يمكنهم الآن اكتشاف إشعاع الخلفية الكوني الميكروي الذي تشكل بعد 380.000 سنة.

على الرغم من تطهير الكون بصريًا بعد حوالي 380.000 سنة من الانفجار العظيم ، فإن الكون الذي استمر 370.000 سنة بعد الانفجار العظيم مقابل 390.000 سنة بعد الانفجار العظيم لم يكن ليبدو مختلفًا كثيرًا. كان الكون بعد 370 ألف سنة من الانفجار الأعظم غازًا متوهجًا دافئًا ورقيقًا إلى حدٍ ما وشبه موحد ، تأين قليلاً. كان الكون بعد 20000 سنة (بعد 390.000 سنة من الانفجار العظيم) واضحًا محليًا ، لكن الشيء الوحيد الذي كان مرئيًا كان غازًا متوهجًا دافئًا على بعد ما يزيد قليلاً عن 20000 سنة ضوئية ، في كل اتجاه.

كان هذا الغاز المتوهج الدافئ لا يزال مرئيًا بعد بضع مئات الملايين من السنين ، ولكن الآن في الأشعة تحت الحمراء العميقة بفضل التوسع المستمر للكون. احتوى الفضاء الفاصل على النجوم الأولى وربما المجرات الأولى. لا يزال هذا الغاز المتوهج الدافئ مرئيًا حتى يومنا هذا ، ولكن الآن في الميكروويف بفضل التوسع المستمر للكون. يحتوي الفضاء الفاصل على الكثير والكثير من النجوم والمجرات.

ما إذا كان سطح الانتثار الأخير سيظل دائمًا مرئيًا يعتمد على طبيعة التوسع المستقبلي للكون والطاقة المظلمة. إحدى النتائج المستقبلية البعيدة المحتملة هي أن يستمر التمدد بحيث تكون المسافة إلى أبعد ما يمكن "رؤيته" بأي وسيلة (أفق الجسيم) أقصر من المسافة إلى سطح آخر نثر. إن إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (بحلول ذلك الوقت ، إشعاع الخلفية الراديوي الكوني) سوف يبتعد عن الملاحظة إذا كانت هذه النتيجة هي الحالة.


الإجابة المختصرة هي أن هناك العديد من فوتونات CMB أكثر من تلك الموجودة في النجوم الأولى. عندما تم إصدار CMB ، فإن ملف الكون كله كان مثل الغلاف الجوي الخارجي لنجم قزم أحمر بدرجة حرارة حوالي 3000 كلفن ، ولا يزال CMB يهيمن تمامًا على الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون.

لذا تخيل أن سماء الليل بأكملها تشع بنفس شدة نجم بارد (لكن لحسن الحظ ، انزياح أحمر إلى أفران ميكروويف شديدة البرودة). وبالمقارنة ، فإن الجزء من السماء الذي غطته النجوم الأولى ، يسمى البوب. النجوم الثالثة صغيرة جدًا ، والأسوأ من ذلك أنها ليست سوى جزء صغير جدًا من الفوتونات التي نراها في نطاق الطول الموجي هذا ، لذلك من الصعب العثور عليها وتحديدها.

تحرير: أيضًا ، ربما يجب أن نوضح شيئًا ما في المنشور الأصلي: لم نلاحظ أيًا من النجوم الأولى حتى الآن (كما ذكر آخرون ، هناك مرشحون ، لكن لا توجد اكتشافات مقنعة حقًا حتى الآن). هذا يفعل ليس يعني أنها لا يمكن ملاحظتها - وهذا يعني أنه كان من المستحيل نظريًا ملاحظتها. ليس لدينا سبب للاعتقاد بأنه من غير الممكن ملاحظتها - لم نكتشف كيف ، حتى الآن ، على الرغم من أننا ربما نكون قريبين جدًا.


لماذا لا يزال بإمكاننا "رؤية" CMB - علم الفلك

لا أفهم كيف يمكن تصوير صورة WMAP (والإصدارات السابقة من COBE) للإشعاع CMB والكون المبكر على أنها شكل بيضاوي ثنائي الأبعاد. إذا قام القمر الصناعي WMAP بمسح الكون بأكمله في جميع الاتجاهات ، ألن يتم تصويره حقًا كصورة داخل الكرة الأرضية؟ أو مثل إسقاط النجوم داخل قبة القبة السماوية؟ هل تم تسوية مثل هذه الصورة ثلاثية الأبعاد لأغراض العرض على الصفحة ، على غرار خريطة إسقاط Mercator؟

ربما تشير إلى صورة مثل هذه تمامًا:

خريطة للسماء صنعها القمر الصناعي WMAP. تنسب إليه: WMAP ، ناسا

أنت محق تمامًا في أن الإسقاط "الحقيقي" للسماء كما يُرى من الأرض يشبه الكرة الأرضية من الداخل. يشير علماء الفلك إلى هذا على أنه الكرة السماوية.

لكن للأسف ، شاشات الكمبيوتر ثنائية الأبعاد فقط. لذلك لا توجد طريقة جيدة لعرض صورة ثلاثية الأبعاد. يمكنك مشاهدة صور ثنائية الأبعاد لـ WMAP معروضة على كرة ثلاثية الأبعاد على الصفحة الرئيسية لـ WMAP. لكن بالطبع أنت بحاجة إلى مناظر من زوايا متعددة لرؤية السماء بأكملها.

يسمى القطع الناقص الذي تصفه بإسقاط Aitoff وهو الإسقاط الأكثر استخدامًا من قبل علماء الفلك عندما نريد أن ننظر إلى خرائط السماء بأكملها. كما أنها تستخدم بالطبع للعديد من خرائط العالم. يُعد إسقاط Aitoff بمثابة حل وسط بين تشوهات الشكل وتشوهات المقياس التي لا مفر منها عندما تقوم بإسقاط كرة أرضية ثلاثية الأبعاد على سطح ثنائي الأبعاد.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

كريستوفر سبرينجوب

يدرس كريس البنية الكبيرة للكون باستخدام السرعات الغريبة للمجرات. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2005 ، وهو الآن أستاذ مساعد في جامعة غرب أستراليا.


الخلفية الكونية الميكروويف

تعد الخلفية الكونية الميكروية (CMB) تنبؤًا رئيسيًا لنموذج Big Bang الساخن ، وهي الملاحظة الأكثر أهمية التي تميز بين نموذجي Big Bang و Steady State. لذلك فمن الشذوذ التاريخي المثير للاهتمام أن هذا التنبؤ لم يتم طرحه واختباره من قبل مخترعي أي من النظريتين ، وأن أول مراقبي إشعاع الخلفية الكونية لم يكونوا مدركين تمامًا لأهميته الكونية.

