จักรวาลวิทยา - พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล

CMB (พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล) โดยพื้นฐานแล้วประกอบด้วยโฟตอนของเวลาที่สสารและรังสีอยู่ในสภาวะสมดุล ในช่วงทศวรรษที่ 1920 แนวคิดเรื่องจักรวาลที่ขยายตัวได้รับการยอมรับและสามารถตอบคำถามได้หลายข้อ แต่คำถามเกี่ยวกับความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบที่หนักกว่าและความอุดมสมบูรณ์นั้นยังไม่มีคำตอบ ยิ่งไปกว่านั้นจักรวาลที่ขยายตัวก็บอกเป็นนัยว่าความหนาแน่นของสสารควรลดลงเหลือ 0

ในปีพ. ศ. 2491 จอร์จกัมโมว์และราล์ฟอัลเฟอร์อธิบายที่มาขององค์ประกอบที่หนักกว่าและความอุดมสมบูรณ์โดยใช้ "บิ๊กแบง" พวกเขาร่วมกับโรเบิร์ตเฮอร์แมนทำนายการมีอยู่ของ "Relict Radiation" หรือรังสีที่หลงเหลือจาก "บิ๊กแบง" อุณหภูมิที่คาดการณ์ไว้สำหรับรังสีที่เหลืออยู่ระหว่าง 50-6 K ในปีพ. ศ. 2508 Robert Dicke, Jim Peebles และ David Wilkinson พร้อมด้วยกลุ่มวิจัยของ Amo Perizias ได้ทำการทดลองตรวจพบ CMB

เอกภพในยุคแรกร้อนมากและมีพลังงานสูงเกินกว่าที่สสารจะเป็นกลางได้ ดังนั้นสสารจึงอยู่ในรูปไอออไนซ์ -Plasma. การแผ่รังสี (โฟตอน) และสสาร (พลาสมา) มีปฏิสัมพันธ์กันโดยส่วนใหญ่ผ่านกระบวนการสามขั้นตอนต่อไปนี้

• Compton Scattering - (กระบวนการปฏิสัมพันธ์ที่สำคัญ) การกระเจิงแบบไม่ยืดหยุ่นระหว่างโฟตอนพลังงานสูงกับอนุภาคที่มีประจุพลังงานต่ำ

• Thomson Scattering - การกระจายโฟตอนแบบยืดหยุ่นโดยอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าฟรี

• Inverse Compton Scattering- อนุภาคที่มีประจุพลังงานสูงและโฟตอนพลังงานต่ำ ปฏิกิริยาเหล่านี้ส่งผลให้สสารและรังสีอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อน

สมดุลความร้อน

ในสมดุลความร้อนรังสีจะเป็นไปตาม Planck Distribution of Energy,

$$ B_v (T) = \ frac {2hv ^ 3} {c (e ^ {hv / k_BT} -1)} $$

ในช่วงเวลานี้เนื่องจากมีการโต้ตอบกันบ่อยมากเส้นทางอิสระของโฟตอนจึงมีขนาดเล็กมาก เอกภพทึบรังสี เอกภพในยุคแรกถูกรังสีครอบงำ เอกภพมีวิวัฒนาการในลักษณะที่สสารและการแผ่รังสีไปถึงสมดุลความร้อนและความหนาแน่นของพลังงานก็เท่ากัน สิ่งนี้สามารถเห็นได้จากกราฟแสดงวิวัฒนาการของความหนาแน่นด้วยสเกลแฟกเตอร์ ให้เราหาตัวประกอบมาตราส่วน (เวลา) (a (t)) ที่สสารและการแผ่รังสีถึงสมดุล

$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 3}, \: \ rho_r \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $$

$$ \ frac {\ rho_ {m, t}} {\ rho_ {r, t}} = \ frac {\ Omega_ {m, t}} {\ Omega_ {r, t}} = \ frac {\ Omega_ { ม, 0}} {\ Omega_ {r, 0}} ก (t) $$

ที่สภาวะสมดุล

$$ \ frac {\ rho_ {m, t}} {\ rho_ {r, t}} = \ frac {\ Omega_ {m, t}} {\ Omega_ {r, t}} = 1 $$

$$ \ Rightarrow \ frac {\ Omega_ {m, 0}} {\ Omega_ {r, 0}} a (t) = 1 \: \ Rightarrow a (t) = 2.96 \ times 10 ^ {- 4} $$

โดยใช้ $ \ Omega_ {m, 0} = 0.27 $ และ $ \ Omega_ {r, 0} = 8 \ times 10 ^ {- 5} $ การเลื่อนสีแดงที่สอดคล้องกับสเกลแฟกเตอร์นี้กำหนดโดย -

$$ z = 1 / a (t) -1 \ ประมาณ 3375 $$

ความหนาแน่นของพลังงานของรังสีลดลงเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ ดังนั้นจักรวาลจึงเริ่มเย็นลง เมื่อพลังงานของโฟตอนเริ่มลดลงอะตอมที่เป็นกลางก็เริ่มก่อตัวขึ้น ดังนั้นในช่วงการเปลี่ยนสีแดงของ 1300 ไฮโดรเจนที่เป็นกลางจึงเริ่มก่อตัวขึ้น ยุคนี้มีอุณหภูมิเฉียด 3000K

ปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารและรังสีเกิดขึ้นไม่บ่อยนักดังนั้นจักรวาลจึงเริ่มโปร่งใสกับรังสี ช่วงเวลานี้เรียกว่า“Surface of last scattering”ในขณะที่เส้นทางว่างเฉลี่ยของโฟตอนมีขนาดใหญ่มากเนื่องจากแทบจะไม่มีการกระเจิงเกิดขึ้นหลังจากช่วงเวลานี้ จะเรียกอีกอย่างว่า“Cosmic Photosphere”.

สิ่งที่ต้องจำ

• CMB ประกอบด้วยโฟตอนของเวลาที่สสารและรังสีอยู่ในสภาวะสมดุล

• เอกภพในยุคแรกนั้นร้อนมากและมีพลังงานสูงเกินกว่าที่สสารจะยังคงเป็นกลางดังนั้นจึงมีสถานะเป็นสสารที่แตกตัวเป็นไอออน

• Compton Scattering, Thomson Scattering, Inverse Compton Scattering เป็นกระบวนการปฏิสัมพันธ์ 3 สสาร - รังสีในตอนนั้น

• เอกภพมีวิวัฒนาการเช่นนั้นและการแผ่รังสีจะถึงสมดุลความร้อน