พื้นหลังไมโครเวฟคอสมิคคืออะไร?

Send

เป็นเวลาหลายพันปีที่มนุษย์กำลังไตร่ตรองจักรวาลและพยายามกำหนดขอบเขตที่แท้จริงของมัน ในศตวรรษที่ 20 นักวิทยาศาสตร์เริ่มเข้าใจว่าจักรวาลนั้นกว้างใหญ่ (และอาจไม่มีที่สิ้นสุด)

และในขณะที่มองไกลออกไปในอวกาศและย้อนเวลากลับไปลึกลงนักจักรวาลวิทยาได้ค้นพบบางสิ่งที่น่าอัศจรรย์อย่างแท้จริง ตัวอย่างเช่นในช่วงปี 1960 นักดาราศาสตร์เริ่มตระหนักถึงรังสีไมโครเวฟพื้นหลังที่ตรวจพบได้ทุกทิศทาง รู้จักกันในชื่อ Cosmic Microwave Background (CMB) การมีอยู่ของรังสีนี้ได้ช่วยแจ้งให้เราเข้าใจถึงการเริ่มต้นของจักรวาล

รายละเอียด:

CMB เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ตกค้างจากยุคดาราศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดซึ่งแทรกซึมทั่วทั้งจักรวาล เชื่อกันว่าก่อตัวหลังจากบิ๊กแบงประมาณ 380,000 ปีและมีข้อบ่งชี้ที่ลึกซึ้งว่าดาวฤกษ์และกาแล็กซี่แรกก่อตัวอย่างไร ในขณะที่การแผ่รังสีนี้มองไม่เห็นโดยใช้กล้องโทรทรรศน์แสงกล้องโทรทรรศน์วิทยุสามารถตรวจจับสัญญาณจาง ๆ (หรือเรืองแสง) ที่แข็งแกร่งที่สุดในภูมิภาคไมโครเวฟของคลื่นวิทยุ

CMB สามารถมองเห็นได้ในระยะ 13.8 พันล้านปีแสงในทุกทิศทางจากโลกนำนักวิทยาศาสตร์มาตัดสินว่านี่เป็นยุคที่แท้จริงของจักรวาล อย่างไรก็ตามมันไม่ได้บ่งบอกถึงขอบเขตที่แท้จริงของจักรวาล เนื่องจากพื้นที่นั้นอยู่ในช่วงของการขยายตัวนับตั้งแต่เอกภพยุคแรก (และขยายตัวเร็วกว่าความเร็วแสง) CMB จึงเป็นเพียงย้อนเวลากลับไปมากที่สุดในเวลาที่เราสามารถมองเห็น

ความสัมพันธ์กับบิ๊กแบง:

CMB เป็นศูนย์กลางของทฤษฎีบิ๊กแบงและแบบจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ (เช่นรุ่นแลมบ์ดา -CDM) ตามทฤษฎีแล้วเมื่อจักรวาลเกิดมาเมื่อ 13.8 พันล้านปีก่อนสสารทั้งหมดก็รวมตัวกันบนจุดเดียวที่ไม่มีที่สิ้นสุดและมีความร้อนสูง เนื่องจากความร้อนและความหนาแน่นสูงของสสารสถานะของจักรวาลจึงไม่เสถียรอย่างมาก ทันใดนั้นประเด็นนี้เริ่มขยายตัวและจักรวาลที่เรารู้ว่ามันเริ่ม

ในเวลานี้พื้นที่ถูกเติมเต็มด้วยอนุภาคพลาสมาพลาสม่าสีขาวร้อนซึ่งประกอบด้วยโปรตอนนิวตรอนอิเล็กตรอนและโฟตอน (แสง) ระหว่าง 380,000 ถึง 150 ล้านปีหลังจากบิกแบงโฟตอนนั้นมีปฏิสัมพันธ์กับอิเล็กตรอนอิสระอย่างต่อเนื่องและไม่สามารถเดินทางไกลได้ เหตุใดยุคนี้จึงถูกขนานนามว่า“ ยุคมืด”

เมื่อเอกภพยังคงขยายตัวมันก็เย็นลงจนถึงจุดที่อิเล็กตรอนสามารถรวมกับโปรตอนเพื่อสร้างอะตอมไฮโดรเจน (aka. Recombination Period) ในกรณีที่ไม่มีอิเล็กตรอนอิสระโฟตอนก็สามารถเคลื่อนที่ได้โดยไม่ จำกัด ผ่านเอกภพและมันก็เริ่มปรากฏขึ้นอย่างที่มันเป็นทุกวันนี้ (เช่นโปร่งใสและแทรกซึมด้วยแสง) ตลอดระยะเวลาหลายพันล้านปีที่ผ่านมาจักรวาลยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่องและเย็นลงอย่างมาก