إن CMB لديه طيف الجسم الأسود. يتم إنتاج طيف الجسم الأسود بواسطة جسم متساوي الحرارة ، معتم وغير عاكس. عادة ما يتم استخدام تجويف به ثقب صغير في المختبر لصنع جسم معتم وغير عاكس. يجب أن يرتد الإشعاع الذي يدخل التجويف من خلال الفتحة عن العديد من الجدران قبل أن يعود إلى الخارج ، لذلك حتى لو كانت الجدران مظلمة إلى حد ما ، سيبدو الثقب أسود تمامًا. يُظهر الرسم البياني الموجود على اليمين مثل هذا التجويف ، حيث يتم امتصاص الشعاع الأزرق الوارد بالكامل بينما تُظهر الأشعة الحمراء الإشعاع الحراري الصادر. تُظهر تجربة gedanken البسيطة أن الطيف المنبعث من جسم أسود لا يمكن أن يعتمد إلا على درجة حرارته T. الدليل يفترض أولاً أن جسمين أسودين لهما أطياف مختلفة ، ثم يُظهر أن هذا يؤدي إلى تناقض. دع جسمين أسود A و B ، كلاهما عند درجة الحرارة T ، يشعان أطياف مختلفة. ثم استخدم مرشحًا وفتحة توقف للسماح لها بنقل الحرارة فقط عن طريق الإشعاع في نطاق مرور معين. ثم يتم امتصاص إشعاع A بالكامل بواسطة B ، ويتم امتصاص إشعاع B بالكامل بواسطة A. وبالتالي إذا كانت أطيافها مختلفة ، فسيكون هناك انتقال صافٍ للحرارة بين A و B ، لكن درجات الحرارة هي نفسها. نظرًا لعدم حدوث انتقال الحرارة بين الأجسام التي لها نفس درجة الحرارة ، يجب أن يكون الأطياف متطابقة. كان اختيار نطاق مرور المرشح عشوائيًا ، لذا يجب أن يكون الأطياف متطابقة في جميع الترددات. من الواضح أن هذا الطيف العالمي للجسم الأسود كان موضوعًا مهمًا للغاية في الفيزياء في نهاية القرن التاسع عشر ، وكان بلانك يدرس إشعاع الجسم الأسود عندما قدم فكرة الكوانتا ، وحدد كم الفعل h الذي نعرفه الآن باسم ثابت بلانك. بسبب عالمية طيف الجسم الأسود ، يمكننا تحويل أي قياس طيفي إلى درجة حرارة سطوع بطول الموجة المقاس. السمة الفريدة لطيف الجسم الأسود هي أن درجة حرارة سطوع الجسم الأسود هي نفسها في جميع الأطوال الموجية. عند الحديث عن CMB ، يستخدم العلماء دائمًا مقياس كلفن لدرجة الحرارة ، والذي يشبه مقياس سلزيوس تمامًا باستثناء نقطة الصفر هي الصفر المطلق بدلاً من نقطة تجمد الماء عند T ice = 273.15 كلفن.

يوضح الرسم البياني أعلاه درجة حرارة السطوع المقاسة T B من CMB بأطوال موجية مختلفة. من الواضح أن T B = 2.725 K يتوافق مع جميع البيانات الموجودة ضمن التبعثر الإحصائي المتوقع للأخطاء المذكورة.

من أجل صنع طيف للجسم الأسود ، يكون الجسم معتمًا وغير عاكس ومتساوي الحرارة. وهكذا فإن النجم غير الشفاف لا ينتج طيف الجسم الأسود لأننا نستطيع رؤية كل من الطبقات الخارجية الأكثر برودة والطبقات الأعمق الأكثر سخونة. ولكن على الرغم من أن درجة حرارة الكون تتغير مع تطوره ، مع T CMB = T o (1 + z) ، يبدو الكون متساوي الحرارة لأن الانزياح الأحمر للإشعاع يجعل الكون البعيد الأكثر دفئًا ولكن المنزلق نحو الأحمر يبدو وكأنه يتمتع بنفس درجة الحرارة تمامًا مثل الكون اليوم.

كان لأداة FIRAS الموجودة على COBE قرن مخروطي كبير لتجميع الخلفية الكونية الميكروية. لم يكن هناك سوى ثقب صغير في نهاية القرن للسماح للإشعاع بالدخول إلى الجهاز. لكن FIRAS حمل أيضًا ممتصًا للميكروويف ، أو معايرًا خارجيًا أو XCAL ، يمكن إدخاله في القرن مثل كتم صوت البوق ، وسخانات يمكن أن تجعل القرن بأكمله بالإضافة إلى تجويف الامتصاص متساوي الحرارة. عندما كان XCAL في القرن ، لاحظ FIRAS وجود تجويف جيد جدًا للجسم الأسود ، ولكن عندما كان XCAL خارجًا ، لاحظ FIRAS وجود CMB. لا يوجد فرق كبير يمكن رؤيته. إن CMB قريب جدًا من الجسم الأسود بدرجة حرارة 2.725 كلفن تظهر نتائج FIRAS أدناه بوحدات الشدة (الطاقة لكل وحدة مساحة لكل وحدة تردد لكل وحدة زاوية صلبة) مقابل التردد و / أو الطول الموجي.

يود إريك أدلبرجر أن أشير إلى أن قياس FIRAS الأساسي هو الحبكة المتبقية في القاع. هذا ما قاسه FIRAS بالفعل: الفرق بين CMB وأفضل جسم أسود مناسب. يُظهر الرسم في الأعلى أن هذه البقايا المضافة إلى طيف الجسم الأسود النظري في أفضل درجة حرارة ملائمة لـ XCAL ، بناءً على الوظيفة المشتقة من قبل Planck في عام 1900. تتوافق المنحنيات الثلاثة في الجزء السفلي مع ثلاثة أطياف غير سوداء محتملة إلى حد ما: يظهر المنحنى الرمادي جسم انعكاسية 100 جزء في المليون بدلاً من الصفر ، وتظهر المنحنيات الحمراء والزرقاء تأثير الإلكترونات الساخنة التي تضيف 60 جزءًا في المليون من الطاقة إلى CMB إما قبل (الأزرق) أو بعد (الأحمر) 1000 عام بعد الانفجار العظيم. توضح هذه المنحنيات الحد الأقصى من التشوهات التي تسمح بها بيانات FIRAS.

تاريخ

قام McKellar بأول ملاحظات لـ CMB باستخدام جزيئات بين النجوم في عام 1940. تُظهر الصورة الموجودة على اليمين طيفًا للنجم zeta Oph المأخوذ في عام 1940 والذي يُظهر خط R (1) الضعيف من CN مثار دورانيًا. لم تتحقق أهمية هذه البيانات في ذلك الوقت ، بل كان هناك خط في كتاب 1950 أطياف الجزيئات ثنائية الذرة من قبل الفيزيائي الحائز على جائزة نوبل جيرهارد هيرزبرج ، مشيرًا إلى درجة حرارة دوران 2.3 كلفن لجزيء السيانوجين (CN) في الفضاء بين النجمي ولكن مع الإشارة إلى أن لها "فقط معنى محدود للغاية." نحن نعلم الآن أن هذا الجزيء متحمس بشكل أساسي بواسطة CMB مما يدل على درجة حرارة سطوع T o = 2.729 +/- 0.027 K بطول موجة 2.64 مم (Roth، Meyer & amp Hawkins 1993).

