Kosmické mikrovlnné pozadí (nebo zkráceně „CMB“) je záření zhruba od 400 000 let po začátku vesmíru. Může to znít jako dlouhý čas v lidských časových měřítcích, ale ve skutečnosti je to mrknutí oka ve srovnání s věkem vesmíru, který je starý přibližně 13,7 miliard (13 700 000 000) let. Před touto dobou byl vesmír tak horký a hustý, že byl neprůhledný veškeré záření. Ani jednoduché atomy nemohly vzniknout, aniž by byly intenzivním zářením okamžitě roztrženy na protony a elektrony, z nichž se skládají. Vesmír byl tvořen „plazmou“ neboli ionizovaným plynem, z čehož je povrch Slunce .
Od velkého třesku se vesmír ochlazuje a rozpíná. Za přibližně 400 000 let svého života bylo dostatečně chladné (i když stále kolem 3 000 Celsia), aby vznikly nejjednodušší atomy, a stalo se průhledným. Světlo z této doby od té doby putuje vesmírem a lze ho detekovat všude kolem nás odtud na Zemi nebo ve vesmíru. Můžeme měřit dosvit velkého třesku.
Expanze vesmíru natáhla záření CMB přibližně 1000krát, díky čemuž vypadá mnohem chladněji. Takže místo toho, abychom viděli dosvit na 3000 stupních, vidíme jej jen na 3 ° nad absolutní nulou nebo 3 Kelviny (-270 ° C). Stejně jako žhnoucí uhlí (kolem 1500 K) svítí červeně a horká jasná hvězda (kolem 6000 K) svítí žlutě nebo modře, CMB září charakteristickou barvou spojenou s jeho teplotou. Protože je však tak chladno, světlo, které vyzařoval zářící vesmír, má nyní mnohem delší vlnovou délku, než jakou vidíme očima. CMB je nejjasnější při vlnové délce kolem 2 mm, což je přibližně 4000krát delší než vlnová délka viditelného světla, kterou vidíme očima.
Historie měření CMB
První měření CMB v 60. letech, provedená Arnem Pensiazem a Robertem Wilsonem, potvrdila, že CMB tam byla a že byla všude kolem, nicméně to nebylo možné nijak podrobně vidět. Viděli neustálý signál, který vymyl jejich pohled na galaxii. CMB je na milimetrových vlnových délkách tak jasný, že pokud vyladíte starou analogovou televizi tak, aby zobrazovala sněhovou statiku, pár procent signálu, který vaše televize zachytí, bude pocházet ze začátku vesmíru.
V 90. letech měřil satelit s názvem COBE CMB na celé obloze. Pomohlo to založit několik věcí. Za prvé, CMB je téměř úplně jednotná s téměř konstantní teplotou po celé obloze. Není to však zcela konstantní. Došlo k malému kolísání nebo zvlnění teploty, na úrovni jen jedné části ze 100 000. Pokud by zemský povrch byl hladký na 1 díl ze 100 000, nejvyšší hora by byla vysoká jen 100 m!
Během posledních několika desetiletí měřilo mnoho experimentů malé výkyvy CMB, přičemž přesnosti se postupně zlepšovaly a lepší. Tyto malé výkyvy existují kvůli malému kolísání hustoty vesmíru bezprostředně po Velkém třesku. Jakékoli oblasti, které jsou o něco hustší, mají tendenci přitahovat více hmoty a jsou ještě hustší a přitahují ještě více materiálu. Tento uprchlý proces vedl ke vzniku prvních hvězd a galaxií. Vlastnosti fluktuací byly použity k určení stáří vesmíru, z čeho je vyroben a dokonce, jak by to mohlo skončit. Jak se měření stále zlepšují, naše znalosti o vesmíru se zvyšují. Planck bude důležitým mezníkem v našem porozumění, protože bude měřit tyto fluktuace s neuvěřitelnou přesností a v jemnějších detailech po celé obloze, než tomu bylo v minulosti.
COBE
-
COBE -
WMAP -
Planck
Tři výše uvedené obrázky ukazují simulovanou oblohu na základě rozhodnutí COBE (zahájeno v roce 1990), WMAP (zahájeno v roce 2001) a Planck. Všechny obrázky mají stejnou barevnou škálu.