कॉस्मोलॉजी - कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड
CMB (कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड) अनिवार्य रूप से उस समय के फोटॉनों द्वारा गठित किया जाता है जब पदार्थ और विकिरण संतुलन में थे। 1920 के दशक तक, एक विस्तारित ब्रह्मांड के विचार को स्वीकार किया गया था और कई सवालों के जवाब दे सकता था। लेकिन भारी तत्वों की प्रचुरता और बहुतायत के बारे में सवाल अनुत्तरित छोड़ दिए गए थे। इसके अलावा, विस्तारित ब्रह्मांड का तात्पर्य है कि पदार्थ का घनत्व घटकर 0 हो जाना चाहिए।
1948 में, जॉर्ज गैमोव और राल्फ अल्फ़र ने भारी तत्वों की उत्पत्ति और "बिग बैंग" का उपयोग करते हुए बहुतायत से समझाया। उन्होंने रॉबर्ट हरमन के साथ "राहत विकिरण" या "बिग बैंग" से बचे विकिरण के अस्तित्व की भविष्यवाणी की। इस अवशेष विकिरण के लिए अनुमानित तापमान 50-6 K के बीच था। 1965 में, रॉबर्ट डिके, जिम पीबल्स और डेविड विल्किंसन के साथ-साथ Amo Perizias 'रिसर्च ग्रुप ने CMB का प्रयोगात्मक रूप से पता लगाया।
प्रारंभिक ब्रह्मांड बहुत गर्म था और मामले के तटस्थ रहने के लिए ऊर्जा बहुत अधिक थी। इसलिए, पदार्थ आयनित रूप में था -Plasma। विकिरण (फोटॉन) और पदार्थ (प्लाज्मा) ने मुख्य रूप से निम्नलिखित तीन प्रक्रियाओं के माध्यम से बातचीत की।
Compton Scattering - (मेजर इंटरेक्शन प्रोसेस) हाई एनर्जी फोटॉन और लो एनर्जी चार्जेड पार्टिकल के बीच इनेलोस्टिक स्कैटरिंग।
Thomson Scattering - एक मुक्त आवेशित कण द्वारा फोटान का लोचदार बिखरना।
Inverse Compton Scattering- उच्च ऊर्जा चार्ज कण और कम ऊर्जा फोटॉन। इन अंतःक्रियाओं के परिणामस्वरूप पदार्थ और विकिरण थर्मल संतुलन में थे।
थर्मल संतुलन
थर्मल संतुलन में, विकिरण का पालन करता है Planck Distribution of Energy,
$ $ B_v (T) = \ frac {2hv ^ 3} {c (e ^ {hv / k_BT} -1)} $$
इस समय के दौरान, अत्यधिक लगातार बातचीत के कारण, फोटॉनों का औसत मुक्त मार्ग बहुत छोटा था। ब्रह्मांड विकिरण के लिए अपारदर्शी था। प्रारंभिक ब्रह्मांड विकिरण का प्रभुत्व था। ब्रह्मांड इस तरह से विकसित हुआ कि पदार्थ और विकिरण थर्मल इक्विलिब्रियम तक पहुंच गए और उनका ऊर्जा घनत्व बराबर हो गया। इसे स्केल फैक्टर के साथ घनत्व के विकास को दर्शाने वाले ग्राफ से देखा जा सकता है। आइए हम स्केल फैक्टर (समय) (a) (t) का पता लगाते हैं, जिस पर पदार्थ और विकिरण संतुलन में पहुंच गए।
$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a 3 3}, \: \ rho_r \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $ $
$$ \ frac {\ _ rho_ {m, t}} {\ rho_ {r, t}} = \ frac {\ Omega_ {m, t}} {\ Omega_ {r, t}} = \ f \ _ \ _ Omega_ { मी, 0}} {\ Omega_ {r, 0}} एक (टी) $$
संतुलन पर,
$$ \ frac {\ _ rho_ {m, t}} {\ rho_ {r, t}} = = \ frac {\ Omega_ {m, t}} {\ Omega_ {r, t}} = 1 $ $
$$ \ Rightarrow \ frac {\ Omega_ {m, 0}} {\ Omega_ {r, 0}} a (t) = 1 \: \ Rightarrow a (t) = 2.96 \ गुना 10 ^ {4} $ $ =
$ \ Omega_ {m, 0} = 0.27 $ और $ \ Omega_ {r, 0} = 8 \ गुना 10 ^ {- 5} $ का उपयोग करना। इस स्केल फैक्टर के अनुसार लाल पारी किसके द्वारा दी गई है -
$ $ z = 1 / a (t) -1 \ लगभग 3375 $ $
ब्रह्मांड के विस्तार के कारण विकिरण का ऊर्जा घनत्व कम हो गया। इस प्रकार ब्रह्मांड ठंडा होने लगा। जैसे-जैसे फोटोन की ऊर्जा कम होने लगी, तटस्थ परमाणु बनने लगे। इस प्रकार, 1300 के एक रेडशिफ्ट के आसपास, तटस्थ हाइड्रोजन बनना शुरू हो गया। इस युग का तापमान 3000K के करीब था।
पदार्थ और विकिरण के बीच की बातचीत बहुत ही असंगत हो गई और इस तरह ब्रह्मांड विकिरण के लिए पारदर्शी होने लगा। इस समयावधि को कहते हैं“Surface of last scattering”चूंकि फोटॉनों का औसत मुक्त मार्ग बहुत बड़ा हो गया था, जिसके कारण इस अवधि के बाद शायद ही कोई बिखराव हुआ। इसे भी कहा जाता है“Cosmic Photosphere”।
याद दिलाने के संकेत
CMB उस समय के फोटॉनों द्वारा गठित किया जाता है जब पदार्थ और विकिरण संतुलन में थे।
प्रारंभिक ब्रह्मांड बहुत गर्म था और पदार्थ के तटस्थ रहने के लिए ऊर्जा बहुत अधिक थी, इसलिए यह आयनित पदार्थ-प्लाज्मा के रूप में मौजूद था।
कॉम्पटन स्कैटरिंग, थॉमसन स्कैटरिंग, इनवर्सन कॉम्पटन स्कैटरिंग तब 3 पदार्थ-विकिरण संपर्क प्रक्रियाएं थीं।
ब्रह्माण्ड ऐसे विकसित हुए कि द्रव्य और विकिरण थर्मल संतुलन में पहुँच गए।