Den kosmiska mikrovågsbakgrunden (eller ”kort sagt” CMB) är strålning från cirka 400 000 år efter starten av universum. Det kan låta som en lång tid på mänskliga tidsplaner, men det är verkligen ett ögonblick jämfört med universums ålder, som är cirka 13,7 miljarder (13 700 000 000) år gammal. Före den här tiden var universum så varmt och tätt att det var ogenomskinligt inte ens enkla atomer kan bildas utan att de omedelbart slits sönder i deras ingående protoner och elektroner av den intensiva strålningen. Universum var gjord av en ”plasma”, eller joniserad gas, vilket är vad solens yta är gjord av .
Ända sedan Big Bang har universum svalnat och expanderat. Vid cirka 400 000 år genom hela livet var det tillräckligt coolt (men fortfarande runt 3000 Celsius) för att de enklaste atomerna skulle bildas och det blev transparent. Ljuset från denna tid har färdats genom rymden sedan dess och kan detekteras runt omkring oss härifrån på jorden eller i rymden. Vi kan mäta efterglödet efter Big Bang.
Universums expansion har sträckt ut CMB-strålningen med cirka 1000 gånger, vilket gör att den ser mycket svalare ut. Så istället för att se efterglöd vid 3000 grader ser vi det bara 3o över absolut noll, eller 3 Kelvin (-270o C). Precis som ett brinnande kol (runt 1500 K) lyser rött och en het ljus ljusstjärna (cirka 6000 K) lyser gul eller blå, lyser CMB med en karakteristisk färg som är associerad med dess temperatur. Men eftersom det är så kallt har ljuset som sänds ut av det glödande universum nu en mycket längre våglängd än vad vi kan se med våra ögon. CMB är ljusast med en våglängd på cirka 2 mm, vilket är cirka 4000 gånger längre än våglängden för det synliga ljuset vi ser med våra ögon.
CMB-mätningens historia
De första mätningarna av CMB på 1960-talet, av Arno Pensiaz och Robert Wilson, bekräftade att CMB var där och att det var runt, men det kunde inte ses i detalj. De såg en konstant signal som tvättade bort deras syn på galaxen. CMB är så ljus vid millimeter-våglängder att om du ställer in en gammal analog TV för att visa den snöliknande statiska, kommer några procent av signalen som din TV tar upp kommer från början av universum.
På 1990-talet mätte en satellit som heter COBE CMB över hela himlen. Det hjälpte till att etablera flera saker. För det första är CMB nästan helt enhetlig, med en nästan konstant temperatur över hela himlen. Det är dock inte helt konstant. Det fanns små fluktuationer eller krusningar i temperaturen, på en nivå av bara en del i 100.000. Om jordens yta var slät till 1 del på 100 000 skulle det högsta berget bara vara 100 m högt!
Under de senaste decennierna har många experiment mätt de små fluktuationerna CMB, med noggrannhet som gradvis blir bättre och bättre. Dessa små fluktuationer finns på grund av små variationer i universums densitet omedelbart efter Big Bang. Alla regioner som är lite mer täta tenderar att locka mer materia och blir ännu tätare och lockar ännu mer material. Denna bortrivna process är det som ledde till bildandet av de första stjärnorna och galaxerna. Fluktuationsegenskaperna har använts för att bestämma universums ålder, vad den består av och till och med hur det kan sluta. När mätningarna blir bättre ökar vår kunskap om universum. Planck kommer att vara en viktig milstolpe i vår förståelse och mäta dessa svängningar med otrolig noggrannhet och mer detaljerade detaljer över hela himlen än vad som tidigare varit möjligt.
COBE
-
COBE -
WMAP -
Planck
De tre bilderna ovan visar den simulerade himlen vid resolutionerna från COBE (lanserad 1990), WMAP (lanserad 2001) och Planck. Alla bilder har samma färgskala.