في وقت لاحق ، أجرى روبرت ديكي قياسات كان من الممكن أن تكتشف الإشعاع CMB. قام بقياس درجة حرارة سطوع السماء كدالة لزاوية الارتفاع. ومع اقتراب الهوائي من الأفق ارتفعت درجة حرارة السطوع وأصبحت أقرب إلى درجة حرارة الهواء. استخدم ديكي قرنًا متوهجًا من الفص الجانبي المنخفض ، واخترع مقياس إشعاع تفاضلي سريع التبديل لهذا العمل ، والمعروف الآن باسم مقياس إشعاع ديك ، والذي يتحول بين السماء ودرجة الحرارة المحيطة (300 كلفن). باستخدام هذه البيانات ، حدد ديكي امتصاص الغلاف الجوي عند طول موجي يتراوح من 1 إلى 1.5 سم وأظهر أن هذا الموجة الميكروية "النطاق K" يمكن استخدامه للرادار. سمح الطول الموجي القصير للرادارات بملاءمة الطائرات المقاتلة وساعد بشكل كبير جهود الحلفاء الحربية في الحرب العالمية الثانية. لم يكن ديك مهتمًا بدرجة حرارة السماء خارج الغلاف الجوي ولكن في عام 1946 كان ديك وآخرون. نشر حدًا أعلى لدرجة حرارة سطوع السماء: T sky & lt 20 K. باستخدام حمل درجة حرارة الغرفة ، كان لديكي إشارة فرق كبيرة عند الذروة ، وولدت نسبة قليلة من عدم اليقين في معايرة الكسب المطلق عددًا من عدم يقين كلفن في درجة حرارة السماء.

المؤامرة الموجودة على اليسار أعلاه هي البيانات الفعلية من الشكل 3 من Dicke et al. (1946) ، على الرغم من أنه كان علي أن أقوم بعمل مناسب للعثور على خط الأساس الذي تم طرحه. كما ترون ، فإن الاستقراء لنقل 100٪ كبير بسبب امتصاص بخار الماء والإشارة المقطوعة عند الإرسال بنسبة 100٪ كبيرة ، لذا فإن عدم اليقين في الكسب الموضح باللون الأزرق يؤدي إلى عدم يقين كبير في T sky. على اليمين توجد تجربة افتراضية كان من الممكن إجراؤها في عام 1945 بمرجع بارد بطول موجي ليس على خط بخار الماء. إذا كان ديك قد استخدم حمولة منخفضة الحرارة ولاحظ من قمة جبل بدلاً من فلوريدا ، لكان قد اكتشف الإشعاع CMB. ومن المفارقات أن ورقة جامو التي تصف الانفجار العظيم الساخن تحدث في نفس المجلد من مجلة Physical Review. ورقة لاحقة كتبها Alpher و Bethe & amp Gamow تصف الانفجار العظيم الحار هي إحدى النكات الكلاسيكية في الفيزياء: أضاف Gamow اسم Bethe إلى هذه الورقة فقط لجعلها تبدو مثل alpha و beta و gamma. Bethe في الواقع لم يقم بأي عمل على ذلك.

ومن المفارقات الأخرى أن شخصًا واحدًا ربط بين ماكيلار 2.3 ك والكون ، وكان ذلك فريد هويل في مراجعة عام 1950 (1950 ، المرصد ، 70 ، 194-195) لكتاب جامو وكريتشفيلد (1949 ، " نظرية النواة الذرية ومصادر الطاقة النووية "). كان هويل أحد المخترعين الثلاثة لنموذج Steady State الذي كان المنافس الرئيسي لنموذج Gamow's Big Bang. كتب هويل: "[نموذج الانفجار العظيم] من شأنه أن يؤدي إلى درجة حرارة الإشعاع التي يتم الحفاظ عليها حاليًا في جميع أنحاء الفضاء بشكل أكبر بكثير من تحديد ماكيلار لبعض المناطق داخل المجرة." يعطي الملحق بنموذج جامو الكوني قيمًا يمكن من خلالها حساب T o = 11 K ، وهي بالتأكيد أكبر من ملاحظة 2.3 K. لكن Hoyle لم يأخذ في الاعتبار ورقة Alpher and Herman (1949، Phys. Rev.، 75، 1089 -1095) الذي أعطى نسختين من الانفجار العظيم ، أحدهما مع T o = 1 K والآخر مع T o = 5 K. وبالتالي ، فإن عدم اليقين في المعلمات الكونية سمح بسهولة لبيانات McKellar CN أن تكون تأكيدًا للانفجار العظيم بدلاً من تفنيده. لكن لم ينظر أي من المشاركين في هذا النقاش إلى بيانات CN بين النجوم ، وبالتالي ظلت CMB غير مكتشفة حتى عام 1965. في الواقع ، بدا أن Gamow يتجاهل بشكل واضح هذا التناقض ، وأعطى T o = 50 K في كتابه "Creation of the الكون "(1955 ، 1961).

كان بينزياس وأمب ويلسون يدرسان الإشعاع الذي تم جمعه بواسطة هوائي قرن كبير في نيوجيرسي عندما وجدوا إشعاعًا زائدًا بطول موجة 7.35 سم يعادل 3.5 +/- 1 كلفن أسود. كان قرنهم يحتوي على فصوص جانبية منخفضة ، وتحول بينزياس وأمبير ويلسون إلى حمل مرجعي منخفض الحرارة. لم يعرفوا ما تعنيه هذه الزيادة ، لكنهم تحدثوا إلى بيرني بيرك من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، الذي كان يعلم أن ديك يقود الآن مجموعة تخطط لقياس إشعاع الخلفية الكونية. ومن المفارقات أن ديك قد نسي حده الأعلى القديم ، لكنه عرف كيفية إجراء القياس. ولكن قبل أن تنتهي مجموعته من بناء آلتهم ، تلقى ديك مكالمة من Penzias & amp Wilson. بعد سماعه ببياناتهم ، قال ديكي: "يا فتيان ، لقد تم سرقتنا". ظهرت الأوراق التي كتبها Penzias & amp Wilson و Dicke و Peebles و Roll & amp Wilkinson التي تصف هذه النتائج في عام 1965 مجلة الفيزياء الفلكية. واصل ويلكينسون قياس الإشعاع CMB بعدد كبير من الأطوال الموجية ووجد دائمًا نفس درجة حرارة السطوع على نطاق واسع من الأطوال الموجية.

الادعاءات بأن Le Roux قاس CMB في الخمسينيات من القرن الماضي غير صحيحة. استخدم Le Roux طبقًا مكافئًا عاديًا ، وهو غير مصمم للفصوص الجانبية المنخفضة جدًا ، واستخدم الأفق كمرجع لدرجة الحرارة المطلقة. كما لاحظ أيضًا عند 900 ميجاهرتز حيث تكون مقدمة المجرة ساطعة جدًا. بينما تعطي أطروحة Le Roux غير المنشورة T sky = 3 +/- 1 K ، فإن النسخة الأولى المنشورة (Denisse، Lequeux & amp Le Roux، 1957، Comptes Rendus، 244، 3033) تعطي T sky & lt 3 K. كلتا النتيجتين غير صحيحين لأن مقدمة المجرة تجعل درجة الحرارة الدنيا للسماء & gt 4 K عند هذا التردد. تعطي النسخة المنشورة الأكثر اكتمالا T sky & lt 20 K ("une vingtaine"). هذا تقييم أكثر منطقية لدقة هذه البيانات.


الغميضة

في الواقع ، في عام 2007 ، زعمت دراسة أجراها لورانس رودنيك وزملاؤه من جامعة مينيسوتا أنهم لاحظوا فراغًا فائقًا في المنطقة ، وذلك بفضل الانخفاض الكبير في السطوع خارج المجرة وعدد مصادر الراديو في المنطقة ، كما رأينا في كتالوج راديو NVSS. لكن دراسة متابعة عام 2010 ، أجراها كندريك سميث من جامعة كامبريدج ودراجان هوترر من جامعة ميشيغان ، لم تجد أي دليل ذي دلالة إحصائية على الانخفاضات المذكورة أعلاه في خرائط NVSS ، وبالتالي قللت من وجود فراغ فائق. دراسة عام 2014 ، بقيادة سيشادري نادثور من جامعة هلسنكي ، لا تناقش وجود فراغ كبير في المنطقة ، لكنها تدعي أن تأثير ISW على CMB من الفراغ الفائق المقترح ليس قريبًا بما يكفي لتفسير البرد. بقعة.

