Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje

Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje (pozadinsko zračenje, prazračenje) je kratkovalno zračenje zaostalo iz vremena 100.000 godina nakon Velikog praska. Godine 1964. sasvim slučajno su ga otkrili Arno Penzias i Robert Wilson.

Arno A. Penzias i Robert W. Wilson su u laboratorijima firme Bell u Holmdelu, SAD, radili pokuse s velikom antenom. Izradili su prijemnu antenu u obliku roga, dugu 6 metara, s vrlo osjetljivim prijemnikom, da bi razaznali slabe radiosignale s umjetnih satelita Echo 1 i Telstar. Penzias i Wilson odlučili su ispitati slabi šum koji je ometao prijem.
Prvo su pomislili kako šum potječe iz smjera Mliječnog puta. U tom bi slučaju šum trebao biti najjači kada je antena okrenuta prema Mliječnom putu, a najslabiji kad je postavljena okomito na taj smjer. Treba reći da atmosfera propušta zračenje valne duljine veće od centimetra. Pri manjim valnim duljinama zračenje molekula vode i kisika iz atmosfere postane previše veliko i ometa ono zračenje koje želimo izmjeriti. U slučaju velikih valnih duljina pri 21 cm počne smetati zračenje atoma u oblacima neutralnog vodika.
Penzias i Wilson mjerili su smetnje pri valnoj duljini 7,35 cm. Iznenađeni, ustanovili su da signal nije ovisio o smjeru. Pažljivo su otklonili sve mogućnosti nastajanja šuma u atmosferi ili u prijemniku. Signal nije mogao nastati u atmosferi jer bi u tom slučaju morao ovisiti o smjeru antene. Naime, u smjeru okomito gore morao bi biti slabiji nego pod kutom prema okomici, jer je u prvom slučaju prividna debljina atmosfere manja nego u drugome. Preostala je samo mogućnost da valovi stižu iz svih smjerova jednakomjerno te da izviru iz svemira, a ne iz naše galaksije. Penzias i Wilson su oklijevali u objavljivanju rezultata, jer im se misao činila neobičnom. Nato su za mjerenje saznale istraživačke grupe pod vodstvom R.H. Dickea iz susjednog Princetona.
U vrijeme otkrića pozadinskog zračenja, ideja o njemu je bila stara već desetljeće i pol. Godine 1948. George Gamow i dva suradnika čak su predvidjeli da tom zračenju odgovara temperatura 5 K do koje se ono ohladilo uslijed širenja svemira. Tvrdnja Gamowa i suradnika, međutim, nije pobudila pažnju javnosti.
Nakon 1960. godine na pretpostavku o zračenju u svemiru su uz R.H. Dickea, došli još i Jakov B. Zeldovič u SSSR-u, Fred Hoyle u Engleskoj i drugi. Da bi provjerili pretpostavku, godine 1964. R.H. Dicke i njegovi suradnici počeli su mjeriti pri valnoj duljini od 3.2 cm. Još prije no što su završili mjerenja, saznali su za uspjeh Penziasa i Wilsona. Godine 1978. A. A. Penzias i R. W. Wilson zajedno su dobili Nobelovu nagradu za fiziku, jer su prvi otkrili svemirsko zračenje, iako zapravo u početku nisu znali što su otkrili.

Mapiranje pozadinskog zračenja

Mapa pozadinskog zračenja snimljena satelitom COBESatelit COBE (Cosmic Background Explorer Satellite) lansiran je u studenom 1989. godine u svrhu izrade mikrovalne mape neba – mape pozadinskog zračenja. Godine 1992. objavljeni su prvi rezultati. Otkriveno je da spektar pozadinskog zračenja savršeno odgovara spektru crnog tijela pri temperaturi od 2.735 K. Također su otkrivena i teorijom predviđene vrlo male fluktuacije (odstupanje od prosjeka) temperature (1/100 000) koja ukazuju na začetke današnje strukture svemira. Ovako male fluktuacije su ujedno i dokaz kozmološkog principa – koji kaže da je svemir jednak u svim svim smjerovima. Ove fluktuacije su poznate pod nazivom “valovi na rubu svemira” (“ripples at the edge of the universe”). Fluktuacije temperature protumačene su kao razlike u gustoći materije u tom razdoblju, što je uzrokom današnje strukture svemira.
Detaljnije mjerenje anizotropnosti pozadinskog zračenja napravio je 2001. g. satelit WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe).

