CMB放射とコーブの異方性

この章では、CMB放射とCOBEの異方性、つまりCosmic BackgroundExplorerについて説明します。

CMBの一次異方性

宇宙からの観測と宇宙マイクロ波背景放射の一次異方性を理解するために、次の方程式を取り、以下に示すように理解しましょう。

CMB光子数密度（_nγ、0）

$$ n _ {\ gamma、0} = \ frac {Total \：energy \：density} {Characteristic \：energy \：of \：Photons} $$

$$ n _ {\ gamma、0} = \ frac {aT_0 ^ 4} {k_BT_0} $$

$ k_B $は Boltzmann Constant $ T_0 $は present temperature of the universe。

現在の温度$（T_0）$を2.7 Kとして使用すると、現在のCMB光子数密度は400 cm ^-3として得られます。

宇宙の恒星の光子数密度は、大規模でははるかに小さい（〜= 10 ^-3 cm ^-3）。

バリオンと光子の比率（η）

CMBと混合される銀河からの恒星の寄与が無視できる場合、バリオンと陽子の比率は-です。

$$ \ eta = \ frac {n_ {b、0}} {n _ {\ gamma、0}} $$

現在価値は〜5× ^10-10です。光子とバリオン数密度の両方がに比例するのでa⁻³、その後 η 時間とともに進化しません。

エネルギー密度

現在、数密度とは対照的に、物質のエネルギー密度は光子のエネルギー密度よりも支配的です。

バリオン物質のエネルギー密度= $ \ rho_ {b、0} c ^ 2 = 0.04 \ rho_cc ^ 2 = 2×10 ^ {− 9} ergcm ^ {−3} $。一方、放射線のエネルギー密度= $ aT_0 ^ 4 = 4 \ times 10 ^ {-13} ergcm {-3} $。

CMB放射の等方性

Penzias そして WilsonCMBが観測の範囲内で等方性であることがわかりました。限界は、機器の低い角度分解能と感度です。彼らは地球から観測を行ったため、大気中の水蒸気は1mmから1mまでの多くの波長を吸収するため、すべてのスペクトルで観測を行うことはできません。したがって、CMBをスペクトルとしてアサートすることはできません。

CMBは回転不変（等方性）であると考えられています。物質と放射線が平衡状態にあった時代があったので、宇宙の構造の形成は説明できません。物質の分布は等方性ではなく、間に巨大なボイドがある宇宙の網のように凝集しているため、CMBは銀河系外起源であると考えられています。

しかし、宇宙からの観測が始まると、CMBに異方性が見られ、物質中のこれらの異方性が構造の形成につながるという推論につながりました。

宇宙からのCMB放射の観測

CMBを観測するために打ち上げられた主な衛星は-

Cosmic Microwave Background Explorer （COBE、1989）
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe （WMAP、2001）および
Planck （2009）。

COBE（Cosmic Background Explorer）

COBEには主に2つの楽器がありました。彼らはいたFar InfraRed Absolute Spectrometer （FIRAS）と Differential Microwave Radiometers（DMRアンテナ）。FIRASは、特定の方向に沿った波長の関数としてCMBの強度を測定します。一方、DMRには3つのアンテナがあり、3つの異なる方向からのCMBの強度の違いを測定します。次のポインタは、FIRASとDMRに関する詳細情報を提供します。

FIRASからのCMB観測は、CMB放射がT = 2.72528±0.00065Kでの黒体スペクトルに対応することを示しています。
DMRは、空のすべての方向で3つの周波数（31.5 GHz、53 GHz、90 GHz）を測定します。
DMR観測の「赤いバットマンのシンボル」は、前景放射（銀河拡散シンクロトロン放射）からのノイズです。
観測の強度変化は温度変化に対応します。ホットスポットとコールドスポットの存在は、CMB放射が異方性であることを証明しています。
CMBには歪みがないため、この異方性はデカップリング時に存在する必要があります。したがって、物質には他のポケットよりも密度の高いポケットがいくつかあるはずです。