يدعي باحثو هلسنكي أيضًا أنه من أجل رؤية التبريد الضروري للفوتون عبر ISW ، يجب أن يكون الفراغ الفائق ضخمًا جدًا وفارغًا لدرجة أن وجوده ذاته سيتعارض مع النموذج القياسي لعلم الكونيات لكوننا ، والمعروف باسم Λ آلية التنمية النظيفة. يشير هذا النموذج إلى أن الكون تحكمه القوى المتنافسة للمادة المظلمة (التي تمثل 26.8٪ من كتلة / طاقة الكون) والطاقة المظلمة (68.3٪). يعمل شد الجاذبية للمادة المظلمة ضد قوة التمدد المتسارع للطاقة المظلمة. وجد عمل Nadathur أن أي بنية قادرة على تفسير البقعة الباردة ستكون حالة شاذة بحد ذاتها.

من ناحية أخرى ، في عام 2014 أيضًا ، ادعى فريق من علماء الفلك بقيادة إستفان زابودي من معهد علم الفلك في جامعة هاواي أنه اكتشف فراغًا فائقًا نادرًا ، يبلغ عرضه حوالي 1.8 مليار سنة ضوئية ، في المنطقة. في ذلك الوقت ، وصفها Szapudi بأنها "أكبر هيكل فردي حددته البشرية على الإطلاق". باستخدام الملاحظات البصرية من تلسكوب Pan-STARRS1 (PS1) في هاواي ، جنبًا إلى جنب مع بيانات الأشعة تحت الحمراء من كتالوج NASA's Wide Field Survey Explorer (WISE) 2MASS ، قام الفريق بمسح المجرات القريبة نسبيًا التي تقع داخل حدود المنطقة الباردة ، واكتشف فراغًا فائقًا. وفقًا لفريق Szapudi ، فإن الفراغ لا يبعد عنا سوى ثلاثة مليارات سنة ضوئية ، وهذا قد يكون سبب عدم اكتشافه في عمليات البحث السابقة التي ركزت على الكون البعيد البعيد. على الرغم من اكتشافه ، وجد الباحثون أنه حتى هذا الفراغ الفائق الكبير لا يفسر بشكل كامل انخفاض درجة حرارة البقعة الباردة من CMB ، حيث أن تأثير ISW المبرد سيكون بحد أقصى 20 μK.


الحلقة 5: الانفجار الكبير وخلفية الموجات الكونية

تقديراً لجون ماذر وجورج سموت ، وهما قائدا فريق علوم الأقمار الصناعية لاستكشاف الخلفية الكونية الميكروويف (COBE) ، والفائزين بجائزة نوبل للفيزياء هذا العام و # 8217s ، نعود إلى بداية كل شيء & # 8230 الكبير حية. اتبع بينما نتتبع اكتشاف الانفجار العظيم ، وأحد أهم خطوط الأدلة: إشعاع الخلفية الكوني الميكروي الذي تنبأت به النظرية ثم اكتشف بالصدفة.

وتظهر الملاحظات

خلفية الموجات الكونية

    CMB Penzias و Wilson يكتشفان إشعاع الميكروويف الكوني (LAMBDA) & # 8211 واين هو ، جامعة شيكاغو

توسع الكون

أسماء بارزة

نسخة طبق الأصل: الانفجار العظيم وخلفية الموجات الدقيقة الكونية

الدكتورة باميلا جاي: أعتقد أن المكان المناسب للبدء هو في بداية الكون ، أو في هذه الحالة ، في بداية الكون ، وأعطي فقط نظرة عامة واسعة عما كان عليه الانفجار العظيم ، وما حدث ، ثم سنعود وننظر إلى كل من التفاصيل الصغيرة بالتفصيل.

فريزر: حسنًا ، دع & # 8217 s تذهب!

باميلا: في البداية ، كان هناك وقت صفر. نحن لا نعرف ما حدث من قبل ، ولا نعرف ما الذي أثار ذلك - هذه الأسئلة ليست كذلك - يعرف العلم كيف يجيب عليها - لكننا نعلم أنه كان هناك وقت ظهر فيه كل شيء من التفرد . كل شيء يمثل كل شيء في كوننا بأكمله ، في تلك اللحظة الأولى ، تم ضغطه إلى نقطة واحدة.

عندما تضغط الأشياء ، فإنها تصبح ساخنة. عندما تصبح المادة ساخنة بدرجة كافية ، فإنها تصبح طاقة نقية. كانت المادة 8217 مجرد طاقة مجمدة ، وفي تلك اللحظة الأولى من الكون ، كان كل شيء عبارة عن طاقة نقية وكان يتمدد للخارج. في تلك اللحظة الأولى ، كانت جميع القوات قوة واحدة. الجاذبية ، الكهرومغناطيسية ، كل القوى كانت مرتبطة ببعضها البعض.

ثم ، جزء من جزء من الثانية (أو تقنيًا بعد 10 ^ -35 ثانية) انهارت القوى المختلفة ، وفجأة أصبح لدينا الجاذبية والقوة الكهرومغناطيسية ، لكن كل شيء كان لا يزال طاقة. ثم بدأت الكواركات والجلوونات في التكون. المادة عبارة عن طاقة مجمدة فقط ، وأهم الجسيمات هي الكواركات التي تتحد لتشكل البروتونات والنيوترونات.

مع استمرار الكون في التمدد والبرودة ، وصلنا في النهاية إلى نقطة بدأنا فيها في الحصول على جسيمات طبيعية ، مثل البروتونات التي اعتدناها على تكوينك ، أنا والطاولة التي نجلس عليها ، لكن تلك البروتونات كانت لا تزال عالية الطاقة حقًا ، وكان الأمر أشبه بكونك في مركز نجم ، باستثناء أن الكون بأكمله كان مثل التواجد في مركز نجم. كانت هناك بالفعل تفاعلات نووية جارية ، وكان لدينا تكوين للهيليوم.

استمر كل شيء في التمدد والتبريد ، وفي النهاية تم تبريد كل شيء بدرجة كافية بحيث يمكن للذرات المحايدة أن تتشكل: يمكننا الحصول على ذرات هيدروجين محايدة. في تلك المرحلة ، توقفت كل الأشياء المثيرة حتى بدأت النجوم في التكون بعد بضع مئات الآلاف من السنين ، وبدأت المجرات في التكون. كان ذلك عندما بدأ الكون يبدو كما يفعل اليوم.

هذه & # 8217s نظرة عامة كبيرة وواسعة حقًا ، لكن القصة الأساسية هي: خذ كل شيء ، واضغطه بشكل صغير جدًا ، ثم اتركه وشاهده باردًا ثم يتوسع ويبرد ويتوسع.

فريزر: ما الذي دفع بالفعل إلى التوسع؟ ما هي القوة التي تدفعها للخارج؟

باميلا: لست متأكدًا من أن القوة هي الطريقة الصحيحة تمامًا للتفكير في الأمر. يشبه الضغط الموجود في علبة الغاز المضغوط: تقوم بإزالة الجدران من العلبة ، ويتمدد الغاز الموجود في العلبة إلى الخارج ، ولكن هذا الغاز يتمدد إلى شيء ما. في هذه الحالة ، تمدد الكون للتو. لم يكن & # 8217t مثل التوسع في أي شيء ، حيث توسعت للتو.