เนื่องจากการขยายตัวของอวกาศความยาวคลื่นของโฟตอนเพิ่มขึ้น (กลายเป็น 'redshifted') เป็นประมาณ 1 มิลลิเมตรและอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพลดลงเหลือศูนย์ที่แน่นอน - 2.7 เคลวิน (-270 ° C; -454 ° F) โฟตอนเหล่านี้เติมนิตยสารอวกาศและปรากฏเป็นแสงพื้นหลังที่สามารถตรวจจับได้ในความยาวคลื่นอินฟราเรดและคลื่นวิทยุ

ประวัติการศึกษา:

การดำรงอยู่ของ CMB นั้นถูกสร้างขึ้นโดยนักฟิสิกส์ชาวยูเครน - อเมริกัน George Gamow ร่วมกับนักเรียนของเขา Ralph Alpher และ Robert Herman ในปี 1948 ทฤษฎีนี้มีพื้นฐานมาจากการศึกษาผลของนิวคลีโอซินขององค์ประกอบแสง (ไฮโดรเจนฮีเลียมและ ลิเธียม) ในช่วงแรกของจักรวาล โดยพื้นฐานแล้วพวกเขาตระหนักว่าเพื่อสังเคราะห์นิวเคลียสขององค์ประกอบเหล่านี้จักรวาลยุคแรกจำเป็นต้องมีความร้อนสูงมาก

พวกเขาเสริมทฤษฏีเพิ่มเติมว่าการแผ่รังสีที่เหลือจากช่วงเวลาที่ร้อนจัดนี้จะซึมซับเอกภพและจะตรวจจับได้ เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพพวกเขาประมาณว่ารังสีพื้นหลังนี้จะมีอุณหภูมิต่ำ 5 K (-268 ° C; -450 ° F) - เพียงห้าองศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ - ซึ่งสอดคล้องกับความยาวคลื่นไมโครเวฟ ยังไม่ถึงปี 1964 ว่ามีการตรวจพบหลักฐานแรกสำหรับ CMB

นี่เป็นผลมาจากนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Arno Penzias และ Robert Wilson โดยใช้เครื่องวัดคลื่นวิทยุ Dicke ซึ่งพวกเขาตั้งใจจะใช้สำหรับดาราศาสตร์วิทยุและการทดลองสื่อสารผ่านดาวเทียม อย่างไรก็ตามเมื่อทำการวัดครั้งแรกพวกเขาสังเกตเห็นว่ามีอุณหภูมิเสาอากาศ 4.2K เกินกว่าที่พวกเขาไม่สามารถอธิบายได้และสามารถอธิบายได้จากการมีรังสีพื้นหลังเท่านั้น สำหรับการค้นพบของพวกเขา Penzias และ Wilson ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 1978

ในขั้นต้นการตรวจจับของ CMB เป็นแหล่งที่มาของความขัดแย้งระหว่างผู้เสนอทฤษฎีทางดาราศาสตร์ที่แตกต่างกัน ในขณะที่ผู้เสนอทฤษฎีบิ๊กแบงอ้างว่านี่คือ“ รังสีที่ระลึก” ที่หลงเหลืออยู่จากบิกแบงผู้เสนอทฤษฎีความมั่นคงของรัฐยืนยันว่ามันเป็นผลมาจากแสงดาวกระจัดกระจายจากกาแลกซี่ไกลโพ้น อย่างไรก็ตามในปี 1970 ความเห็นทางวิทยาศาสตร์ได้กลายเป็นที่นิยมในการตีความของ Big Bang

ในช่วงปี 1980 เครื่องมือภาคพื้นดินได้วางข้อ จำกัด ที่เข้มงวดมากขึ้นเกี่ยวกับความแตกต่างของอุณหภูมิของ CMB สิ่งเหล่านี้รวมถึงภารกิจของโซเวียต RELIKT-1 บนดาวเทียม Prognoz 9 (ซึ่งเปิดตัวในเดือนกรกฎาคม 2526) และภารกิจของ NASA Cosmic Background Explorer (COBE) (ผู้ค้นพบถูกตีพิมพ์ในปี 2535) สำหรับผลงานของพวกเขาทีม COBE ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2549

