우주 마이크로 웨이브 배경 (또는 줄여서 “CMB”)은 우주가 시작된 후 약 400,000 년이 지난 후의 복사입니다. 인간의 시간 척도에서는 시간이 지났지 만 실제로는 137 억 (13,700,000,000) 년 된 우주의 나이와 비교할 때 눈 깜짝 할 사이입니다. 이전에는 우주가 너무 뜨겁고 밀도가 높아 불투명했습니다. 모든 방사선. 단순한 원자조차도 강렬한 방사선에 의해 구성되는 양성자와 전자로 즉시 분리되지 않고는 형성 될 수 없습니다. 우주는 “플라즈마”또는 이온화 된 가스로 구성되어 있으며, 태양 표면이 구성되어 있습니다. .
빅뱅 이후 우주는 냉각되고 확장되었습니다. 약 400,000 년 동안 가장 단순한 원자가 형성 될 수있을만큼 충분히 차갑고 (아직도 섭씨 3000도 정도) 투명 해졌습니다. 이 시간의 빛은 그 이후로 우주를 여행 해 왔으며 여기 지구 또는 우주에서 우리 주변의 모든 곳에서 감지 할 수 있습니다. 빅뱅의 잔광을 측정 할 수 있습니다.
우주의 팽창은 CMB 방사선을 약 1000 배 늘려서 훨씬 더 시원하게 보입니다. 따라서 3000도에서 잔광을 보는 대신 절대 영도 또는 3 켈빈 (-270oC)보다 3o 높은 곳에서 잔광을 볼 수 있습니다. 타는 석탄 (약 1500K)이 빨간색으로 빛나고 뜨겁고 밝은 별 (약 6000K)이 노란색 또는 파란색으로 빛나는 것처럼 CMB는 온도와 관련된 특징적인 색으로 빛납니다. 하지만 너무 추워서 빛나는 우주에서 방출 된 빛은 이제 우리가 눈으로 볼 수있는 것보다 훨씬 더 긴 파장을 가지고 있습니다. CMB는 약 2mm의 파장에서 가장 밝습니다. 이는 우리 눈으로 보는 가시광 선의 파장보다 약 4000 배 더 깁니다.
CMB 측정의 역사
Arno Pensiaz와 Robert Wilson이 1960 년대에 CMB를 처음 측정 한 결과 CMB가 그곳에 있고 주변에 있음을 확인했지만 자세히 볼 수는 없었습니다. 그들은 은하계에 대한 시야를 잃어버린 끊임없는 신호를 보았습니다. CMB는 밀리미터 파장에서 매우 밝기 때문에 오래된 아날로그 TV를 조정하여 눈과 같은 정전기를 표시하면 TV가 수신하는 신호의 몇 퍼센트가 우주의 시작에서 나옵니다.
1990 년대에 COBE라는 위성이 하늘 전체의 CMB를 측정했습니다. 그것은 몇 가지를 확립하는 데 도움이되었습니다. 첫째, CMB는 거의 완전히 균일하며 전체 하늘에 거의 일정한 온도를 유지합니다. 그러나 완전히 일정하지는 않습니다. 10 만분의 1에 불과한 온도의 작은 변동이나 파문이있었습니다. 지구의 표면이 100,000 분의 1로 부드러웠다면 가장 높은 산의 높이는 100m에 불과할 것입니다!
지난 수십 년 동안 많은 실험에서 CMB의 작은 변동을 측정했으며 정확도는 점차 좋아지고 보다 나은. 이러한 작은 변동은 빅뱅 직후 우주 밀도의 작은 변화 때문에 존재합니다. 약간 더 조밀 한 영역은 더 많은 물질을 끌어들이는 경향이 있으며 더 조밀 해지고 더 많은 재료를 끌어들이는 경향이 있습니다. 이 폭주 과정은 첫 번째 별과 은하의 형성을 가져 왔습니다. 변동의 속성은 우주의 나이, 구성 요소 및 끝날 수있는 방법을 결정하는 데 사용되었습니다. 측정이 더욱 좋아질수록 우주에 대한 지식이 증가합니다. 플랑크는 우리가 이해하는 데있어 중요한 이정표가 될 것입니다. 이러한 변동을 과거에 가능했던 것보다 전체 하늘에 대해 놀라운 정확도와 더 세밀하게 측정합니다.
COBE
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COBE -
WMAP -
플랭크
위의 세 이미지는 시뮬레이션 된 하늘을 보여줍니다. COBE (1990 년 출시), WMAP (2001 년 출시) 및 Planck의 결의에 따라. 모든 이미지는 동일한 색상 스케일을 갖습니다.