كان مدفوعًا جزئيًا بدرجات الحرارة ، ولكن بعد ذلك يمكننا القول حقًا. لا تزال محاولة معرفة سبب التوسع مشكلة لدينا ، لأن الكون لا يزال يتوسع بعيدًا ، ولسنا متأكدين تمامًا مما يقود هذا التوسع.

فريزر: ونحن لا نتحدث هنا عن الانفجار ، نحن في الواقع نتحدث عن كل شيء في الكون يتباعد ، أليس كذلك؟

باميلا: بلى. إنه أمر معقد لمحاولة تخيله. يشبه الأمر نوعًا ما ، إذا أخذت قطعة من ورق الرسم البياني ووضعتها في آلة Xerox ، فيمكنك توسيعها بحيث تصبح المربعات أكبر وأكبر وأكبر. هذا النوع من ما حدث لكوننا المبكر: أصبحت المناطق الواقعة بين شيئين أكبر وأكبر وأكبر & # 8211 لكن قطعة ورق الرسم البياني في جهاز Xerox لديك لها حواف. تخيل أن لديك نوعًا من ورق الرسم البياني السحري mobius الذي لم يكن له أي حافة على الإطلاق ، وكان يتوسع للخارج - الآن لديك في ذهنك تمثيل غريب لما هو هذا الكون المبكر - وما يستمر كوننا اليوم في أن يكون - هذه الهندسة المتوسعة التي ليس لها حافة ولا تتوسع في أي شيء بقدر ما تتوسع فقط.

فريزر: لذلك قد تكون مجرتنا على طول أحد خطوط ورقة الرسم البياني تلك ، وتتوسع ، ومن ثم ربما تكون مجراتنا القريبة على أحد تلك الخطوط الأخرى من ورقة الرسم البياني ، وهذا هو السبب في أننا نراها تبتعد عنا - المربعات هي فقط تكبر وأكبر.

باميلا: بالضبط. الأشياء التي ترتبط جاذبيًا معًا لن تتغير في الحجم ، لذا فإن مجرتنا هي شيء عملاق مرتبط بالجاذبية.

فريزر: لذلك أنا وأنت & # 8217t لا نبتعد عن بعضنا البعض الآن.

باميلا: بقدر ما تتهمنا زوجتك أو زوجي بالحصول على رؤوس أكبر ، تظل رؤوسنا بنفس الحجم.

فريزر: كيف ظهر الانفجار العظيم في المقام الأول؟

باميلا: تاريخياً ، بدأ في بداية القرن الماضي عندما جلس أينشتاين وخرج بنظرياته النسبية ، التي قالت رياضياً إن الكون يجب أن يتوسع أو يتقلص. لقد ذهب ، & # 8220oh لا ، هذا & # 8217s سيء - كوننا هو ما هو عليه ، إنه نظام ثابت & # 8221 لذلك أضاف الثابت الكوني وساكن الكون.

فريزر: لكن لا أحد يعرف ، كما قال للتو ، & # 8220 أن & # 8217s بالطريقة التي اعتقدنا دائمًا أنها كانت كذلك ، لذلك أنا & # 8217 م أذهب مع ذلك. & # 8221

باميلا: حتى العلماء مدفوعون إلى حد ما بأسسهم الفلسفية إلى الطريقة التي يرون بها العالم. إذا كنت تتوقع أن الكون لا يتحرك ، ومعادلاتك تقول ذلك ، وليس لديك أي دليل (ولم يكن هناك & # 8217t في تلك المرحلة) يقول ما يفعله الكون ، يمكنك أن تجعل نظريتك إلى حد كبير افعل ما تشاء. لذلك خلق ثابتًا سمح له بمنع الكون من التمدد أو الانكماش رياضيًا.

بعد بضع سنوات ، كانت هناك ملاحظات أجريت في مرصد لويل من قبل رجل يدعى فيستو سليفر أظهرت أن غالبية المجرات التي يمكننا رؤيتها تبتعد عنا. يشير هذا إلى أمرين مختلفين: إما أننا & # 8217re في مكان فريد جدًا ، مما يتسبب في ابتعاد كل شيء عنا (كما لو أننا حصلنا على نوع من الرائحة الكريهة) ، أو أن الكون مصمم بهذه الطريقة بغض النظر عن المجرة التي أنت عليها ، ترى كل شيء يتحرك بعيدًا عنك.

يقول جزء من العلم أنه يمكننا & # 8217t أن نفترض وجود & # 8217s شيئًا مميزًا حول متى وأين نحن. علينا أن نفترض أن كوكب الأرض ، مجرة ​​درب التبانة التي نعيش فيها ، كل شيء متوسط ​​تمامًا ، قياسي ، طبيعي. هذا يترك فكرة أنه بغض النظر عن مكانك & # 8217re ، عليك أن ترى كل المجرات تبتعد. يمكنني الانتقال إلى مجرة ​​على بعد مائة مليون سنة ضوئية وما زلت أرى كل شيء على أنه يتحرك بعيدًا. يمكنني الانتقال إلى مجرة ​​تبعد 3 مليارات سنة ضوئية ، وما زلت أرى كل شيء يتحرك بعيدًا. يمكن أن يحدث ذلك إذا كنت تعيش في عالم موسع.

تخيل أنك & # 8217 لديك بعض الميكروبات على زبيب في رغيف من خبز الزبيب. عندما يكون الرغيف صغيرًا ويوضع على الخزانة ليرتفع ، فإن كل الزبيب يكون قريبًا. عندما تتمدد عجينة الخبز ، ترى كل الزبيب يتحرك بعيدًا عنك. It’s not that they’re moving away from you, as the space between you and them is expanding and they’re getting carried further away in the expanding space. That’s the universe we live in: it’s a loaf of expanding raisin bread, and we’re just microbes hanging out.

Fraser: How is the discovery further discovered?

Pamela: A man by the name of Edwin Hubble (for whom the Hubble Space Telescope is named), looked at Vesto Slipher’s results, and then went and took more data of his own. He realised that the further away a galaxy is from us, the faster it’s moving away from us, which was the mathematical evidence needed to say yes, it is an expanding universe. That was the start of it all. Then mathematics were built up around that to explain what the consequences of this are.

Fraser: Right, so this week we’ve got the Nobel Prize that has been won by two Americans that worked on the COBE satellite, which was one of the satellites that searched for the cosmic microwave background radiation. We were thinking that this week we’d talk about one of the big lines of evidence for the big bang, which is this discovery of the cosmic microwave background radiation.

Let’s go back to the beginning.

Pamela: Hubble comes out with his results and these are results that did get used by John C. Mather and George Smoot to promote the building of the COBE satellite and the analysis of its data.

Hubble came up with these results – the universe is expanding. Well, if something’s expanding, that implies at some point in the past it was much smaller, denser and you can trace it backwards. A man by the name of Georges Lemaître, worked out Einstein’s theories to figure out the mathematical implications of this expanding universe. First you erase Einstein’s cosmological constant (which has since come back, but that’s a story for a later day), and he said, “okay, so once upon a time, our universe had to be much smaller.” When you take gas, matter and all the stuff that’s in our universe and compress it down, you make it hot. If you keep compressing it, it gets hotter and hotter and hotter. He worked through the implications of this and realised at some point, all of the matter was so dense that when a bit of light tried to move from point A to point B, it couldn’t help but interact with the electrons and protons of the early universe.

