Anisotropy ของ CMB Radiation & Cobe
ในบทนี้เราจะพูดถึง anisotropy ของ CMB Radiation และ COBE นั่นคือ Cosmic Background Explorer
Anisotropies หลักใน CMB
เพื่อให้เข้าใจการสังเกตจากอวกาศและ anisotropies หลักในการแผ่รังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลให้เราใช้สมการต่อไปนี้และทำความเข้าใจดังที่แสดงด้านล่าง
ความหนาแน่นของหมายเลขโฟตอน CMB (n γ , 0)
$$ n _ {\ gamma, 0} = \ frac {Total \: energy \: density} {Characteristic \: energy \: of \: Photons} $$
$$ n _ {\ gamma, 0} = \ frac {aT_0 ^ 4} {k_BT_0} $$
โดยที่ $ k_B $ อยู่ Boltzmann Constant และ $ T_0 $ คือ present temperature of the universe.
การใช้อุณหภูมิปัจจุบัน $ (T_0) $ เป็น 2.7 K ที่เราได้รับความหนาแน่นของ CMB จำนวนโฟตอนปัจจุบันเป็น 400 ซม. -3
ความหนาแน่นของจำนวนโฟตอนของดาวฤกษ์ในจักรวาลมีขนาดเล็กกว่ามาก (∼ = 10 −3ซม. −3 ) บนเกล็ดขนาดใหญ่
อัตราส่วน Baryon ต่อโฟตอน (η)
หากการมีส่วนร่วมของดาวฤกษ์จากกาแลคซีซึ่งผสมกับ CMB มีค่าเล็กน้อยอัตราส่วนแบริออนต่อโปรตอนคือ -
$$ \ eta = \ frac {n_ {b, 0}} {n _ {\ gamma, 0}} $$
มูลค่าปัจจุบันเป็น ~5 × 10 -10 เนื่องจากความหนาแน่นของจำนวนโฟตอนและแบริออนเป็นสัดส่วนกับa−3แล้ว η ไม่ได้พัฒนาไปตามกาลเวลา
ความหนาแน่นของพลังงาน
เมื่อเทียบกับความหนาแน่นของจำนวนแล้วความหนาแน่นของพลังงานของสสารจะถูกครอบงำมากกว่าความหนาแน่นของพลังงานโฟตอนในปัจจุบัน
ความหนาแน่นของพลังงานของสสาร baryonic = $ \ rho_ {b, 0} c ^ 2 = 0.04 \ rho_cc ^ 2 = 2 × 10 ^ {- 9} ergcm ^ {- 3} $ ในขณะที่ความหนาแน่นพลังงานของรังสี = $ aT_0 ^ 4 = 4 \ คูณ 10 ^ {- 13} ergcm {−3} $
ไอโซโทรปีของการฉายรังสี CMB
Penzias และ Wilsonพบว่า CMB เป็นไอโซทรอปิกภายในขอบเขตของการสังเกต ข้อ จำกัด คือความละเอียดเชิงมุมต่ำและความไวของเครื่องมือ พวกเขาทำการสังเกตการณ์จากพื้นโลกด้วยเหตุนี้การสังเกตการณ์จึงไม่สามารถทำได้ผ่านสเปกตรัมทั้งหมดเนื่องจากไอน้ำในชั้นบรรยากาศดูดซับความยาวคลื่นหลายช่วงตั้งแต่ 1 มม. ถึง 1 ม. ดังนั้นจึงไม่สามารถยืนยัน CMB เป็นสเปกตรัมได้
CMB ถูกคิดว่าไม่แปรผันแบบหมุนเวียน (isotropic) เนื่องจากมีอยู่ในช่วงเวลาที่สสารและการแผ่รังสีอยู่ในสภาวะสมดุลดังนั้นการก่อตัวของโครงสร้างในจักรวาลจึงไม่สามารถอธิบายได้ เนื่องจากการกระจายตัวของสสารไม่ใช่ไอโซทรอปิก แต่รวมตัวกันเป็นก้อนเหมือนเว็บจักรวาลที่มีช่องว่างขนาดใหญ่อยู่ระหว่างนั้น CMB จึงคิดว่ามีต้นกำเนิดนอกโลก
แต่เมื่อการสังเกตจากอวกาศเริ่มขึ้นก็พบแอนไอโซโทรปีใน CMB ซึ่งนำไปสู่การให้เหตุผลว่า anisotropies ในสสารเหล่านี้นำไปสู่การก่อตัวของโครงสร้าง
การสังเกตการแผ่รังสี CMB จากอวกาศ
ดาวเทียมหลักที่เปิดตัวเพื่อสังเกตการณ์ CMB ได้แก่ -
Cosmic Microwave Background Explorer (ซัง, 1989)
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP, 2001) และ
Planck (2552).