Porijeklo zračenja

Kad je svemir bio vrlo mlad i vruć, zračenje nije moglo proputovati velike udaljenosti jer bi vrlo brzo bilo apsorbirano i reemitirano. Stalna izmjena energije između čestica održavala je svemir u stanju termičke ravnoteže – bilo je vrlo malo vjerojatno da će se neki dio svemira ugrijati iznad prosječne temperature. Kad se materija i energija nalaze u takvom stanju, spektar zračenja poprima oblik termalnog spektra (spektar zračenja crnog tijela), gdje intenzitet zračenja na bilo kojoj valnoj duljini ovisi samo o temperaturi. Termalni spektar pozadinskog zračenja je jak dokaz da je svemir nekad bio gust i vruć.
Zračenje sadrži energiju, a energiji odgovara masa. Na taj način možemo uspoređivati gustoću materije i zračenja. Srednja gustoća tvari smanjuje se s vremenom zbog širenja svemira, i to obrnuto razmjerno s kubom udaljenosti. Zbog istog razloga smanjuje se i gustoća zračenja, štoviše, još jače, i to obrnuto razmjerno s četvrtom potencijom udaljenosti.
Nakon što se gustoća materije izjednačila s gustoćom zračenja, svemir postaje propustan za zračenje, a zračenje i tvar se razvijaju odvojeno. Iako nakon procesa odvajanja više nije bilo u termičkoj ravnoteži s materijom, zračenje je ipak očuvalo karakteristična svojstva zračenja u termičkoj ravnoteži s tvari. Valna duljina zračenja se “rasteže” uslijed širenja svemira, pa je i temperatura zračenja pala s prvotnih 4000 K na današnjih 2735 K. Fotoni koji stižu u naše detektore putovali su više od 10 milijardi godina i prešli više milijuna milijardi milijardi kilometara. To su najstariji fotoni koje opažamo.

Anizotropnost

Satelit COBE je mjerenjem spektra pozadinskog zračenja i mapiranjem njegove anizotropnosti pružio uvid u začetke strukture svemira. Iako mala (1/100 000), za anizotropnost se vjeruje da je uzrok današnjeg grupiranja materije u galaktike i skupove galaksija. Proučavanje anizotropnosti na velikoj, srednjoj i maloj skali trebalo bi u sljedećem desetljeću astronomima dati odgovore na mnoga kozmološka pitanja.

Anizotropnost na velikoj skali

Anizotropnost na velikoj skali (više od 10°) izmjerena uz pomoć satelita COBE bila je jednaka onoj predviđenoj teorijom velikog praska. Pored toga, način na koji odstupanje od prosjeka varira s kutnom veličinom područja na kojima se toliko odstupanje uočava također se uklapa u teoriju velikog praska.
Postoji nekoliko suparničkih teorija o porijeklu anizotropnosti. Neke od njih su teorija struna te model inflacijskog svemira. Izgled uzoraka pozadinskog zračenja na velikoj skali je sličan za ove dvije vodeće teorije, a statistička svojstva mape zračenja koja ove teorije predviđaju u zadovoljavajućoj mjeri se poklapaju sa svojstvima COBE-ove mape.
Anizotropnost na srednjoj skali[uredi – уреди | uredi izvor]Anizotropnost pozadinskog zračenja koja je odgovorna za formiranje galaktika i skupova galaktika mnogo je finija od one izmjerene COBE-om. Pored toga, mjerenje anizotropnosti na srednjoj skali (0,5° – 10°) razjasnilo bi detalje procesa razdvajanja materije i zračenja. Numeričke kalkulacije pokazuju da je u vrijeme posljednjih interakcija materije i zračenja došlo do akustičnih oscilacija u područjima s najgušćom materijom, što je trebalo ostaviti traga u anizotropnosti zračenja. Oscilacije bi još više zgusnile gusta područja. Simulacije su pokazale da je odnos gustoće i veličine takvih područja u kozmološkom modelu vrlo osjetljiv na kozmološke parametre Ω (omjer stvarne i kritične gustoće svemira), B (udio obične (barionske) materije) i H0 (Hubbleova konstanta). Pobliže određivanje ove tri važne kozmološke konstante zahtijeva istraživanje anizotropnosti pozadinskog zračenja na skali od 1°, međutim, tehnika i tehnologija potrebna za ovakvu vrstu mjerenja mikrovalnog zračenja je još uvijek u razvoju.

Anizotropnost na maloj skali

Mjerenje anizotropnosti na skali manjoj od 0,5° morati će se izvršiti relativno velikim zemaljskim teleskopima. Očekuje se da će, zbog potrebe za velikim instrumentima i značajnim novčanim sredstvima, napredak u ovom području biti relativno spor.
Teorija još nije dovoljno rekla o ovoj vrsti anizotropnosti, ali se sumnja da je anizotropnost na vrlo maloj skali donekle “zamućena” interakcijom zračenja i materije krajem prijelaznog perioda između razdoblja zračenja i razdoblja materije. Teorija struna i inflacijski model predviđaju različite uzorke pozadinskog zračenja na maloj skali, pa bi izrada detaljnije mape na maloj skali trebala dokazati valjanost jedne od teorija.

Izvor: Tekst je u cijelosti prekopiran s Wikipedije!

Advertisements