우주 마이크로파 배경

Cosmic microwave background
"CMB"는 여기로 리디렉션됩니다.기타 용도는 CMB(동음이의)를 참조하십시오.
Wilkinson 마이크로파 이방성 탐사기 9년 열지도 우주 마이크로파 배경에서 온도 변동에 관한 연구
시리즈의 일부(on)
물리우주론
초기우주
배경
확장 · 미래
구성요소 · 구조
구성 요소들
구조.
실험
사이언티스트
과목이력

우주 마이크로파 배경(CMB, CMBR)은 관측 가능한 우주의 모든 공간을 채우는 마이크로파 복사입니다.그것은 원시 우주에 대한 중요한 정보원을 제공하는 잔해입니다.[1]표준 광학 망원경으로 별과 은하 사이의 배경 공간은 거의 완전히 어둡습니다.그러나, 충분히 민감한 전파 망원경은 거의 균일하고 어떤 별, 은하, 또는 다른 물체와도 연관되지 않은 희미한 배경 빛을 감지합니다.이 빛은 라디오 스펙트럼의 마이크로파 영역에서 가장 강합니다.1965년 미국의 라디오 천문학자 아르노 펜지아스와 로버트 윌슨이 CMB를 우연히 발견한 것은 1940년대에 시작된 연구의 정점이었습니다.[2][3]

CMB는 우주의 기원에 대한 빅뱅이론의 획기적인 증거입니다.빅뱅 우주론적 모델에서, 초기 시기에, 우주는 아원자 입자들의 밀도가 높고 뜨거운 플라즈마로 이루어진 불투명한 안개로 가득 차 있었습니다.우주가 팽창함에 따라, 이 플라즈마는 양성자와 전자가 결합하여 대부분 수소의 중성 원자를 형성할 정도로 냉각되었습니다.플라즈마와는 달리, 이 원자들은 톰슨 산란에 의해 열복사를 산란시킬 수 없었고, 그래서 우주는 투명해졌습니다.[4]재결합 시대로 알려진 이 결합 해제 사건은 우주를 자유롭게 여행할 수 있는 광자를 방출했습니다. 때로는 유물 방사선이라고도 합니다.[1]그러나 광자는 우주의 팽창과 관련된 우주론적 적색편이 때문에 덜 활기차게 되었습니다.마지막 산란의 표면은 우주의 적절한 거리에 있는 포탄을 가리키기 때문에 원래 분리할 때 방출되었던 광자가 이제 수신됩니다.[5]

CMB는 완전히 매끄럽고 균일하지 않으며 민감한 감지기가 매핑할 수 있는 희미한 이방성을 보여줍니다.COBE와 WMAP과 같은 지상 및 우주 기반 실험은 이러한 온도 불균일을 측정하기 위해 사용되었습니다.비등방성 구조는 물질과 광자의 다양한 상호작용에 의해 결정되며, 이는 각도 척도에 따라 달라지는 특징적인 울퉁불퉁한 패턴으로 이어집니다.하늘 전체의 이방성 분포에는 피크와 밸리의 시퀀스를 보여주는 파워 스펙트럼으로 표현될 수 있는 주파수 성분이 있습니다.이 스펙트럼의 피크 값은 초기 우주의 물리적 특성에 대한 중요한 정보를 담고 있습니다. 첫 번째 피크는 우주의 전체적인 곡률을 결정하는 반면, 두 번째 피크와 세 번째 피크는 각각 정상 물질과 소위 암흑 물질의 밀도를 세부화합니다.방출이 은하단과 같은 전경 특징에 의해 수정되었기 때문에 CMB 데이터에서 미세한 세부 정보를 추출하는 것은 어려울 수 있습니다.

정밀측정의 중요성

CMB의 정확한 측정은 우주의 어떤 제안된 모델도 이 방사선을 설명해야 하기 때문에 우주론에 매우 중요합니다.CMB는 온도 2.72548±0.00057K에서 열흑색 차체 스펙트럼을 가지고 있습니다.[6]스펙트럼 방사도 dE/d ν는 주파수의 마이크로파 범위에서 약 6.626 x 10 eV의 광자 에너지에 해당하는 160.23 GHz에서 최대치를 기록합니다.또는 스펙트럼 방사광을 dE/d λ로 정의하면 피크 파장은 1.063mm(282GHz, 1.168x10eV 광자)가 됩니다.이 빛은 모든 방향에서 거의 균일하지만, 아주 작은 잔류 변화는 매우 특정한 패턴을 보여주는데, 이는 현재 우주의 크기로 확장된 상당히 균일하게 분포된 뜨거운 가스의 예상과 같습니다.특히 하늘의 여러 관측 각도에서 나타나는 스펙트럼 복사는 작은 이방성, 즉 불규칙성을 포함하고 있으며, 이는 조사된 영역의 크기에 따라 달라집니다.그것들은 상세하게 측정되었고, 만약 매우 작은 공간에서 물질의 양자적 변동에 의해 생성된 작은 열 변동이 오늘날 우리가 볼 수 있는 우주의 크기로 확장된다면 기대되는 것과 일치합니다.이것은 과학자들이 더 나은 데이터(예를 들어 플랑크 우주선)와 초기 팽창 조건에 대한 더 나은 해석을 추구하는 매우 활발한 연구 분야입니다.비록 많은 다른 과정들이 흑체 스펙트럼의 일반적인 형태를 만들 수 있을지 모르지만, 빅뱅 외에는 어떤 모델도 아직 변동을 설명하지 않았습니다.결과적으로, 대부분의 우주학자들은 우주의 빅뱅 모형을 CMB에 대한 가장 좋은 설명이라고 생각합니다.

관측 가능한 우주 전체의 높은 균일성과 희미하지만 측정된 이방성은 빅뱅 모델과 특히 λCDM("람다 콜드 다크 매터") 모델에 대한 강력한 지지를 제공합니다.또한 재결합 시 겉보기 우주론적 지평선보다 더 큰 각도 척도에서 변동은 일관성이 있습니다.그러한 일관성은 의도적으로 미세 조정되거나 우주 팽창이 발생했습니다.[7][8]

CMB 주파수 스펙트럼은 온도와 편광 이방성 외에 스펙트럼 왜곡으로 알려진 흑체 법칙으로부터 작은 편차를 가질 것으로 예상됩니다.이것들은 또한 원시 우주와 후기 구조의 형성에 대한 풍부한 정보를 포함하고 있기 때문에 앞으로 수십 년 안에 첫 번째 측정의 희망으로 활발한 연구 노력의 초점이 되고 있습니다.[9]

특징들

자연계에서 가장 정밀하게 측정된 흑체 스펙트럼인 COBE에서 FIRAS 기기로 측정된 우주 마이크로파 배경 스펙트럼의 그래프.[10]오차 막대가 너무 작아서 확대된 이미지로도 볼 수 없고 관측된 데이터와 이론 곡선을 구분하는 것도 불가능합니다.

우주 마이크로파 배경 복사는 하늘의 모든 부분에서 오는 균일하고 검은 물체 열 에너지의 방출입니다.방사선은 대략 100,000분의 1 부분까지 등방성입니다. 배경 방사선의 도플러 이동에서 쌍극자 이방성을 뺀 [11]후 평균 제곱근 변동은 18μK에 불과합니다.후자는 사자자리 방향(은하 경도 264.021 ± 0.011, 은하 위도 48.253 ± 0.005)으로 이동할 때 움직이는 우주 정지 프레임에 대한 태양의 특이한 속도에 의해 발생합니다.[12]더 높은 다극에서의 CMB 쌍극자와 수차가 측정되었으며, 은하 운동과 일치합니다.[13]

우주의 형성을 위한 빅뱅 모형에서, 팽창 우주론은 초기 우주가 약 10초−37[14] 후에 거의 모든 불규칙성을 제거하는 기하급수적인 성장을 겪었다고 예측합니다.나머지 불규칙성은 인플레이션 사건을 야기한 인플라톤 장의 양자 변동에 의해 발생했습니다.[15]별들과 행성들이 형성되기 훨씬 전에, 초기 우주는 더 작고, 훨씬 더 뜨거웠으며, 빅뱅 후 10초−6 후에 광자, 전자, 중입자들의 상호작용하는 플라즈마의 백색 뜨거운 안개로부터 균일한 빛으로 가득 찼습니다.

우주가 팽창함에 따라 단열냉각으로 인해 전자가 양성자와 결합하여 수소원자를 형성하기에 유리해질 때까지 플라즈마의 에너지 밀도가 낮아졌습니다.이 재조합 사건은 온도가 약 3000 K일 때나 우주가 약 379,000년 되었을 때 일어났습니다.[16]광자가 전기적으로 중성인 원자들과 상호작용하지 않았기 때문에, 전자는 물질과 방사선이 분리되는 결과를 낳으면서 우주를 자유롭게 여행하기 시작했습니다.[17]

분리된 광자 앙상블의 색온도는 그 이후로 계속해서 감소하고 있으며, 현재 2.7260±0.0013 K까지 우주가 팽창함에 따라 계속해서 감소할 것입니다.[6]복사의 강도는 2.726 K의 흑체 복사에 해당합니다. 왜냐하면 적색편이 흑체 복사는 더 낮은 온도의 흑체 복사와 마찬가지이기 때문입니다.빅뱅 모델에 따르면, 오늘날 우리가 측정하는 하늘로부터의 방사선은 마지막 산란의 표면이라고 불리는 구형 표면에서 나옵니다.이는 디커플링 이벤트가 발생한[18] 것으로 추정되는 공간의 위치 집합과 해당 거리에서 광자가 관찰자에게 방금 도달한 시점을 나타냅니다.우주에 존재하는 대부분의 방사선 에너지는 우주 마이크로파 배경에 있으며,[19] 우주 전체 밀도의 약 6x10에−5 해당합니다.[20]

빅뱅 이론의 가장 큰 성공 중 두 가지는 거의 완벽한 흑체 스펙트럼을 예측하는 것과 우주 마이크로파 배경에서 이방성을 상세히 예측하는 것입니다.CMB 스펙트럼은 자연계에서 가장 정밀하게 측정된 흑체 스펙트럼이 되었습니다.[10]

CMB의 에너지 밀도는 0.260 eV/cm3 (4.17 x 10−14 J/m3)로 약 411개의 광자/cm를3 산출합니다.[21]

역사

참고 항목:우주 마이크로파 배경복사 발견

우주 마이크로파 배경은 1948년 랄프 앨퍼와 로버트 허먼이 앨퍼의 박사 지도교수인 조지 가모프가 수행한 연구와 밀접한 관련이 있어 처음 예측했습니다.[22][23][24][25]Alpher와 Herman은 우주 마이크로파 배경의 온도를 5K로 추정할 수 있었지만, 2년 후 28K로 다시 추정했습니다.이 높은 추정치는 알프레드 베어가 허블 상수를 잘못 추정했기 때문인데, 이는 복제될 수 없었고 나중에 더 이른 추정치를 위해 버려졌습니다.이전에 우주의 온도를 추정한 적이 몇 번 있었지만, 이러한 추정에는 두 가지 결점이 있었습니다.첫째, 이는 공간의 유효 온도를 측정한 것으로, 열 플랑크 스펙트럼으로 공간이 채워졌다는 것을 암시하지 않았습니다.다음으로, 그들은 우리가 은하계의 가장자리에 있는 특별한 지점에 있느냐에 따라 달라지며, 그들은 방사선이 등방성임을 암시하지 않았습니다.만일 지구가 우주의 다른 곳에 위치한다면, 이 추정치는 매우 다른 예측을 내놓을 것입니다.[26]

펜지아스와 윌슨이 우주 마이크로파 배경을 발견한 홈델 혼 안테나.이 안테나는 1959년에 미국 항공우주국의 수동 통신 위성인 프로젝트 에코를 지원하기 위해 제작되었습니다. 이 위성은 알루미늄 플라스틱 풍선을 도는 커다란 지구를 반사판으로 사용하여 지구의 한 지점에서 다른 지점으로 무선 신호를 튕겨내는 데 사용되었습니다.[27]

앨퍼와 허먼의 1948년 결과는 존스 홉킨스 대학의 응용 물리학 연구소를 떠난 1955년경까지 많은 물리학 환경에서 논의되었습니다.그러나 당시 주류 천문학계는 우주론에 흥미를 느끼지 못했습니다.알퍼와 헤르만의 예측은 1960년대 초 야코프 젤도비치에 의해 재발견되었고, 동시에 로버트 디케에 의해 독립적으로 예측되었습니다.CMB 방사선을 감지 가능한 현상으로 최초로 발표된 인식은 1964년 봄 소련의 천체 물리학자 A. G. 도로슈케비치와 이고르 노비코프에 의한 간략한 논문에서 나타났습니다.[28]1964년, 프린스턴 대학의 디케의 동료인 데이비드 토드 윌킨슨과 피터 롤은 우주 마이크로파 배경을 측정하기 위해 디케 방사선계를 만들기 시작했습니다.[29]1964년 뉴저지주 홈델 타운십 근처에 있는 벨 전화 연구소의 크로포드 힐 위치에 있는 아르노 펜지아스와 로버트 우드로 윌슨은 전파 천문학과 위성 통신 실험에 사용할 디케 전파계를 만들었습니다.[27]1964년 5월 20일, 그들은 마이크로파 배경의 존재를 명확하게 보여주는 첫 측정을 했고,[30] 그들의 기구는 설명할 수 없는 4.2K 안테나 온도를 가지고 있었습니다.크로포드 힐에서 전화를 받은 디케는 "얘들아, 우린 물에 빠졌다"[2][31][32]고 말했습니다.Princeton과 Crawford Hill 그룹 간의 회의에서 안테나 온도가 사실은 마이크로파 배경 때문이라는 것이 밝혀졌습니다.펜지아스와 윌슨은 그들의 발견으로 1978년 노벨 물리학상을 받았습니다.[33]

우주 마이크로파 배경에 대한 해석은 1960년대에 논란의 여지가 있는 문제였으며, 정상 상태 이론의 일부 지지자들은 마이크로파 배경이 멀리 떨어진 은하계에서 흩어진 별빛의 결과라고 주장했습니다.[34]이 모델을 사용하여 그리고 별의 스펙트럼에서 좁은 흡수선 특징에 대한 연구를 바탕으로 천문학자 Andrew McKellar는 1941년에 다음과 같이 썼습니다: "성간 공간의 '회전 온도'는 2K라고 계산할 수 있습니다."[35] 그러나,1970년대 동안 우주 마이크로파 배경이 빅뱅의 잔재라는 합의가 성립되었습니다.이는 주로 주파수 범위에서 새로운 측정 결과 스펙트럼이 열흑체 스펙트럼으로 나타났기 때문이며, 이는 정상 상태 모델이 재현할 수 없는 것입니다.[36]

해리슨, 피블스, 유, 젤도비치는 초기 우주가 10 또는−4 10−5 수준의 비균질성을 필요로 한다는 것을 깨달았습니다.[37][38][39]라시드 수냐예프는 나중에 이러한 비균질성이 우주 마이크로파 배경에 가지는 관찰 가능한 각인을 계산했습니다.[40]우주 마이크로파 배경의 이방성에 대한 점점 더 엄격한 제한은 1980년대 지상 기반 실험에 의해 설정되었습니다.프로그노즈 9 위성에 탑재된 소련의 우주 마이크로파 배경 이방성 실험인 RELIKT-1(1983년 7월 1일 발사)은 대규모 이방성에 대한 상한을 부여했습니다.NASA COBE 임무는 Differential Microwave Radiometer 기기로 주요 이방성을 명확히 확인하고 1992년에 그들의 발견을 발표했습니다.[41][42]그 팀은 이 발견으로 2006년 노벨 물리학상을 받았습니다.

COBE 결과에 영감을 받아 일련의 지상 및 풍선 기반 실험에서 우주 마이크로파 배경 이방성을 다음 10년 동안 더 작은 각도 척도로 측정했습니다.이러한 실험의 주된 목표는 COBE가 해결하기에 충분한 해상도를 갖지 못한 첫 번째 음향 피크의 규모를 측정하는 것이었습니다.이 피크는 초기 우주에서 중력 불안정성에 의해 생성된 대규모 밀도 변화에 해당하며, 이로 인해 플라즈마에서 음향 진동이 발생합니다.[43]이방성에서의 첫 번째 피크는 Toco 실험에 의해 잠정적으로 검출되었고 그 결과는 BOOMERanG와 MAXIMA 실험에 의해 확인되었습니다.[44][45][46]이러한 측정은 우주의 기하학이 곡선이 아닌 대략 평평하다는 것을 보여주었습니다.[47]그들은 우주의 끈을 우주 구조 형성의 주요 구성 요소로 배제하고 우주 팽창이 구조 형성의 올바른 이론이라고 제안했습니다.[48]

두 번째 피크는 여러 실험을 통해 잠정적으로 검출된 후 세 번째 피크를 잠정적으로 검출한 WMAP에 의해 최종적으로 검출되었습니다.[49]2010년 현재, 작은 각도 척도에서 편광과 마이크로파 배경의 측정을 개선하기 위한 여러 실험이 진행 중입니다.[needs update]여기에는 DASI, WMAP, BOOMERANG, QUaD, 플랑크 우주선, 아타카마 우주 망원경, 남극 망원경, QUITE 망원경 등이 포함됩니다.

빅뱅과의 관계

우주 마이크로파 배경 복사와 우주론적 적색편이 거리 관계는 함께 빅뱅 사건에 대한 최고의 증거로 간주됩니다.CMB의 측정은 인플레이션 빅뱅 모델을 표준 우주 모델로 만들었습니다.[50]1960년대 중반 CMB의 발견은 안정 상태 이론과 같은 대안에 대한 관심을 감소시켰습니다.[51]

1940년대 후반에 앨퍼와 허먼은 만약 빅뱅이 있었다면, 우주의 팽창은 초기 우주의 고에너지 복사를 전자기 스펙트럼의 마이크로파 영역으로, 그리고 약 5K의 온도로 확장시켰을 것이라고 추론했습니다.그들의 예상은 약간 빗나갔지만, 그들은 옳은 생각을 하고 있었습니다.그들은 CMB를 예측했습니다.펜지아스와 윌슨이 마이크로파 배경이 실제로 그곳에 있었다는 것을 발견하는 데는 또 다른 15년이 걸렸습니다.[52]

표준 우주론에 따르면 CMB는 전자와 양성자가 수소 원자를 형성할 수 있을 정도로 온도가 떨어진 시점에서 뜨거운 초기 우주의 스냅샷을 제공합니다.이 사건은 빛이 더 이상 자유 전자에서 흩어지지 않기 때문에 우주를 방사선에 거의 투명하게 만들었습니다.빅뱅 후 약 380,000년이 되었을 때, 우주의 온도는 약 3,000 K였습니다.이는 수소의 13.6 eV 이온화 에너지보다 훨씬 적은 약 0.26 eV의 주변 에너지에 해당합니다.[53]이 시대는 일반적으로 "마지막 산란의 시기" 또는 재결합 또는 분리의 시기로 알려져 있습니다.[54]

분리된 이후 우주의 팽창으로 인해 배경 복사의 색온도는 평균 1,089배가[55] 떨어졌습니다.우주가 팽창함에 따라 CMB 광자는 적색편이되어 에너지가 감소합니다.이 복사의 색온도는 시간에 따른 우주의 상대적 팽창을 설명하는 매개변수(스케일 길이)에 반비례합니다.적색편이 z의 함수로서 CMB의 색온도 T는r 현재(2.725K 또는 0.2348meV)에서 관찰되는 CMB의 색온도에 비례한다는 것을 보여줄 수 있습니다.[56]

T = 2.725Kx(1 + z)

방사선이 빅뱅의 증거라는 추론에 대한 자세한 내용은 빅뱅의 우주 배경 방사선을 참조하십시오.

일차이방성

각도 척도(또는 다극 모멘트) 측면에서 우주 마이크로파 배경 복사 온도 이방성의 파워 스펙트럼.표시된 데이터는 WMAP(2006), Acbar(2004) 부메랑(2005), CBI(2004) 및 VSA(2004) 계측기에서 가져온 것입니다.또한 이론적 모델(실선)도 보여줍니다.

우주 마이크로파 배경의 이방성 또는 방향 의존성은 두 가지 유형으로 나뉩니다: 마지막 산란과 그 이전의 표면에서 발생하는 효과로 인한 1차 이방성과 배경 복사와 중간 고온 가스 또는 중력 퍼텐셜의 상호 작용과 같은 효과로 인한 2차 이방성.마지막 산란 표면과 관찰자 사이에 발생하는 것입니다.

우주 마이크로파 배경 이방성의 구조는 주로 음향 진동과 확산 감쇠(충돌 없는 감쇠 또는 실크 감쇠라고도 함)의 두 가지 효과에 의해 결정됩니다.음향 진동은 초기 우주에서 광자-바리온 플라즈마의 충돌 때문에 발생합니다.광자의 압력은 이방성을 지우는 경향이 있는 반면, 빛보다 훨씬 느린 속도로 움직이는 중입자의 중력 인력은 중입자를 붕괴시켜 과도한 밀도를 형성합니다.이 두 효과가 경쟁적으로 음향 진동을 만들어 마이크로파 배경의 특징적인 피크 구조를 제공합니다.피크는 대략적으로 특정 모드가 피크 진폭에 있을 때 광자가 분리되는 공진에 해당합니다.

그 봉우리들은 흥미로운 신체적 특징들을 포함하고 있습니다.첫 번째 피크의 각도 척도는 우주의 곡률을 결정합니다(우주의 위상은 결정하지 않습니다).다음 피크(홀수 피크와 짝수 피크의 비율)는 감소된 중입자 밀도를 결정합니다.[57]세 번째 피크는 암흑 물질 밀도에 대한 정보를 얻기 위해 사용될 수 있습니다.[58]

피크의 위치는 원시 밀도 섭동의 본질에 대한 중요한 정보를 제공합니다.밀도 섭동에는 단열 섭동과 등곡선이라는 두 가지 근본적인 유형이 있습니다.일반적인 밀도 섭동은 둘 다 혼합된 것이며, 원시 밀도 섭동 스펙트럼을 설명한다고 주장하는 다른 이론은 다른 혼합물을 예측합니다.

단열밀도 섭동
단열 밀도 섭동에서 각 유형의 입자(바리온, 광자 등)의 분수 추가 밀도는 동일합니다.즉, 한 곳에 평균보다 1% 높은 중입자의 수 밀도가 있다면, 그 곳에는 평균보다 1% 높은 광자의 수 밀도(그리고 중성미자의 수 밀도는 1%)가 있습니다.우주 팽창은 원시 섭동이 단열적이라고 예측합니다.
등굴곡 밀도 섭동
등굴곡 밀도 섭동에서, 부분 추가 밀도의 합(다른 유형의 입자에 걸쳐)은 0입니다.즉, 어떤 지점에서 중입자의 에너지가 평균보다 1% 더 많고, 광자의 에너지가 평균보다 1% 더 많고, 중성미자의 에너지가 평균보다 2% 더 적은 섭동은 순수한 등굴곡 섭동일 것입니다.가상의 우주 끈은 대부분 등굴곡 원시 섭동을 일으킬 것입니다.

CMB 스펙트럼은 이 두 가지 유형의 섭동이 서로 다른 피크 위치를 생성하기 때문에 이 두 가지를 구별할 수 있습니다.등굴곡 밀도 섭동은 각도 척도(피크의 ℓ 값)가 대략 1 : 3 : 5 : ...의 비율인 일련의 피크를 생성하는 반면 단열 밀도 섭동은 위치가 1 : 2 : 3 : ...의 비율인 피크를 생성합니다.관측치는 원시 밀도 섭동이 완전히 단열되는 것과 일치하며 인플레이션에 대한 주요 지지를 제공하고 예를 들어 우주 끈과 관련된 많은 구조 형성 모델을 배제합니다.

충돌 없는 감쇠는 두 가지 효과로 인해 발생합니다. 이때 기본 플라즈마를 유체로 처리할 때 발생합니다.

  • 원시 플라즈마가 팽창하는 우주에서 점점 더 희귀해지면서 광자의 증가하는 평균 자유 경로.
  • 일부 콤프턴 산란이 여전히 발생하는 동안에도 디커플링 중에 평균 자유 경로가 빠르게 증가하게 하는 마지막 산란 표면(LSS)의 유한 깊이.

이러한 효과는 작은 스케일에서 이방성 억제에 거의 동일하게 기여하며 매우 작은 각도 스케일 이방성에서 볼 수 있는 특징적인 지수 감쇠 꼬리를 생성합니다.

LSS의 깊이는 광자와 중입자의 분리가 순간적으로 일어나는 것이 아니라 그 시대까지의 우주의 나이의 상당한 부분을 필요로 한다는 사실을 말합니다.이 과정이 얼마나 오래 걸렸는지를 정량화하는 한 가지 방법은 광자 가시성 함수(PVF)를 사용합니다.이 함수는 PVF를 P(t)로 나타내면서, 시간 t에서 t + dt 사이에 CMB 광자가 마지막으로 산란될 확률이 P(t) dt로 주어지도록 정의됩니다.

PVF의 최대치(주어진 CMB 광자가 마지막으로 산란했을 가능성이 가장 높은 시간)는 상당히 정확하게 알려져 있습니다.1년차 WMAP 결과는 P(t)가 최대가 되는 시간을 372,000년으로 설정했습니다.[60]이는 종종 CMB가 형성된 "시간"으로 간주됩니다.그러나 광자와 중입자가 분리되는 데 얼마나 걸렸는지 알아내려면 PVF의 폭을 측정해야 합니다.WMAP 팀은 PVF가 115,000년의 간격에 걸쳐 최대값의 절반 이상("최대 반치전폭" 또는 FWHM)임을 발견했습니다.이 측정치에 따르면, 분리는 약 115,000년에 걸쳐 이루어졌고, 그것이 완성되었을 때, 우주는 약 487,000년이 되었습니다.[citation needed]

후기이방성

CMB가 존재한 이후, 그것은 몇몇 후속 물리적 프로세스들에 의해 변형되어 온 것으로 보이며, 이를 통칭하여 후기 이방성 또는 2차 이방성이라고 합니다.CMB 광자가 방해받지 않고 자유롭게 이동할 수 있게 되었을 때, 우주의 보통 물질은 대부분 중성 수소와 헬륨 원자의 형태였습니다.그러나 오늘날 은하계를 관측한 결과 은하간 매질(IGM)의 부피는 대부분 이온화된 물질로 구성되어 있는 것으로 보입니다(수소 원자로 인해 흡수선이 거의 없기 때문입니다).이는 우주 물질의 일부가 수소 이온으로 분해되는 재이온화의 시기를 의미합니다.

CMB 광자는 원자에 묶여 있지 않은 전자와 같은 자유 전하에 의해 산란됩니다.이온화된 우주에서, 그러한 하전 입자는 이온화 (자외선) 방사선에 의해 중성 원자로부터 해방되었습니다.오늘날 이러한 자유 전하들은 우주 부피의 대부분에서 충분히 낮은 밀도로 CMB에 측정적인 영향을 미치지 않습니다. 그러나 IGM이 우주가 여전히 밀도가 높은 매우 초기에 이온화되었다면, CMB에 미치는 영향은 크게 두 가지입니다.

  1. 소규모 이방성은 지워집니다.(안개를 통해 물체를 볼 때와 마찬가지로 물체의 세부사항이 흐릿하게 보입니다.)
  2. 광자가 자유 전자에 의해 어떻게 산란되는지에 대한 물리학(톰슨 산란)은 큰 각도 스케일에서 편광 이방성을 유도합니다.이 광각 편광은 광각 온도 섭동과 상관관계가 있습니다.

WMAP 우주선은 이 두 가지 효과를 모두 관측하여 우주가 매우 초기에 적색편이 17 이상의 이온화되었다는 증거를 제공했습니다.[clarification needed]이 초기 전리방사선의 구체적인 증명은 여전히 과학적 논쟁의 문제입니다.그것은 아마도 최초의 항성 개체군(인구 III 항성)에서 나온 별빛, 이들 최초의 항성이 수명을 다했을 때의 초신성, 또는 거대한 블랙홀의 강착 원반에 의해 생성된 이온화 방사선을 포함했을 것입니다.

우주 마이크로파 배경이 방출된 후 첫 번째 별이 관측되기 전까지의 시간은 우주론자들에 의해 반유머적으로 암흑기로 불리며 천문학자들에 의해 집중적으로 연구되고 있는 기간입니다(21 센티미터 복사 참조).

우주 마이크로파 배경에 대한 재이온화와 관측 사이에 발생한 두 가지 다른 효과는 고에너지 전자 구름이 방사선을 산란시켜 에너지의 일부를 CMB 광자로 전달하는 선야예프-젤도비치 효과와 삭스-울프 효과입니다.이것은 우주 마이크로파 배경의 광자가 중력적으로 적색편이 되거나 변화하는 중력장으로 인해 청색편이 됩니다.

분극화

이 작가의 인상은 초기 우주의 빛이 우주를 가로지를 때 B모드를 형성하는 거대한 우주 구조물의 중력 렌즈 효과에 의해 어떻게 굴절되는지 보여줍니다.

우주 마이크로파 배경은 몇 마이크로켈빈 수준으로 편광되어 있습니다.양극화에는 E-모드와 B-모드라는 두 가지 유형이 있습니다.이것은 전기장(E-field)이 사라지고 자기장(B-field)이 사라지는 발산을 갖는 정전기와 유사합니다.E-모드는 이질적인 플라즈마에서 톰슨 산란으로부터 자연적으로 발생합니다.B-모드는 표준 스칼라 타입 섭동에 의해 생성되지 않습니다.대신 두 가지 메커니즘으로 만들 수 있습니다. 첫 번째 메커니즘은 2013년 남극 망원경에 의해 측정된 E-모드의 중력 렌즈에 의한 것이고, [61]두 번째 메커니즘은 우주 팽창으로 인해 발생하는 중력파에 의한 것입니다.특히, 전경 오염의 정도를 알 수 없고, 약한 중력 렌즈 신호는 상대적으로 강한 E-mode 신호와 B-mode 신호를 혼합하기 때문에, B-mode를 검출하는 것은 매우 어렵습니다.[62]

E-모드

E-모드는 2002년 DASI(Degree Angular Scale Interferometer)에 의해 처음 발견되었습니다.

B-모드

우주론자들은 두 가지 유형의 B 모드를 예측하는데, 첫 번째 모드는 빅뱅 직후의 우주 팽창 중에 생성된 것이고,[63][64][65] 두 번째 모드는 나중에 중력 렌즈에 의해 생성된 것입니다.[66]

원시 중력파

원시 중력파는 우주 마이크로파 배경의 편광에서 관찰될 수 있는 중력파이며 초기 우주에서 기원을 가지고 있습니다.우주 인플레이션 모델은 그러한 중력파가 나타나야 한다고 예측합니다; 따라서, 그들의 감지는 인플레이션 이론을 뒷받침할 것이고, 그들의 힘은 인플레이션의 다른 모델을 확인하고 배제할 수 있습니다.그것은 세 가지 결과입니다: 팽창 팽창, 팽창 후 재가열, 물질과 방사선의 난류 유체 혼합.

2014년 3월 17일, BICEP2 측정기가 초기 우주의 인플레이션과 중력파와 일치하는 첫 번째 유형의 B-모드를 r = 0.20+0.07-0.05 수준으로 감지했다고 발표했습니다.이는 초기 우주의 다른 스칼라 밀도 섭동에 존재하는 힘과 비교하여 중력파에 존재하는 힘의 양입니다.만약 이것이 확인되었다면 그것은 우주 인플레이션과 빅뱅[68][69][70][71][72][73][74] 그리고 폴 스타인하르트와 닐 투록의 에크파이로틱 모델에 대항하는 강력한 증거를 제공했을 것입니다.[75]그러나 2014년 6월 19일, 발견을 확인하는 데 상당히 낮은 신뢰도가 보고되었으며[73][76][77], 2014년 9월 19일 플랑크 실험의 새로운 결과는 BICEP2의 결과가 우주 먼지에 전적으로 기인할 수 있다고 보고했습니다.[78][79]

중력렌즈

두 번째 유형의 B 모드는 2013년 허셜 우주 천문대의 도움을 받아 남극 망원경을 사용하여 발견되었습니다.[80]2014년 10월, POLARBEAR 실험에 의해 150 GHz에서의 B-모드 편광 측정이 발표되었습니다.[81]BICEP2에 비해, POLARBEAR는 하늘의 작은 부분에 초점을 맞추고 먼지 영향에 덜 민감합니다.연구팀은 POLARBEAR의 측정된 B-mode 편광이 97.2%의 신뢰 수준에서 우주론적 기원을 가지고 있다고 보고했습니다.[82]

마이크로파 배경 관측치

주요 기사:우주 마이크로파 배경 실험 목록
COBE, WMAP 및 Planck의 CMB 결과 비교
(2013년 3월 21일)

CMB의 발견 이후 방사선의 특징을 측정하고 특성화하기 위해 수백 가지의 우주 마이크로파 배경 실험이 수행되었습니다.가장 유명한 실험은 아마도 1989년에서 1996년 사이에 궤도를 선회한 NASA 우주배경탐사선(COBE)일 것이며, 탐지 능력의 한계에서 대규모 이방성을 탐지하고 정량화한 것입니다.극도로 등방성이고 균일한 배경의 초기 COBE 결과에 영감을 받아 일련의 지상 및 풍선 기반 실험은 향후 10년 동안 더 작은 각도 척도에서 CMB 이방성을 정량화했습니다.이러한 실험의 주된 목표는 COBE가 충분한 해상도를 갖지 못한 첫 번째 음향 피크의 각도 척도를 측정하는 것이었습니다.이러한 측정은 우주 구조 형성의 선도적인 이론으로서 우주 끈을 배제할 수 있었고, 우주 팽창이 올바른 이론임을 시사했습니다.

1990년대 동안, 첫 번째 피크는 증가하는 민감도로 측정되었고 2000년까지 BOOMERanG 실험은 최대 전력 변동이 약 1도의 규모에서 발생한다고 보고했습니다.다른 우주론적 데이터와 함께 이러한 결과는 우주의 기하학이 평평하다는 것을 의미합니다.극소 배열, 각도 척도 간섭계(DASI) 및 우주 배경 이미저(CBI)를 포함한 많은 지상 기반 간섭계가 향후 3년간 더 높은 정확도로 변동을 측정했습니다.DASI는 CMB의 편광을 최초로 검출했고 CBI는 T-모드 스펙트럼과 위상이 맞지 않는다는 강력한 증거를 가지고 첫 번째 E-모드 편광 스펙트럼을 제공했습니다.

2001년 6월, NASA는 두 번째 CMB 우주 임무인 WMAP을 발사하여 하늘 전체에 걸친 대규모 이방성을 훨씬 더 정확하게 측정했습니다.WMAP은 비천공 신호 잡음을 최소화하기 위해 대칭, 급속 다중 변조 스캐닝, 급속 스위칭 방사계를 사용했습니다.[55]2003년에 공개된 이 임무의 첫 번째 결과는 다양한 우주론적 매개변수를 엄격하게 제한하는 1도 미만의 스케일에서 각도 파워 스펙트럼을 상세하게 측정한 것입니다.이 결과는 우주 인플레이션 및 기타 다양한 경쟁 이론에서 예상되는 결과와 대체로 일치하며, NASA의 우주 마이크로파 배경(CMB) 데이터 뱅크에서 자세히 확인할 수 있습니다(아래 링크 참조).WMAP이 CMB(달만큼 넓은 하늘의 구조물)의 대규모 각도 변동을 매우 정확하게 측정할 수 있음에도 불구하고, 이전의 지상 간섭계에 의해 관측되었던 더 작은 규모의 변동을 측정할 수 있는 각도 분해능을 가지고 있지 않았습니다.

세 번째 우주 임무인 ESA (European Space Agency) 플랑크 서베이는 2009년 5월에 발사되어 2013년 10월에 폐쇄될 때까지 훨씬 더 상세한 조사를 수행했습니다.Planck는 HEMT 전파계와 볼로미터 기술을 모두 사용했으며 WMAP보다 작은 규모로 CMB를 측정했습니다.검출기는 지금까지 작은 각도 척도로 가장 정밀한 측정을 수행한 ACBAR(Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) 실험으로 남극 바이퍼 망원경과 Archops 풍선 망원경에서 시험되었습니다.

2013년 3월 21일, 플랑크 우주론 탐사선의 배후에 있는 유럽 주도의 연구팀은 우주 마이크로파 배경의 모든 스카이 맵(565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg)을 발표했습니다.[83][84]이 지도는 우주가 연구자들이 예상했던 것보다 약간 더 오래된 것임을 암시합니다.이 지도에 의하면, 우주가 약 370000년이 되었을 때 깊은 하늘에 미묘한 온도의 변동이 각인되어 있었다고 합니다.이 각인은 일찍이 우주가 존재했을 때, 최초의 백만분의 일초로 일어난 파문을 반영합니다.분명히, 이러한 파문은 은하단과 암흑 물질로 이루어진 거대한 우주 그물을 만들어 냈습니다.2013년 데이터에 따르면 우주는 일반 물질 4.9%, 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.3%를 포함하고 있습니다.2015년 2월 5일 플랑크 탐사선은 우주의 나이는 137.799±0.2100만 년이며 허블 상수는 67.74±0.46km/mpc로 측정된 새로운 데이터를 발표했습니다.[85]

남극에 있는 남극 망원경과 제안된 클로버 프로젝트, 아타카마 우주 망원경, 칠레에 있는 콰이엇 망원경과 같은 지상 기반 장비는 위성 관측에서 사용할 수 없는 추가 데이터를 제공할 것이며, 아마도 B 모드 편광을 포함할 것입니다.


데이터 축소 및 분석

WMAP이나 플랑크와 같은 우주 비행체의 원시 CMBR 데이터에는 우주 마이크로파 배경의 미세한 규모 구조를 완전히 가리는 전경 효과가 포함되어 있습니다.미세 스케일 구조는 원시 CMBR 데이터에 중첩되지만 원시 데이터의 스케일에서는 볼 수 없을 정도로 작습니다.전경 효과 중 가장 두드러지는 것은 CMBR 배경에 대한 태양의 운동에 의한 쌍극자 이방성입니다.CMBR 배경의 미세한 규모 구조를 특징짓는 매우 작은 변화를 밝히기 위해서는 태양과 은하면 및 다른 곳의 수많은 마이크로파 소스와 태양에 대한 지구의 연간 운동에 의한 쌍극자 이방성 등을 빼야 합니다.

지도, 각도 전력 스펙트럼, 그리고 궁극적으로 우주론적 매개 변수를 생성하기 위한 CMBR 데이터의 상세한 분석은 복잡하고 계산적으로 어려운 문제입니다.비록 지도로부터 파워 스펙트럼을 계산하는 것이 원칙적으로 단순한 푸리에 변환이지만, 하늘의 지도를 구면 조화로 분해하는 것,[86]

여기서 ℓ 항은 평균 온도를 측정하고 θ φ 항은 변동을 설명합니다. 여기서 ℓ θ,φ )는 구형 고조파를 나타내고 ℓ는 다극수이고 m은 방위수입니다.

각도 상관 함수를 적용하면 ℓ 및 검정력 스펙트럼 항 C ≡ ⟨ ℓ ⟩만을 포함하는 표현으로 합을 줄일 수 있습니다 각진 괄호는 우주의 모든 관측자에 대한 평균을 나타냅니다. 우주는 균질하고 등방성이기 때문에,따라서 선호하는 관찰 방향이 없습니다.따라서 C는 m과 독립적입니다.다양한 ℓ 선택은 CMB의 다극 모멘트에 해당합니다.

실제로 소음과 전경 소스의 영향을 고려하는 것은 어렵습니다.특히 이 전경들은 브렘스스트랄룽, 싱크로트론, 마이크로파 대역에서 방출되는 먼지와 같은 은하계 방출이 지배적입니다. 실제로는 은하를 제거해야 하기 때문에 풀 스카이 맵이 아닌 CMB 맵이 생성됩니다.또한 은하와 성단과 같은 점 소스는 CMB 파워 스펙트럼의 쇼트 스케일 구조를 왜곡하지 않기 위해 제거되어야 하는 전경의 또 다른 소스를 나타냅니다.

많은 우주론적 매개변수에 대한 제약은 전력 스펙트럼에 미치는 영향으로부터 얻을 수 있으며, 종종 마코프 체인 몬테카를로 샘플링 기술을 사용하여 결과를 계산합니다.

CMBR 단극항 (ℓ = 0)

ℓ = 0일 때 Y(θ,φ) )}항이 1로 감소했으며 여기에 남은 것은 CMB의 평균 온도입니다.이 "mean"을 CMB 모노폴이라고 하며, 한 번의 표준 편차 신뢰도로 약 T = 2.7255±0.0006 K의 평균 온도를 갖는 것으로 관측됩니다.이 평균 온도의 정확도는 다양한 매핑 측정에 의해 수행되는 다양한 측정에 의해 손상될 수 있습니다.이러한 측정에는 COBE 위성의 FIRAS 계측기와 같은 절대 온도 장치가 필요합니다.측정된 kT는γ 0.234 meV 또는 4.6 x 10−10 mc에e2 해당합니다.이러한 온도를 가진 흑체의 광자 수 밀도는 γ = ζ π 2 γ ≈ -3 gamma }={\ 에너지 밀도는 2 T 4 × e V - }{\{\입니다.^{- \260\,cm^{-3 임계 밀도에 대한 비는 5.38 × 10입니다.

CMBR 쌍극자 이방성 (ℓ =1)

CMB 쌍극자는 첫 번째 구형 고조파(ℓ =1)에 있는 가장 큰 이방성을 나타냅니다.ℓ = 1인 경우 Y(θ,φ) Y )}항이 하나의 코사인 함수로 감소하므로 진폭 변동을 부호화합니다.CMB 쌍극자의 진폭은 약 3.3621±0.0010mK입니다.[86]우주는 균질하고 등방성으로 추정되기 때문에 관측자는 하늘의 모든 지점에서 온도 T의 흑체 스펙트럼을 보아야 합니다.쌍극자의 스펙트럼은 흑체 스펙트럼의 미분으로 확인되었습니다.

CMB 다이폴은 프레임에 의존적입니다.CMB 쌍극자 모멘트는 CMB를 향한 지구의 특이한 움직임으로도 해석될 수 있습니다.그것의 진폭은 지구가 태양계의 중중심을 중심으로 공전하기 때문에 시간에 따라 달라집니다.이를 통해 쌍극자 표현에 시간 의존적 항을 추가할 수 있습니다.이 항의 변조는 1년이며,[86][87] 이는 COBE FIRAS에서 수행한 관측치에 적합합니다.[87][88]쌍극자 모멘트는 기본 정보를 인코딩하지 않습니다.

CMB 데이터에서 태양은 CMB의 기준 프레임(CMB 정지 프레임 또는 CMB를 통과하는 움직임이 없는 기준 프레임)에 대해 368±2km/s로 움직이고 있음을 알 수 있습니다.우리 은하를 포함하는 은하군인 국부군은 은하 경도 ℓ = 276°±3°, b= 30°±3° 방향으로 627±22km/s로 움직이고 있는 것으로 보입니다.이러한 움직임은 데이터의 이방성(CMB는 이동 방향이 반대 방향보다 약간 더 따뜻한 것으로 나타남)을 초래합니다.[86]이 온도 변화에 대한 표준 해석은 CMB에 대한 운동으로 인한 단순한 속도 적색편이와 청색편이이지만, 대체 우주론 모델은 CMB에서 관측된 쌍극자 온도 분포의 일부 부분을 설명할 수 있습니다.

2021년 광역 적외선 조사 탐색기의 연구는 높은 통계적 신뢰도로 CMB 이방성의 운동학적 해석에 의문을 제기합니다.[89]

다극(ℓ ≥ 2)

더 높은 다극, 즉 ℓ ≥ 2에서 CMB 온도 지도의 온도 변화는 재조합 시대 이전 초기 우주의 밀도 동요의 결과로 간주됩니다.재결합 전에 우주는 전자와 중입자의 뜨겁고 밀도가 높은 플라즈마로 구성되어 있었습니다.이렇게 뜨거운 밀도가 높은 환경에서는 전자와 양성자가 중성 원자를 형성할 수 없습니다.그러한 초기 우주의 중입자는 고도로 이온화된 상태로 남아있었으며 톰슨 산란의 효과를 통해 광자와 밀접하게 결합되었습니다.이 현상들은 압력과 중력 효과가 서로 작용하게 했고, 광자-바리온 플라즈마의 변동을 유발했습니다.재조합 시대가 끝난 직후, 우주의 급속한 팽창은 플라즈마를 냉각시키고 이러한 요동은 오늘날 우리가 관찰하는 CMB 지도로 "냉동"됩니다.상기 절차는 z ⋍ 1100 정도의 적색편이에서 발생했습니다.

기타이상현상

참고 항목:우주론적 원리, 악의 축(우주론), CMB 콜드 스팟

WMAP에서 제공하는 정확도가 점점 더 높아짐에 따라, CMB가 매우 큰 스케일의 이방성, 비정상적인 정렬 및 비가우스 분포와 같은 이상 현상을 보인다는 주장이 다수 제기되었습니다.[90][91][92]이들 중 가장 오랫동안 지속된 것이 저 ℓ 다극 논란입니다.COBE 지도에서도 빅뱅의 예측에 비해 4중극(ℓ =2, 구형 고조파)의 진폭이 낮은 것이 관찰되었습니다.특히, 사중극과 팔극(ℓ =3) 모드는 서로 설명할 수 없는 정렬을 가지고 있으며 황도면과 분점 모두에 대해 설명할 수 없는 정렬을 가지고 있는 것으로 보입니다.많은 그룹들은 이것이 관측 가능한 가장 큰 규모의 새로운 물리학의 특징일 수 있다고 제안했습니다. 다른 그룹들은 데이터의 체계적인 오류를 의심합니다.[96][97][98]

궁극적으로 전경과 우주 분산 문제로 인해 최대 모드는 작은 각도 척도 모드만큼 잘 측정되지 않을 것입니다.분석은 WMAP 협업의 "내부 선형 조합" 지도와 Max Tegmark 등이 작성한 유사한 지도 등 가능한 한 전경을 제거한 두 개의 지도에서 수행되었습니다.[49][55][99]이후의 분석들은 싱크로트론, 먼지, 브렘스스트랄룽 방출, 모노폴과 다이폴의 실험적 불확실성으로 인한 전경 오염에 가장 취약한 모드라고 지적했습니다.

WMAP 전력 스펙트럼에 대한 전체 베이지안 분석은 람다-CDM 우주론의 4극 예측이 10% 수준의 데이터와 일치하며 관측된 8극이 주목할 만한 것이 아님을 보여줍니다.[100]전체 하늘 지도에서 전경을 제거하는 데 사용되는 절차를 주의 깊게 설명하면 정렬의 유의성이 ~5%[101][102][103][104] 감소합니다.WMAP보다 훨씬 민감하고 각도 분해능이 더 큰 플랑크 망원경을 사용한 최근의 관측은 동일한 이상 현상을 기록하고 있으므로 기기 오류(전방 오염은 제외하지 않음)는 배제되는 것으로 보입니다.[105]우연은 가능한 설명입니다. WMAP의 수석 과학자인 찰스 L. 베넷은 우연과 인간 심리가 관련되어 있다고 제안했습니다. "저는 약간의 심리적인 효과가 있다고 생각합니다. 사람들은 특이한 것들을 찾고 싶어합니다."[106]

미래의 진화

우주가 계속 팽창하고 큰 충돌, 큰 균열, 또는 다른 유사한 운명을 겪지 않는다고 가정하면, 우주 마이크로파 배경은 더 이상 감지할 수 없을 때까지 적색 이동을 계속할 것이고,[107] 처음에는 별빛에 의해 생성된 것으로 대체될 것이며, 나중에는 과정의 배경 복사장으로 대체될 것입니다.양성자 붕괴, 블랙홀의 증발,[108] 양전자 붕괴와 같은 우주의 먼 미래의 장소.

예측, 발견 및 해석의 타임라인

참고 항목:우주론 연표

열(비전자파 배경) 온도 예측

  • 1896년 – 샤를 에두아르 기욤은 "별의 복사"를 5-6 K로 추정했습니다.[109]
  • 1926년 – 아서 에딩턴 경은 은하계에서 별빛의 비열복사를 공식 E = σT로 추정하여 이 밀도에 해당하는 유효 온도는 3.18° 절대 흑체라고 추정했습니다.
  • 1930년대 – 우주론자 에리히 리제너는 은하에 있는 열이 아닌 우주선 스펙트럼의 유효 온도가 2.8 K라고 계산했습니다.
  • 1931년 – 마이크로웨이브라는 용어가 처음으로 인쇄에 사용되었습니다. "파장이 18cm 정도로 낮은 실험이 알려졌을 때 마이크로웨이브 문제가 그렇게 빨리 해결되었다는 것을 가장하지 못한 놀라움+이 있었습니다."텔레그래프 & 전화 저널 179/1 179/1
  • 1934년 – 리처드 톨먼은 팽창하는 우주의 흑체 복사는 식지만 열은 유지된다는 것을 보여줍니다.
  • 1938년 – 노벨상 수상자 월터 네른스트는 우주 광선의 온도를 0.75 K로 추정했습니다.
  • 1946년 – 로버트 디케는 "우주 물질로부터의 방사선"을 < 20 K로 예측했지만 배경 방사선은 언급하지 않았습니다.[111]
  • 1946년 – 조지 가모프는 50 K의 온도(30억 년 된 우주 추정)를 계산하면서 [112]"... 성간 공간의 실제 온도와 합리적으로 일치한다"고 언급했지만, 배경 복사에 대해서는 언급하지 않았습니다.[113]
  • 1953년 – 에르빈 핀레이-프룬들리히는 그의 피로한 빛 이론을 지지하면서, 2.3 K의[114] 은하간 공간에 대한 흑체 온도를 도출했고, 맥스 보른은 전파 천문학을 확장과 무한한 우주론 사이의 중재자로 제안했습니다.

마이크로파 배경 방사선 예측 및 측정

  • 1941년 – 앤드류 맥켈러는 B형 항성에서 W. S. 애덤스에 의해 측정된 CN 이중선의 여기를 이용하여 우주 마이크로파 배경을 성간매질의 가장 차가운 성분으로 발견했고, "공간의 유효 온도"(평균 볼로메트릭 온도)는 2.3 K였습니다.[35][115]
  • 1946년 – 조지 가모프는 50 K의 온도(30억 년 된 우주 추정)를 계산하면서 [112]"... 성간 공간의 실제 온도와 합리적으로 일치한다"고 언급했지만, 배경 복사에 대해서는 언급하지 않았습니다.
  • 1948년 – 랄프 앨퍼와 로버트 허먼은 "우주의 온도"를 5K로 추정합니다.이들은 마이크로파 배경 방사선에 대해 구체적으로 언급하지는 않았지만, 이를 유추할 수 있습니다.[116]
  • 1949년 – Ralph Alpher와 Robert Herman이 28K로 온도를 다시 추정합니다.
  • 1953년 – 조지 가모프는 7K로 추정합니다.[111]
  • 1956년 – 조지 가모프는 6K로 추정합니다.[111]
  • 1955년 – 난세이 전파 관측소의 에밀 르 루는 λ =33 cm의 하늘 조사에서 등방성에 가까운 배경 복사가 3 켈빈, 플러스 마이너스 2를 기록했다고 보고했습니다.
  • 1957년 - 티그란 슈마오노프는 "전파 방출 배경의 절대 유효 온도...4±3K"[117]입니다.측정 결과 방사선 강도는 시간이나 관측 방향에 관계없이...이제 Shmaonov는 3.2 cm 파장의 우주 마이크로파 배경을 관측한 것이 확실합니다."[118][119]
  • 1960년대 – Robert Dicke가 마이크로파 배경 복사 온도를 40K로[111][120] 다시 추정합니다.
  • 1964년 – A. G. 도로시케비치와 이고르 드미트리예비치 노비코프는 가모프, 앨퍼, 허먼이 예측한 흑체 방사선에 대한 마이크로파 검색을 제안하는 간단한 논문을 발표하고 CMB 방사선 현상을 탐지 가능한 것으로 명명했습니다.[121]
  • 1964-65 – Arno Penzias와 Robert Woodrow Wilson은 온도를 대략 3K로 측정했습니다. Robert Dicke, James Peebles, P.G. Roll, 그리고 D. T. 윌킨슨은 이 방사선을 빅뱅의 신호로 해석합니다.
  • 1966년 – 라이너 K. 삭스와 아서 M. 울프는 이론적으로 관측자와 마지막 산란 표면 사이의 중력 퍼텐셜 변동에 의해 생성되는 마이크로파 배경 변동 진폭을 예측합니다(삭스-울프 효과 참조).
  • 1968년 – 마틴 리스와 데니스 시아마는 광자가 시간에 의존하는 퍼텐셜 우물을 통과하면서 발생하는 마이크로파 배경 요동 진폭을 이론적으로 예측합니다.
  • 1969 – R. A. 수냐예프와 야코프 젤도비치는 뜨거운 전자에 의한 마이크로파 배경 광자의 역콤프턴 산란을 연구합니다(수냐예프-젤도비치 효과 참조).
  • 1983년 – 캠브리지 전파천문학 그룹과 오웬스 밸리 전파천문대의 연구원들이 은하단으로부터 선야예프-젤도비치 효과를 처음으로 발견했습니다.
  • 1983년 - RELIKT-1 소련 CMB 이방성 실험 개시.
  • 1990 – 우주 배경 탐색기(COBE) 위성의 FIRAS는 CMB 스펙트럼의 흑체 형태를 절묘한 정밀도로 측정하고 마이크로파 배경이 T = 2.73 K로 거의 완벽한 흑체 스펙트럼을 가지고 있으므로 은하간 매질의 밀도를 강하게 제한한다는 것을 보여줍니다.
  • 1992년 1월 – RELIKT-1의 데이터를 분석한 과학자들이 모스크바 천체물리학 세미나에서 우주 마이크로파 배경에서 이방성을 발견했다고 보고했습니다.[122]
  • 1992 – COBE DMR의 데이터를 분석한 과학자들은 우주 마이크로파 배경에서 이방성이 발견되었다고 보고합니다.[123]
  • 1995 – 우주 이방성 망원경은 우주 마이크로파 배경의 고해상도 관측을 처음으로 수행합니다.
  • 1999 – TOCO, BOOMERANG, Maxima Experiments에서 CMB 이방성 각 파워 스펙트럼에서 음향 진동의 첫 측정.BOOMERANG 실험은 중간 해상도에서 더 높은 품질의 지도를 만들고, 우주가 "평탄하다"는 것을 확인합니다.
  • 2002 – DASI에 의해 발견된 양극화.[124]
  • 2003 – CBI에 의해 얻어진 E-모드 편광 스펙트럼.[125]CBI와 Very Small Array는 고해상도(하늘의 작은 영역까지 포함)로 더욱 높은 품질의 지도를 만들어냅니다.
  • 2003 – Wilkinson 마이크로파 이방성 프로브 우주선은 하늘 전체의 낮은 해상도와 중간 해상도에서 훨씬 더 높은 품질의 지도를 만듭니다(WMAP은 고해상도 데이터를 제공하지 않지만 BOMERanG의 중간 해상도 지도를 개선합니다).
  • 2004 – CBI에 의해 얻어진 E-모드 편광 스펙트럼.[126]
  • 2004 – Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver는 WMAP에 의해 매핑되지 않은 고해상도 구조의 고품질 맵을 생성합니다.
  • 2005 – Arcminute Microkelvin Imager와 Sunyaev-Zel'dovich Array는 Sunyaev-Zel'dovich 효과를 사용하여 매우 높은 적색편이 은하단에 대한 첫 번째 조사를 시작합니다.
  • 2005 – 랄프 A. 앨퍼는 핵합성의 획기적인 업적과 우주의 팽창이 배경 복사를 남긴다는 예측으로 인해 빅뱅 이론의 모델을 제공한 공로로 국가 과학 훈장을 수상했습니다.
  • 2006 – 대망의 3개년 WMAP 결과 발표, 이전 분석 확인, 몇 가지 사항 수정, 양극화 데이터 포함
  • 2006년 – COBE의 두 명의 수석 연구원인 George Smoot와 John Mather는 CMBR의 정밀 측정에 대한 연구로 2006년 노벨 물리학상을 수상했습니다.
  • 2006–2011 – WMAP의 개선된 측정, 새로운 초신성 조사 ESSENCE 및 SNLS, SDSS 및 WiggleZ의 중입자 음향 진동은 표준 람다-CDM 모델과 계속 일치합니다.
  • 2010 – 플랑크 망원경의 첫 전천체 지도가 공개되었습니다.
  • 2013 – 플랑크 망원경의 개선된 전천체 지도가 공개되어 WMAP의 측정값을 개선하고 훨씬 더 작은 규모로 확장되었습니다.
  • 2014년 – 2014년 3월 17일, BICEP2 공동연구의 천체물리학자들은 B-모드 파워 스펙트럼에서 인플레이션 중력파를 검출했다고 발표했습니다.[68][69][70][71][73][127]그러나 2014년 6월 19일, 우주 팽창 발견에 대한 확인에 대한 낮은 신뢰도가 보고되었습니다.[73][76][77]
  • 2015년 – 2015년 1월 30일, BICEP2의 천문학자들은 전년도 주장을 철회했습니다.유럽우주국은 BICEP2와 플랑크를 합친 데이터를 바탕으로 이 신호가 전적으로 은하수의 먼지 때문일 수 있다고 발표했습니다.[128]
  • 2018 – 플랑크 망원경의 최종 데이터와 지도가 공개되었으며, 대규모로 편광 측정이 개선되었습니다.[129]
  • 2019 – 플랑크 망원경의 2018년 최종 데이터 분석 결과가 계속해서 발표되고 있습니다.[130]

대중문화에서

  • 스타게이트 유니버스 TV 시리즈(2009-2011)에서는 CMBR의 패턴을 연구하기 위해 고대 우주선 데스티니가 제작되었는데, 이는 시초부터 남겨진 감상적인 메시지입니다.[131]
  • Ian Stewart & Jack Cohen의 소설 Wheelers(2000)에서 CMBR은 고대 문명의 암호화된 전송으로 설명됩니다.이것은 목성의 "블림프"들이 현재 관측된 우주의 나이보다 더 오래된 사회를 가질 수 있게 해줍니다.[citation needed]
  • 류치신의 2008년 소설인 "세 몸의 문제"에서, 외계 문명의 조사는 등장인물이 그 문명이 CMBR 그 자체를 조종할 수 있는 힘을 가지고 있다고 믿게 하기 위해 CMBR을 감시하는 기구들을 손상시킵니다.[132]
  • 스위스 20 프랑 지폐의 2017년 호에는 여러 천체들과 그 거리가 나열되어 있는데, CMB는 430 · 1015 광초로 언급되어 있습니다.[133]
  • 2021년 마블 시리즈 완다비전에서 우주 마이크로파 배경 안에서 의문의 텔레비전 방송이 발견됩니다.[134]

참고 항목

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외부 링크

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