COBE (นักสำรวจพื้นหลังของจักรวาล)
COBE มีเครื่องดนตรีสองชนิดเป็นหลัก พวกเขาเป็นFar InfraRed Absolute Spectrometer (FIRAS) และ Differential Microwave Radiometers(เสาอากาศ DMR) FIRAS วัดความเข้มของ CMB เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่นตามทิศทางใด ๆ ในขณะที่ DMR มี 3 เสาอากาศเพื่อวัดความแตกต่างของความเข้มของ CMB จากทิศทางที่แตกต่างกันสามทิศทาง คำแนะนำต่อไปนี้ให้ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับ FIRAS และ DMR
การสังเกต CMB จาก FIRAS แสดงให้เห็นว่าการแผ่รังสี CMB สอดคล้องกับสเปกตรัมของร่างกายสีดำที่ T = 2.72528 ± 0.00065 K.
DMR วัดความถี่สามความถี่ (31.5 GHz, 53 GHz, 90 GHz) ในทุกทิศทางบนท้องฟ้า
"สัญลักษณ์แบทแมนสีแดง" ในการสังเกตการณ์ DMR คือสัญญาณรบกวนจากการปล่อยแสงเบื้องหน้า (การปล่อยซิงโครตรอนแบบกระจายกาแล็กซี่)
การเปลี่ยนแปลงความเข้มในการสังเกตจะสอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิ การปรากฏตัวของจุดร้อนและเย็นพิสูจน์ได้ว่ารังสี CMB เป็นแอนไอโซโทรปิก
anisotropy นี้จะต้องมีอยู่ในเวลาที่แยกออกเนื่องจากไม่มีการบิดเบือนใน CMB ดังนั้นสสารควรมีกระเป๋าที่มีความหนาแน่นสูงกว่าของอื่น ๆ
ผล COBE
สเปกตรัมของ CMB (ความเข้มตามหน้าที่ของพลังงาน) เกือบจะเป็นตัวสีดำที่สมบูรณ์แบบซึ่งสอดคล้องกับ T = 2.7 K ความเข้มเฉพาะของรังสี CMB นั้นใกล้เคียงกันในทุกทิศทาง การยืนยันว่าเอกภพเป็นไอโซโทรปิกในระดับขนาดใหญ่ (ตรวจสอบสมมติฐานของเราเกี่ยวกับหลักการทางจักรวาลวิทยา)
การวิเคราะห์ข้อมูลพบว่ามีอุณหภูมิ anisotropies (“ ความผันผวน”) ในสเปกตรัม CMB ที่ความละเอียดของ COBE (DMR)
Resolution of COBE, WMAP, Planck
เครื่องมือ DMR บนกระดาน COBE มีความละเอียดเชิงพื้นที่ จำกัด (สูงสุด) ที่ ∼ 7 องศา
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) มีความละเอียดเฉลี่ย ∼ 0.7 องศา
ดาวเทียมพลังค์มีความละเอียดเชิงมุม ∼ 10 อาร์กนาที
สิ่งที่ต้องจำ
ความหนาแน่นของจำนวนโฟตอนของดาวฤกษ์ในจักรวาลมีขนาดเล็กกว่าความหนาแน่นของเลขโฟตอนของ CMB มาก
เราอาศัยอยู่ในเอกภพที่ถูกครอบงำเนื่องจากสสารมีความหนาแน่นของพลังงานสูงกว่าความหนาแน่นของพลังงานโฟตอน
COBE, WMAP, พลังค์คือความพยายามในการวัดและหาปริมาณ anisotropies ใน CMB
การก่อตัวของโครงสร้างในจักรวาลเป็นผลมาจาก CMB anisotropies