More people came and worked on that. He was working in the late 20s and early 30s, then another team with the great name of Alpha Bethe and Gamow came and studied the problem more in the 40s. they kept working on this and eventually built up this detailed picture that said that all the energy and matter were interacting with one another, and then they cooled to a point that all of a sudden, the atoms could hang out by themselves being isolatory, and the light could go flying off into any direction it wanted.

Fraser: What would that look like then? I’m trying to understand. You’ve got all the matter and all the light bouncing into each other – what would that look like?

Pamela: Take a fluorescent light tube. Take it out of its case, take the cover off of the casing so you just have the light bulb, and very carefully put a comic strip behind it (or something). If you have a mostly clear tube, you can look through the tube and see the comic strip behind. When you turn on the light, you can no longer see the tube. What’s happening is inside the tube, because you have the electricity flowing through it you have all of the electrons jumping around between energy states and they’re emitting light as they’re doing this. The light that’s trying to get through the tube is constantly interacting with the electrons. Everything becomes completely opaque, so you have this glowing, can’t-be-seen-through, hot gas.

That’s what the early universe looked like, and then at a certain point it cooled off enough that it was just like when you turn off the switch for the light. Now you can see through the bulb again, and you can see that comic strip that you stuck behind the bulb. At that moment, all the light gets sent off running about your room, and you can see through the tube.

Now, if you had extra-ultra-mega-high speed cameras, you could see that light coming off the light bulb when you shut off the electricity, come out and sort of (in a packet) fly across the room. That same light, from the moment that the universe cooled off enough that the light and the matter stopped interacting directly, is still bouncing around the universe. It has a specific temperature.

Fraser: So if we had a big enough telescope, we could look out to the very edges of the universe and see that light in all directions, right? You’re looking back in time, so if you look far enough back in time, you would see in all directions, right?

Pamela: In fact, it’s not so much about a big enough telescope, as a telescope capable of seeing in the right colours. In fact, your television antenna, is (at a certain level) a big enough telescope. When you see static in your television, part of that static you’re seeing is light from the moment when the universe cooled off enough that the photons could go flying off on their own.

Fraser: Okay, how is my television seeing light?

Pamela: This is one of those things where our language is hiding things from us. We talk about our television and our radio and what we see with our eyes as though they’re three entirely different things. When you turn on your microwave, you’re shooting light at your food. When you turn on your television, you’re intercepting light with your TV antenna. With the TV it’s light that’s off in radio frequencies: it’s so red, it’s beyond what you can see with your eyes, beyond what Arnold Schwarzenegger can see with night vision goggles in movies… it’s red, red, red in the radio spectrum.

Our microwave is a little bit less red: it’s microwave-length radiation. We talk about things by the lengths of their waves. Radio waves can have waves that are metres or kilometres in length. Microwaves have lengths in the micrometres. Stuff we can see with our eyes is nanometre radiation. X ray is just another colour of light. Our cell phone antenna is looking at one colour of light. Our wireless routers in our houses look at another colour of light.

Fraser: So how did this original glow, that was once just whatever colour it was, move from that to microwaves?

Pamela: Originally it was really, really hot, and thus had a really blue, blue, blue colour. Every little kid that draws blue as cold and red as hot actually has his science backwards (but we don’t need to explain this to five year-olds). Blue is actually really, really hot. If you watch Captain Kirk on an old Star Trek episode heat up a rock, it goes from red to blue (eventually).

Originally we had this really hot, really, really blue light, that was emitted as the universe cooled. As the universe has continued to expand, all the energy that was given off at that moment has had to stretch out to fill the universe. So we went from having this really blue light, in a hot, dense universe, to now having this really, really red microwave light that fills a much bigger universe.

Fraser: Hold on, let me see if I get this: so as the universe has been expanding, since the big bang, the actual light itself that’s been bouncing around, has actually stretched out? I guess the point is the photons we’re seeing from that very beginning, those very photons have kind of stretched out to fill the space between what they started out with and matching the size of the universe now.

Pamela: The energy has to fill up the space, and there’s no new energy coming into the system. Light, which is just energy, has to stretch out to fill the expanding universe.

Fraser: So that’s why the wavelengths, when they started out in the nanometres are now in the micrometres.

Pamela: بالضبط. This was figured out in the 60s by a group out of Princeton lead by a man named Dicke, and he worked out mathematically exactly what colour the radiation should be today, having figured out when he thought the big bang might’ve been. He started building a dicke radiometer. At the same time he was building his device to look for his radiation, there was a group working at Bell Labs – Penzias and Wilson – who were going to do astronomy of a different sort, but were also building a dicke radiometer.

They finished theirs first, and they started to do their astronomy program, and had this really annoying noise in the background of their research. They did everything good scientists do: they fussed with their equipment, made sure their equipment was absolutely perfect. They looked at their equipment and realised there were pigeons living in their equipment, so they evicted the pigeons and cleaned up the things the pigeons left behind in their equipment (as pigeons do). When their equipment was completely clean, completely fixed, everything checked out perfectly and the noise was still there.

Rather than just saying “well, we can’t find it,” and moving on with life, they decided it must have some physical cause. They started looking around to see what science could explain this weird noise in the background of their data. Dicke up at Princeton got word of what was going on and stopped building his equipment, and there was much talking. Penzias and Wilson found out they had discovered the CMB. They had discovered this leftover light from the moment the universe cooled off enough that the light could go flying off on its own, and the neutral hydrogen was formed.

Fraser: So their detector was actually seeing the shifted wavelength of this original hot light, now in the microwave spectrum.

Pamela: They were seeing the cooled-off energy from the big bang. Pretty neat discovery – and Penzias and Wilson actually went on and got a Nobel Prize for their discovery. There were a lot of bitter theorists who’d done a lot of hard mathematical work and didn’t get a Nobel prize – but the history books remember everyone that was involved.

Fraser: So there’s one of the great lines of evidence for the big bang. The prediction was that if the big bang was right, and the universe was at this singular point in the past, you would see this microwave background radiation, and they found it.

Pamela: They found it.

Fraser: There was more work done with the microwave background radiation over time, right? That’s where COBE comes in?

Pamela: With the original discovery of the CMB, they were using fairly limited technology. Trying to see microwaves through our atmosphere is not the easiest thing in the world. What you really want to do is get above our atmosphere. There were balloon experiments done, and it all pointed out that the background light was basically the exact same temperature no matter what direction you looked in.

This meant the material that formed the background radiation was all the exact same temperature at the moment that the neutral hydrogen formed. This implies the whole universe went cold at the exact same moment as well. Anytime you imagine the entire universe doing the exact same thing at the exact same time, you have to say, “wow, am I really seeing that?” because that’s a lot of stuff to do the same thing all at once.

Scientists carefully measured over and over and over, trying to get the most exact measurements of how consistent the colour of the background radiation was. To do it right, it was realised we really needed to launch a satellite, map the entire thing all at once consistently with the same instrument.

This is where Smoot and Mather came in. they spearheaded the building and operational analysis of the COBE satellite, which was the first satellite to go up and map the entire cosmic microwave background radiation. They found that the entire background was exactly the same colour to one part in 100 thousand. That says that yeah – to 1 in 100 thousand, the entire universe did the exact same thing, at the exact same time, in the exact same way – and that’s pretty cool when you think about it.

Fraser: So the universe – I don’t know how long a time that was, but the universe went from opaque gas to transparent gas at the exact same time?

Pamela: بلى. There are some very slight variations: these one part in 100 thousand variations, where there were sections that were a little bit hotter, or sections that were a little bit colder. These temperature variations lead to colour variations and imply there were density variations.

So there were places that were a little more dense, places that were a little less dense, and we can see that in these very careful maps of the colour of the CMB. What’s cool is these very slight variations actually point to where we now have galaxy clusters, and where we have emptiness in the universe today. So these slight irregularities that we see in the background point to where all the structures in our modern universe would eventually be forming.

Fraser: So those are pretty important then.

Pamela: Those are very important. In fact, those are probably worth an entire episode just to themselves. It was these “anisotropies,” these variations in the background, that have been getting the most attention in recent days. It’s from these slight variations that we can figure out how our universe today is expanding, we can figure out how much matter there is in the universe (compared to energy). Very small things can sometimes have really huge implications.

Fraser: COBE was followed up by the WMAP satellite that was launched just a few years ago, and it sort of did the same thing, right?

Pamela: Right, the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. It went up and it had more sensitivity than COBE had, and went in and they were able to measure that the temperature of the background radiation is 2.728 degrees above absolute zero – above the temperature at which atoms stop moving (plus or minus 0.004 degrees).

They made an extremely accurate map in very high detail, looking at the distribution of the sizes of these irregularities, to see how many big irregularities there were, how many small irregularities there were, how many were a little hotter or a little bit colder. There’d been theorists who’d said, “we expect, based on the current distribution of matter in the visible universe, that the background should have the following numbers of irregularities of these given sizes.” There were all these theories making predictions of what should be seen. What was cool, was WMAP exactly matched some of the theories, and they were able to say, “this set of theories, this specific theoretical model of our universe, is correct.” It was also able to say, “the universe IS 13.7 billion years old (plus or minus 0.2 billion).”

Fraser: And that’s where we’re getting that 13.7 billion – the age of the universe.

Pamela: It all comes from WMAP

Fraser: From WMAP – and that only came out three or four years ago.

Pamela: that came out in late 2002 or early 2003. it’s all new results. When I was in graduate school, which I finished in 2002, we were still talking about how we don’t know the age of things, how there were still all these weird contradictions where when you tried to measure things one way you ended up with the stars older than the universe, but when you measured things other ways, you couldn’t figure out when galaxies formed.

One satellite solved all those problems, and that one satellite was the culmination of Lemaître’s starting in 1927 with his work, and the work done in the 40s by Alpha, Bethe and Gamow (mostly by Gamow), and then the 1965 observations by Penzias and Wilson. This was then culminated in the COBE satellite, with Mather and Smoot, and finally in the WMAP satellite, named after Wilkinson. Science just builds one thing after another.

Fraser: And we’re only partway done, I think we’ve run out of time for this week, but we’ve got the big bang and we’ve got one very important line of evidence that people know how we know about the big bang, and how we know the universe started from a singularity. There’s more lines of evidence that we’ll talk about next week.

Pamela: You can never say something is true if you only have one piece of evidence. We have more than one, we know the big bang is true.


This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


Deciphering the CMB

Over the past 50 years, astronomers have gone on to examine the CMB in more and more detail. In the early 1970s theoreticians such as Jim Peebles at Princeton and Rashid Sunyaev and Yakov Zel’dovich in Russia realised that there should be structure in the CMB, called “anisotropies”, and that these could be used to determine important parameters about the universe including its overall density, its age, and its future fate. However, the predicted structure would be manifested as tiny temperature variations, which were impossible to detect from ground-based telescopes.

In 1989 NASA launched the Cosmic Background Explorer (COBE), which confirmed previous measurements of the CMB to exquisite accuracy in 1990. In 1992, it saw the anisotropies for the first time – a result hailed by COBE scientist George Smoot as “like seeing the fingerprints of God”. However, COBE was not sensitive enough to determine the geometry of the universe, which is related to its fate via Einstein’s theory of gravity.

CMB based on COBE data. ناسا

Just a decade later, the balloon-borne telescope BOOMERANG was the first to measure the universe’s geometry from the CMB, followed by NASA’s Wilkinson Microwave Anisotropies Probe (WMAP) satellite. In fact, WMAP confirmed BOOMERANG’s findings with more accuracy and determined the universe’s age, composition, and future. Europe’s Planck satellite has confirmed WMAP’s findings with even more accuracy, and has been measuring the polarisation of the CMB’s light by matter in the more recent universe.

In March 2014 there was huge excitement when the BICEP2 team announced that their South Pole-based telescope had found the first ever evidence for “cosmic inflation”, the idea that the universe expanded very rapidly in the first fraction of a second. However, by the autumn of 2014 this announcement had been found to have been flawed. The signal they had detected was more likely due to dust in our galaxy which they had failed to properly subtract from their signal.


5 Reasons Astronomy Still Matters

Prebiotic chemistry and possibly even life itself begins in space.

“If not for stars, there would be no glass and steel, no internet, and no iron-enriched vitamins to help us make it through the day,” I write in my book “Distant Wanderers.”

Thus, learning a little astrophysics could go a long way in understanding just how we got here.

2. Your life may depend on it.

We may all get whacked unexpectedly by a comet or asteroid that failed to make the current list of over 8,000 near-earth objects (NEOs) thus far identified. Tens of thousands of such potentially hazardous objects remain undetected.

But knowing a bit about planetary science could also help you explain to your kids why such catastrophes aren’t likely to happen within their own lifetimes.

Star party on the U.K.'s Isle of Wight Credit: Graham Green

3. Your place in the universe doesn't end at the edge of the deep blue sky.

The constellations fascinate us, in part, because they are linked to concepts of time and distance that are beyond our earthly imagining. But instinctually, we all understand that these tiny points of light are portals through which we might find answers to some of life's toughest questions.

"Nearly everyone is interested in astronomy at some level, whether it's just for the "pretty pictures" or because astronomy addresses "big questions," such as where did we come from and where are we going,” Rick Fienberg, an astronomer and the American Astronomical Society’s (AAS) press officer told Forbes. “But our astronomical literacy is declining.”

By some estimates, more than a third of Americans don’t even understand the fact that the earth orbits our sun.

4. Astronomy is the alpha and omega of all science.

Astronomy should be the first science that kids are taught, because everything stems from cosmology and astrophysics.

As I told an astronomy communicators conference a couple of years back: What can trump the fact that we are still evolving from an astronomical event that happened 13.7 billion years ago?

Astronomy also benefits from and boosts our current digital economy with lots of follow-on technology.

Although it’s well known that the telescope was initially designed for military purposes, current telescopy’s state of the art engineering, laser and optical technologies have also spawned wide-ranging medical applications that save lives and human sight on a daily basis.

And because the process of trying to make sense of the universe is so far-reaching and ambitious, astronomy is now inherently interdisciplinary. As a result, it must span the fields of geology, biology, chemistry, nuclear and particle physics as well as applied sciences like data analysis and computer science.

5. Astronomy is the ultimate means of communing with nature.

Anyone who’s looked up from a deserted beach on a clear dark night can easily appreciate the sheer rush from seeing all those points of light. But such jaunts can also be deeply humbling.

It’s pretty hard to walk away from a night sampling deep skies at a mountaintop observatory without a justifiable sense of awe. And also without sensing a real, albeit tenuous, connection with the cosmos at large.

