Kosminen mikroaaltotausta (tai lyhyesti ”CMB”) on säteily noin 400 000 vuoden ajan maailmankaikkeuden alkamisen jälkeen. aika ihmisen aikatauluissa, mutta se on todella silmänräpäys verrattuna maailmankaikkeuden ikään, joka on noin 13,7 miljardia (13 700 000 000) vuotta vanha. Ennen tätä aikaa universumi oli niin kuuma ja tiheä, että oli läpinäkymätöntä edes yksinkertaisia atomeja ei voi muodostua ilman, että voimakas säteily pilkaisi ne välittömästi niiden muodostaviin protoneihin ja elektroneihin. Universumi tehtiin ”plasmasta” tai ionisoidusta kaasusta, mistä Aurinko on valmistettu. .
Suuren räjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus on jäähtynyt ja laajentunut. Noin 400 000 vuoden ajan elinaikanaan se oli tarpeeksi viileä (tosin edelleen noin 3000 celsiusastetta) yksinkertaisten atomien muodostamiseksi ja siitä tuli läpinäkyvä. Tämän ajan valo on kulkenut avaruuden läpi siitä lähtien, ja se voidaan havaita kaikkialla ympärillämme täältä maapallolta tai avaruudesta. Voimme mitata alkuräjähdyksen jälkivaloa.
Universumin laajeneminen on venyttänyt CMB-säteilyä noin 1000 kertaa, mikä tekee siitä näyttävän paljon viileämmältä. Joten sen sijaan, että näisimme jälkivalon 3000 astetta, näemme sen vain 3o absoluuttisen nollan yläpuolella tai 3 Kelvin (-270o C). Aivan kun palava hiili (noin 1500 K) hehkuu punaisena ja kuuma kirkas tähti (noin 6000 K) hehkuu keltaisena tai sinisenä, CMB hehkuu sen lämpötilaan liittyvällä ominaisvärillä. Koska se on kuitenkin niin kylmää, hehkuvan maailmankaikkeuden lähettämän valon aallonpituus on nyt paljon pidempi kuin voimme nähdä silmillämme. CMB on kirkkain noin 2 mm: n aallonpituudella, joka on noin 4000 kertaa pidempi kuin silmällä näkyvän näkyvän valon aallonpituus.
CMB-mittausten historia
Ensimmäiset CMB-mittaukset 1960-luvulla, Arno Pensiaz ja Robert Wilson, vahvistivat, että CMB oli siellä ja että se oli kaikkialla, mutta sitä ei voitu nähdä yksityiskohtaisesti. He näkivät jatkuvan signaalin, joka huuhteli heidän näkemyksensä galaksista. CMB on niin kirkas millimetri-aallonpituuksilla, että jos virität vanhan analogisen TV: n näyttämään lumimaisen staattisen, muutama prosentti televisiosi ottamasta signaalista tulee universumin alusta.
1990-luvulla COBE-niminen satelliitti mitasi CMB: n koko taivaalla. Se auttoi luomaan useita asioita. Ensinnäkin, CMB on melkein täysin yhtenäinen, ja lämpötila on lähes vakio koko taivaalla. Se ei kuitenkaan ole täysin vakio. Lämpötilassa oli pieniä vaihteluita tai aaltoiluja vain yhden osan 100 000 tasolla. Jos maapallon vauhti olisi tasainen yhteen osaan 100 000: sta, korkein vuori olisi vain 100 m pitkä!
Viimeisen parin vuosikymmenen aikana monet kokeet ovat mitanneet pieniä CMB-vaihteluita, joiden tarkkuus on vähitellen parantunut ja paremmin. Nämä pienet vaihtelut johtuvat maailmankaikkeuden tiheyden pienistä vaihteluista heti Suuren räjähdyksen jälkeen. Kaikki alueet, jotka ovat hieman tiheämpiä, houkuttelevat enemmän ainetta, tiheytyvät ja houkuttelevat vieläkin enemmän materiaalia. Tämä pakeneva prosessi johti ensimmäisten tähtien ja galaksien muodostumiseen. Vaihtelujen ominaisuuksia on käytetty auttamaan määrittämään maailmankaikkeuden ikä, mistä se koostuu ja jopa miten se voi loppua. Kun mittaukset paranevat, tietämyksemme maailmankaikkeudesta kasvaa. Planck on tärkeä virstanpylväs ymmärryksessämme, mittaamalla nämä vaihtelut uskomattoman tarkasti ja tarkemmin koko taivaalla kuin aikaisemmin on ollut mahdollista.
COBE
-
COBE -
WMAP -
Planck
Yllä olevissa kolmessa kuvassa näkyy simuloitu taivas COBE: n (käynnistetty 1990), WMAP: n (käynnistetty 2001) ja Planckin päätöslauselmilla. Kaikilla kuvilla on sama väriskaala.