COBE ยังตรวจพบจุดสูงสุดของเสียงแรกของ CMB ซึ่งเป็นเสียงสะท้อนในพลาสมาซึ่งสอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นขนาดใหญ่ในเอกภพยุคแรกที่เกิดจากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง การทดลองหลายครั้งเกิดขึ้นในช่วงทศวรรษหน้าซึ่งประกอบด้วยการทดลองภาคพื้นดินและบอลลูนซึ่งมีจุดประสงค์เพื่อให้การวัดที่แม่นยำยิ่งขึ้นของจุดสูงสุดเสียงแรก

จุดสูงสุดของเสียงที่สองถูกตรวจพบอย่างไม่แน่นอนโดยการทดลองหลายครั้ง แต่ไม่ได้รับการตรวจพบอย่างแน่นอนจนกระทั่งเครื่องไมโครเวฟ Anisotropy Probe (WMAP) ของ Wilkinson ได้ถูกนำไปใช้ในปี 2544 ระหว่างปี 2001 และ 2010 เมื่อภารกิจสรุปแล้ว WMAP ก็ตรวจพบจุดสูงสุดที่สาม ตั้งแต่ปี 2010 หลายภารกิจได้เฝ้าติดตาม CMB เพื่อปรับปรุงการวัดโพลาไรเซชันและการเปลี่ยนแปลงขนาดเล็กในความหนาแน่น

สิ่งเหล่านี้รวมถึงกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินเช่น QUEST ที่ DASI (QUaD) และกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ที่สถานีขั้วโลกใต้ Amudsen-Scott และกล้องโทรทรรศน์ Atacama Cosmology และกล้องโทรทรรศน์ Q / U Imaging ExperimenT (QUIET) ในชิลี ในขณะเดียวกันองค์การอวกาศยุโรป พลังค์ ยานอวกาศยังคงวัด CMB จากอวกาศ

อนาคตของ CMB:

ตามทฤษฎีจักรวาลวิทยาต่าง ๆ จักรวาลอาจจะหยุดขยายตัวและเริ่มการถอยหลังโดยปิดท้ายด้วยการล่มสลายตามด้วยบิ๊กแบง - อาคา ทฤษฎีบิ๊กขบเคี้ยว ในสถานการณ์อื่นที่รู้จักกันในชื่อบิ๊กริปการขยายตัวของจักรวาลในที่สุดจะนำไปสู่ทุกเรื่องและกาลอวกาศเองถูกฉีกออกเป็นชิ้น ๆ

หากสถานการณ์เหล่านี้ไม่ถูกต้องและจักรวาลยังคงขยายตัวในอัตราเร่ง CMB จะยังคงเปลี่ยนตำแหน่งไปเรื่อย ๆ จนถึงจุดที่ไม่สามารถตรวจจับได้อีกต่อไป เมื่อมาถึงจุดนี้มันจะถูกครอบงำโดยแสงดาวดวงแรกที่สร้างขึ้นในจักรวาลและจากนั้นก็เกิดจากการแผ่รังสีพื้นหลังที่เกิดจากกระบวนการที่สันนิษฐานว่าจะเกิดขึ้นในอนาคตของจักรวาล

เราได้เขียนบทความที่น่าสนใจมากมายเกี่ยวกับเบื้องหลังไมโครเวฟ Cosmic ที่นี่ที่ Space Magazine นี่คือรังสีพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลคืออะไร, ทฤษฎีบิ๊กแบง: วิวัฒนาการของจักรวาลของเรา, เงินเฟ้อของจักรวาลคืออะไร? ภารกิจเพื่อทำความเข้าใจกับจักรวาลที่เก่าแก่ที่สุดการค้นพบสถานที่สำคัญ: ผลลัพธ์ใหม่ให้หลักฐานโดยตรงสำหรับเงินเฟ้อของจักรวาลและจักรวาลกำลังขยายตัวเร็วแค่ไหน? ทีมฮับเบิลและไกอาดำเนินการวัดที่แม่นยำที่สุดจนถึงปัจจุบัน

สำหรับข้อมูลเพิ่มเติมตรวจสอบหน้าภารกิจ WMAP ของ NASA และหน้าภารกิจพลังค์ของ ESA

นักดาราศาสตร์ยังมีข้อมูลเกี่ยวกับเรื่องนี้ ฟังที่นี่: ตอนที่ 5 - พื้นหลังบิ๊กแบงและไมโครเวฟคอสมิค

แหล่งที่มา: