Rieth József: Anyagvilág - Háttéranyag

Mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás

 

Tartalomjegyzékhez Világképem <  (Kvark-..., Hadron-.... Sugárzás-időszak)     

A mikrohullámú kozmikus 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 vöröseltolódás miatt a hőmérséklete lecsökkent.

Ez a sugárzás az ősrobbanás komoly bizonyítékának tekinthető.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 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 mikrohullámú kozmikus 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. Ezzel ez a spektrum a természet legpontosabban mért feketetest-spektrumává vált.

A mikrohullámú kozmikus 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 380000 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 mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás, és ez adja a világegyetem sugárzási energiájának zömét, ebből származik nagyjából a világegyetem teljes sűrűségének 5·10−5-ed része.

Az ősrobbanás-elmélet két legnagyobb sikere a majdnem tökéletes feketetest-sugárzás megjóslása és a háttérsugárzás anizotrópiájának részletes megjóslása. A jelenlegi tudományos műhold (2001 júniusától), a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe pontosan mérte az anizotrópiát az egész égbolton 0,2 fokos skálán. 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.

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. (A BOOMERaNG rövidítésű olasz–amerikai vállalkozás, az Antarktisz légköri áramlásait kihasználva 15 napos körút után a felbocsátás helyén landolt. E misszió és társai eredményeként közel százszorosára nőtt a KMHS (Kozmikus Mikrohullámú Háttérsugárzás) ingadozásainak spektrumára vonatkozó ismereteink pontossága az 1992-es úttörő mérésekhez viszonyítva. 1992-ben nagyjából 10 fokos, jelenleg 1 fokosnál kisebb szögnyílású tartományokból érkező sugárzás helyi hőmérsékletének mérésével alkotnak égtérképeket. 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.)

Más kozmológiai adatokkal összevetve ez az adat arra utalt, hogy a világegyetem geometriája sík (görbülete nulla, a sűrűsége a kritikus sűrűség környékén található).

----------------

A standard paradigma további bizonyítéka, a Hubble-tágulás mellett a kozmikus háttérsugárzás léte, melyet véletlenül fedeztek fel az 1960-as években. Rádiókommunikáció során mindig marad valamekkora zaj, aminek eredete a világűr, ezt a zajt vizsgálva vált világossá a mikrohullámú háttérsugárzás mibenléte. Gamow ennek létezését is megjósolta, mint a kezdeti nagy hőmérséklet ,,maradványát''. Értékét a korai becslések során 3 és 50 K közé tették.

Amikor az Univerzum, nagyjából 300 000 évvel a kezdeti szingularitás után annyira lehűlt, hogy az anyagát alkotó plazmában a protonok és elektronok össze tudtak állni és létrehozták az első hidrogénatomokat, az Univerzum anyaga átlátszóvá vált a fotonok számára; ezt nevezik rekombinációnak. A folyamat előtt ugyanis a szabad elektronokon a fotonok szóródtak, így a fotonok nem voltak függetlenek az anyagtól. A rekombináció után már igen, elindulhattak felénk. Az a gömbfelület, ahonnan ezek a fotonok származnak fénysebességgel távolodik tőlünk.

Ebből következően a gömbhéj, ahonnan éppen most érkeznek a szemünkbe (Ezek a fotonok az egész teret kitöltik, de egyszerre csak egy gömbhéjból érnek a szemünkbe, melynek távolsága z=1000. Ennyi távolságot fut be ugyanis a fény annyi idő alatt, amennyi ezen fotonok indulása óta eltelt, amely egyébként hozzávetőleg 13,4 milliárd év.) a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fotonjai, ma már messze van tőlünk, de korábban, amikor a rekombináció megtörtént, ezen gömbhéj sugara zérus volt!

Napjaink megfigyelője azt tapasztalja, hogy a rekombináció fotonjai mindenhonnan érkeznek szemünkbe, azaz eloszlásuk izotrop. Ezek a fotonok egy fekete test sugárzásának felelnek meg, mely 2.7 K hőmérsékletű, csak 10-6 K nagyságrendű ingadozások fedezhetőek fel benne a 2.7 K körül. Hogyan lehet ez hőmérséklet ilyen alacsony? A rekombináció különféle számítások szerint 3000 K hőmérsékleten ment végbe. Egyszerűen azt mondhatjuk, hogy a fotonok a rekombináció óta eltelt nagyjából 13 milliárd év alatt ennyit ,,hűltek''.

Azt tudjuk, hogy a fény sebességét a c=λu összefüggés adja meg. Az Univerzumban minden méret, így a fotonok λ hullámhossza is növekszik az Univerzum tágulásával, azaz λ ∼ R. A Wien-törvény értelmében pedig λ T=állandó, e két utóbbi összefüggésből pedig nyilvánvaló, hogy T ∼ R-1, (ahol R a skálafaktor) eszerint tehát az Univerzum tágulása során a fotongáz hőmérséklete csökken! Ki is számíthatjuk, hogy körülbelül mekkora hőmérsékletet várunk el napjainkban a háttérsugárzásra, ha 300 000 évvel ezelőtt az 3000 K volt.

A két időpont között az Univerzum nagyjából ezerszeresére tágult, tehát a kozmikus háttérsugárzás mai értékére kb. 3 K-t fogunk kapni. Nézzük meg a fentieket kissé kvantitatívabban is! A fotongáz hőmérséklete időben visszafelé menve növekszik. A rekombináció hőmérséklete nem független az anyagsűrűségtől.

Tartalomjegyzékhez Világképem <  Kvark-időszak     

----------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/Mikrohull%C3%A1m%C3%BA_kozmikus_h%C3%A1tt%C3%A9rsug%C3%A1rz%C3%A1s

http://astro.elte.hu/icsip/kozmologia/kozm_emlek/cmb.html

http://www.termeszetvilaga.hu/tv2002/tv0201/patkos.html

http://hu.wikipedia.org/wiki/Kozmikus_mikrohull%C3%A1m%C3%BA_h%C3%A1tt%C3%A9rsug%C3%A1rz%C3%A1s