The band of the Milky Way, including the central region of our galaxy, stretches across the sky. The . [+] MPG/ESO 2.2-metre telescope is seen in the foreground. Credit: ESO/José Francisco Salgado (josefrancisco.org)

However, even outside the major cities, dark skies are now much harder to come by, which only adds to our current estrangement from nature.

“Sky-glow and other forms of light pollution are disconnecting people from the sky,” said Fienberg. “There are so many indoor distractions, from 500 TV channels to video games to Facebook, that kids don't seem to spend nearly as much time outside.”

Finally, astronomy is a logical outgrowth of our species’ inherent curiosity and cussed need to know why.

“Why?” is the most profound question that anyone can pose. As Aristotle noted, "All men by nature have a desire to know."

Some are more curious than others. But our destiny appears linked to our desire for orientation our need to wander and the cyclical nature of the cosmos itself.

And in the crudest sense, 6000 years of astronomy is ultimately about the “desire to know.”


EVENTS

*opens door* *dusts off cobwebs*

Time to get this started back up, too. And I’m doing that with this ridiculously amazing image. Now… I absolutely had to start this series off with that incredible image of Saturn, but this honestly should have been the next one. Not making this the very next picture was a mistake. But I’m making up for that now…

This is it right here. The oldest light we can see. The baby visible universe. The best evidence for, and the afterglow of, the Big Bang. The Cosmic Microwave Background.

This image is compiled from data collected by PLANCK. If you click on it, it will download a high resolution, 20.70mb TIFF of this same image. Here’s a link to see WMAP’s image, compiled from nine years of WMAP Data.

The Cosmic Microwave Background, as seen by PLANCK.

It’s an incredible thing, really. This radiation is the result of the recombination event after the Big Bang, which happened when our visible pocket of the universe was around 379,000 years old. That makes the light from this event around 13,769,621,000 years old, give or take 59,000,000 years (note… our visible pocket of the universe is around 13,770,000,000 years old, give or take 59,000,000 years that difference may seem large, but it’s actually only 4% of the total lifespan of our visible universe in years basically, 59 million is a جدا tiny number compared to 13.77 billion).

It’s amazing to think about that fact… light is the fastest thing in our universe, but it doesn’t travel instantly. It travels at a fixed rate of 186,282 miles per second in a true vacuum. This means that, when you look up into the sky, you’re looking into the past. This is even true for objects close to us. We see the sun as it was 8 minutes and 19 seconds ago, and the moon as it was about 1 second ago. But you can take it even further, because even when you look at yourself in the mirror, you’re seeing yourself as you were less than a nanosecond ago.

This means that, because light travels at a fixed rate, we do, in fact, look into the past. We just don’t have any control over how far, and depending on how close the object your looking at is, it’s not very far into the past at all. On earth, it’s only ever some nanoseconds, or less, into the past. But look into space, and that visual trip to the past stretches from light-seconds to lightسنوات. It’s a testament to just how big our visible universe is that we need to use time to measure it’s size. And even with time, measuring the size of the universe is still hard to do because the universe is expanding. That said, estimates from 2015 put it at around 93 billion lightyears in diameter (putting the edge around 46.5 billion lightyears away from us) because of the expansion rate, which is why we can only see part of it… there’s a whole lot of light that hasn’t had time to reach us, and there’s even more light that probably never will.

This isn’t a tangent from the image, by the way. This is how the image above inspires me to think. This is why I am so in love with the universe, and with all the scientific fields dedicated to studying it. Reality is so fascinating, so wondrous, so incredible… you really don’t need the supernatural at all to still be in awe of everything we see around us.

Just look at space. Why would we ever need anything more?

As an addendum, I’ve always been curious as to how Creationists deal with the CMBR, so I decided to google it. The stuff I found is hilarious in just how bad it all is. I’ll use Do Not Link (except for the first link, which is to Quora), but here are some results:

Yup… it’s hilarious just how bad it all is. They’re floundering, really.


تعليقات

February 10, 2015 at 2:54 pm

Thanks for this clear and enthusiastic report. I continue to find Sky and Telescope the best source of news about cosmology -- not too dumbed-down, not too technical, just right for this interested layperson.

ESA has been doing some very successful science missions in recent years, including Planck and Rosetta. I'm looking forward to the astrometry and photometry results from Gaia. Come to think of it, ESA is "covering the waterfront" from planetary science to mapping our galaxy to understanding the whole darn universe. They seem to develop remarkably efficient spacecraft with very clearly defined science goals. Sometimes smaller is better.

You must be logged in to post a comment.

February 13, 2015 at 6:57 pm

This was an excellent report. Thanks Camille.
This probably shows my ignorance about the standard model and these measurement, but what do these data say (if anything) about the accelerated expanse rate of the outer region of the Universe? Is that predicted by the "standard lambda-CDM model?"

You must be logged in to post a comment.

Camille M. Carlisle Post Author

February 23, 2015 at 3:47 pm

Do you mean the fact that the more distant the galaxy, the faster it's receding from us? That's a byproduct of how cosmic expansion works. The WMAP folks put together a short explanation (and I recommend poking around the WMAP site for more info on cosmology) basically, you can think of the universe like a loaf of raisin bread baking in the oven. Say a "unit" of dough always doubles in size in 10 minutes. Then in 10 minutes, two raisins that began 2 units apart will be 4 units apart, but two raisins that were 4 units apart will now be 8 units apart. So the expansion rate of the dough is the same throughout the loaf, but that translates into the raisins moving apart from one another at a speed that's proportional to their distance from one another. That's what we mean in the units of the Hubble constant, which are kilometers per second per megaparsec (km/s/Mpc): a galaxy is moving away from us at a speed that's proportional to its distance. (Did that help?)


History of microwave astronomy

The Cosmic Microwave Background (CMB) was discovered by chance in 1965 by Penzias and Wilson. A number of ground-based observations have been carried out since, but these are limited by atmospheric disturbance and artificial illumination.

In modern cosmology, CMB measurements are one of the major pillars to test theories about the birth and evolution of the Universe — two Nobel prizes have been awarded in this field.

The first space-based measurements of the CMB were carried out with NASA’s Cosmic Background Explorer (COBE) satellite. In 1992, it confirmed for the first time that the temperature of the CMB was not identical all over the sky. The measurements indicated that over angular scales larger than 10o, the CMB temperature varies by about one part in 100 000 from the average value of 2.73K.

In 2003, COBE’s successor, the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) dramatically improved the map’s clarity and sharpness. This helped to determine some important characteristics of the Universe such as its age, and the amount of the different types of matter and energy that it contains. It also allowed to discard a few potential theories related to its birth and evolution.

Planck has enormously increased capabilities with respect to its predecessors they will allow it to distinguish details in the structure of the CMB that have been invisible so far, and bring it into sharp focus. In turn, this implies that the conditions of the Universe close to the Big Bang can be probed more accurately than ever before.

Some of the results obtained by Planck will be definitive: no future experiments will be able to improve on them. The reason is that the radiation emitted by the structures of matter created long after the Big Bang creates a background noise that limits the ability to measure variations in the temperature of the CMB. Planck will reach this natural limit, and will extract all the information that the CMB holds.

Planck’s measurements will provide the necessary foundation to zero in on more accurate theories and perhaps, surprise us with discoveries that may revolutionise the way we see our Universe.


شاهد الفيديو: اخفاء رقم الهاتف في الفيس بوك 2020 (ديسمبر 2021).