Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
WMAP kép a mikrohullámú háttérsugárzás egyenetlenségeiről (2003 június)

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az az elektromágneses sugárzás, ami az egész világegyetemet kitölti. Energiaeloszlása 2,725 kelvin hőmérsékletű feketetest-sugárzásnak felel meg, melynek maximuma a mikrohullámú frekvenciatartományba esik: 160,4 GHz-nél (1,9 mm-es hullámhossznál) található.

Az ősrobbanás után nagyjából 380 000 évvel az atommagok és elektronok összeálltak atomokká, és a fotonok (fény) számára a világegyetem átlátszóvá vált. A mikrohullámú háttérsugárzás ebből az időből származik, de a Világegyetem tágulása miatt, amelyet a vöröseltolódás jelensége igazol, a hőmérséklete lecsökkent.

Ez a sugárzás az ősrobbanás komoly bizonyítékának tekinthető.

Tulajdonságai[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A COBE-műhold FIRAS nevű műszere által mért kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás spektruma. Ez a természetben legpontosabban mért feketetest-sugárzás. A mérési hiba kisebb, mint a görbe ábrázolásához használt vonal vastagsága

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérséklete az égbolton majdnem egyenletes (izotróp). A Szűz csillagkép irányában néhány ezred fokkal melegebb, mint az ellenkező irányban. A sugárzásnak ez a dipólus jellege megmagyarázható azzal, hogy a megfigyelő (azaz mi, tehát a Tejútrendszerünk) 627 km/s sebességgel mozog a sugárzás nyugvó rendszeréhez képest az említett irányba. A megfigyelésekből levonva ezt a dipól tagot egy majdnem teljesen izotróp eloszlást kapunk. A sugárzás minden irányból egyenletesen érkezik hozzánk 1 százezredrész pontossággal: az eltérés négyzetes közepe csupán 18 µK. A Far-Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS) eszköz a NASA Cosmic Background Explorer (COBE) nevű műholdján nagy pontossággal mérte a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás spektrumát. A FIRAS adatait összehasonlították az elméleti feketetest-sugárzás spektrumával. A talált eltérés a feketetest-spektrumtól a 0,5 és 5 mm közötti hullámhossztartományban kevesebb, mint a maximum 0,005%-a.[1] Ezzel ez a spektrum a természet legpontosabban mért feketetest-spektrumává vált. Ezért az eredményért John Mather-t a FIRAS (és az egész COBE program) vezetőjét 2006-ban Nobel-díjjal jutalmazták.[2] A Nobel-díj másik felét a COBE másik vezetője George F. Smoot kapta.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az ősrobbanáselmélet jóslata. Az elméletben a korai világegyetem fotonok, elektronok és barionok forró plazmájából épült fel. A fotonok állandóan kölcsönhatottak a plazmával Thomson-szórással. Ahogy a világegyetem tágult, az adiabatikus tágulás során lehetővé vált, hogy az elektronok protonokhoz kapcsolódva hidrogénatomokat hozzanak létre. Ez nagyjából 3000 K hőmérsékleten történt, amikor a világegyetem nagyjából 380 000 éves volt (z=1088). Ezután a fotonok már nem szóródtak a semlegessé vált atomokon, és szabadon kezdtek el utazni a térben. Ezt a folyamatot rekombinációnak vagy lecsatolódásnak hívják, arra utalva, hogy az elektronok az atommagokkal kombinálódnak és lecsatolódik egymásról az anyag és a sugárzás.

A foton tovább hűlt azóta és jelenleg érte el a 2,725 K értéket, és a hőmérséklete tovább fog hűlni, amíg a világegyetem tágul. Ennek megfelelően az égen mért sugárzás, amelyet jelenleg mérünk, egy gömbfelületről indult hozzánk, ahol a fotonok 13,7 milliárd évvel ezelőtt lecsatolódtak az anyaggal való kölcsönhatásról a korai világegyetemben, és csak most érték el a földi megfigyelőket. Az ősrobbanás elmélete szerint a teljes megfigyelhető világegyetemet kitölti a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, és ez adja a világegyetem sugárzási energiájának zömét, ebből származik nagyjából a világegyetem teljes sűrűségének 5·10−5-ed része.[3]

Az ősrobbanás-elmélet két legnagyobb sikere a majdnem tökéletes feketetest-sugárzás megjóslása és a háttérsugárzás anizotrópiájának részletes megjóslása. A jelenlegi tudományos műhold, a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe pontosan mérte az anizotrópiát az egész égbolton 0,2 fokos skálán.[4] Ezt felhasználták az ősrobbanásra vonatkozó standard Lambda-CDM modell paramétereinek becslésére. Néhány tulajdonság, mint a világegyetem alakja (sík vagy görbült-e) közvetlenül a háttérsugárzásból megállapítható volt, míg másokra, mint például a Hubble-állandó, nem adott önmagában pontos adatot, csupán más mérésekkel összevetve.[5]

Története[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Penzias és Wilson a 15 méteres antenna alatt állnak, amellyel a felfedezésüket végezték

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás létezését George Gamow, Ralph Alpher és Robert Hermann jósolta meg 1948-ban.

Gamow és Alpher 1948-as eredménye nem talált nagy visszhangra, de Robert Dicke és Jakov Zeldovics az 1960-as évek elején újra felfedezte. Az első publikált felismerés, amelyben a háttérsugárzás mint megfigyelhető jelenség szerepelt, két szovjet asztrofizikus – A. G. Doroskevics és Igor Novikov1964-es cikkében található.[6] 1964-ben David Todd Wilkinson és Peter Roll, Dicke munkatársai a Princeton Egyetemen, egy Dicke-radiométer megalkotásába kezdtek, hogy megmérjék a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.[7] 1965-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson a Bell Telephone Laboratories Crawford Hill-i telephelyén egy Dicke-radiométert építettek, melyet rádiócsillagászat és műholdas kommunikáció céljaira szántak. Műszerük 3,5  K-es antennahőmérséklet-többlettel rendelkezett, amiről nem tudtak számot adni. Miután telefonhívást kapott Crawford Hill-ből, Dicke ezt mondta: „Fiúk, megelőztek minket.” ("Boys, we've been scooped.")[8] A princetoni és Crawford Hill-i csoportok találkozóján megállapították, hogy az antennahőmérséklet valóban a háttérsugárzás miatt van. Penzias és Wilson 1978-ban a felfedezésükért fizikai Nobel-díjat kaptak.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete a 1960-as években vitatott volt. A statikus (steady state) világegyetem elméletének néhány támogatója szerint a háttérsugárzás távoli galaxisok által szórt csillagfényből származik. De a 1970-es évekre kialakult az az egységes álláspont, hogy a mikrohullámú háttrésugárzás az ősrobbanás maradványa. Harrison, Peebles, Yu és Zeldovics megállapították, hogy a korai világegyetemnek 10‒4 vagy 10‒5 nagyságrendű inhomogenitásokat kellett tartalmaznia.[9] Később Rasid Szunyajev kiszámította, milyennek kell látszania ennek az inhomogenitásnak.[10] Egyre szigorúbb korlátokat sikerült megfigyelésekkel elérni az anizotrópia felső határára, de az anizotrópiát csak a COBE műhold Differential Microwave Radiometer nevű műszere mutatta ki.[11]

A COBE eredményei hatására több földi és léggömbös kísérletet végeztek, hogy a a következő évtizedben a háttérsugárzás anizotrópiáját kisebb skálán megmérjék. Ezeknek a kísérleteknek az elsődleges célja az volt, hogy megmérjék az első akusztikus csúcs skáláját, amelyhez a COBE-nak nem volt elegendő a felbontása. Az anizotrópia első csúcsát a Toco kísérlet észlelte, majd a BOOMERanG és a MAXIMA kísérletek megerősítették.[12] A mérések megmutatták, hogy a világegyetem nagyjából sík, képesek voltak megcáfolni, hogy a kozmikus húrok játszották a legfőbb szerepet a kozmikus szerkezet kialakulásában, és valószínűvé tették, hogy a kozmikus infláció a szerkezet kialakulásának helyes elmélete.

A második csúcsot több kísérlet is kimutatta, mielőtt a WMAP pontosan észlelte a harmadik csúcsot is. Számos kísérlet folyik jelenleg, hogy a polarizáció és a kis szögfelbontású háttérsugárzás mérését javítsák. Többek között a DASI, WMAP, BOOMERanG és a Cosmic Background Imager. A tervezett kísérletek között van a Planck műhold, az Atacama Kozmológiai Távcső (Atacama Cosmology Telescope) és a South Pole Telescope (Déli-sark távcső).

Mivel a víz elnyeli a mikrohullámú sugárzást (ezen az elven működnek a mikrohullámú sütők), nehéz földi műszerekkel pontos észleléseket végezni. Ezért egyre növekvő mértékben használnak légköri és űrbeli eszközöket. A földfelszíni megfigyeléseket is többnyire magas helyekről végzik, mint például az Chilei Andok vagy a Déli-sarkvidék.

Kísérletek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A közismert COBE kép, amelyen láthatóak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás kis mértékű hőmérsékletingadozásai. A hőmérsékletfelbontása a fenti WMAP képnél jóval kisebb

A Cosmic Background Explorer (COBE) műhold végezte a legsikeresebb űrbeli megfigyeléseket 1989 és 1996 között. Megmutatta, hogy nagy skálán nem egyenletes, hanem anizotróp (nem dipól) a sugárzás. Az ingadozás mértéke nem nagy, csupán százezredrésznyi. A COBE eredményei után sok földfelszíni és ballonos kísérletet végeztek a kisebb skálájú anizotrópia mérésére. Az elsődleges cél az első akusztikus csúcs mérése volt, mivel a COBE nem volt képes az ehhez szükséges felbontásra. Az első csúcsot egyre növekvő pontossággal mérték meg, és 2000-re a Boomerang-kísérlet azt jelentette, hogy a legnagyobb fluktuáció az egy fokos skálán található. Más kozmológiai adatokkal összevetve ez az adat arra utalt, hogy a világegyetem geometriája sík (görbülete nulla, a sűrűsége a kritikus sűrűség környékén található).

2001 júniusában a NASA egy másik háttérsugárzás mérő missziót, a WMAP-et, indított útjára, hogy pontosabban megmérje az egész égbolt anizotrópiáját. Az eredmények szoros összhangban álltak a kozmikus infláció modelljétől várt eredményekkel és más kiegészítő elméletekkel. Ezek részletes leírása megtalálható a NASA honlapján.

A WMAP méréseiből a kozmológiai mennyiségekre a következő értékeket kapták[13]:

a világegyetem sűrűsége ρ/ρkrit.: 1,02 ± 0,02
1-nél sík világegyetem
Hubble-állandó, H: 71^{+4}_{-3} km/s/Mpc
a háttérsugárzás lecsatolódása: 380 000 évvel az ősrobbanás után
z=1089±1 vöröseltolódásnál
A világegyetem kora: 13,7±0,2 milliárd év

A harmadik űrmissziót, a Planck műholdat 2009-ben indították. A Planck bolométertechnológiát alkalmaz, és a WMAP-nél kisebb skálákon mér. Az előző két misszióval szemben a Planck a NASA és az Európai Űrügynökség (ESA) együttműködésében készült.

Hivatkozások és jegyzetek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  1. D. J. Fixen et al., "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", Astrophysical Journal 473, 576–587 (1996).
  2. Press Release: The 2006 Nobel Prize in Physics
  3. A feketetest-spektrum energiasűrűsége \pi^{2} k_{B}^{4}T^{4}/15(\hbar c)^{3}, ahol T a hőmérséklet, k_B a Boltzmann-állandó, \hbar a redukált Planck-állandó és c a fénysebesség. Ennek arányát a világegyetem kritikus sűrűségéhez a Lambda-CDM modell paraméterei alapján becsülhetjük meg.
  4. Astrophysical Journal Supplement, 148 (2003). In particular, G. Hinshaw et al. "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: the angular power spectrum", 135–159.
  5. D. N. Spergel et al., "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters", Astrophysical Journal Supplement 148, 175–194 (2003).
  6. A. A. Penzias: "The origin of elements.". Nobel-előadás. (Hozzáférés: 2014. október 4.)
  7. R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). A radiométereknek ezt az alapfelépítését használták több későbbi háttérsugárzás-kísérletben.
  8. A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. A történet a következő helyről származik: P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  9. E. R. Harrison, "Fluctuations at the threshold of classical cosmology," Phys. Rev. D1 (1970), 2726. P. J. E. Peebles and J. T. Yu, "Primeval adiabatic perturbation in an expanding universe," Astrophysical Journal 162 (1970), 815. Ya. B. Zel'dovich, "A hypothesis, unifying the structure and entropy of the universe," Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 160 (1972).
  10. R. A. Sunyaev, "Fluctuations of the microwave background radiation," in Large Scale Structure of the Universe ed. M. S. Longair and J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Bár ez volt az első dolgozat, amely részletezte a sűrűség-inhomogenitások megfigyelhető nyomát az anizotrópiában, néhány alapmű ezt Peeblesnek és Yunak tulajdonítja.
  11. G. F. Smoot et al. "Structure in the COBE DMR first year maps", Astrophysical Journal 396 L1–L5 (1992). C. L. Bennett et al. "Four year COBE DMR cosmic microwave background observations: maps and basic results.", Astrophysical Journal 464 L1–L4 (1996).
  12. A. D. Miller et al., "A measurement of the angular power spectrum of the cosmic microwave background from l = 100 to 400", Astrophysical Journal 524, L1–L4 (1999). A. E. Lange et al., "Cosmological parameters from the first results of Boomerang". P. de Bernardis et al., "A flat universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background", Nature 404, 955 (2000). S. Hanany et al. "MAXIMA-1: A measurement of the cosmic microwave background anisotropy on angular scales of 10'-5°", Astrophysical Journal 545 L5–L9 (2000).
  13. Térkép a mikrohullámú háttérsugárzásról, Meteor évkönyv 2004, 195. old.

Irodalom[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  • Seife, Charles (2003). Breakthrough of the Year: Illuminating the Dark Universe. Science 302 2038–2039.
  • Partridge, R. B. (1995). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. New York: Cambridge University Press.

Külső hivatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]