Kozmoloji - Kozmik Mikrodalga Arka Planı

CMB (Kozmik Mikrodalga Arka Planı) esasen madde ve radyasyonun dengede olduğu zamanın fotonlarından oluşur. 1920'lerde, genişleyen bir evren fikri kabul edildi ve birkaç soruya cevap verebilirdi. Ancak daha ağır elementlerin bolluğu ve bolluğu hakkındaki sorular cevapsız kaldı. Dahası, genişleyen evren, maddenin yoğunluğunun 0'a düşmesi gerektiğini ima ediyordu.

1948'de George Gammow ve Ralph Alpher, "Big Bang" kullanarak daha ağır elementlerin ve bolluğun Kökeni'ni açıkladılar. Robert Herman ile birlikte "Kalıntı Radyasyonun" veya "Büyük Patlama" dan kalan radyasyonun varlığını öngördüler. Bu kalan radyasyon için tahmin edilen sıcaklık 50-6 K arasındaydı. 1965'te Robert Dicke, Jim Peebles ve David Wilkinson, Amo Perizias'ın Araştırma Grubu ile birlikte CMB'yi deneysel olarak tespit ettiler.

Erken evren çok sıcaktı ve enerji, maddenin nötr kalması için çok yüksekti. Dolayısıyla, madde iyonize formdaydı -Plasma. Radyasyon (fotonlar) ve Madde (plazma) esas olarak aşağıdaki üç işlemle etkileşime girdi.

Compton Scattering - (Büyük Etkileşim Süreci) Yüksek enerjili foton ve düşük enerjili yüklü parçacık arasında esnek olmayan saçılma.
Thomson Scattering - Fotonun serbest yüklü bir parçacık tarafından elastik saçılması.
Inverse Compton Scattering- Yüksek enerji yüklü parçacık ve düşük enerjili foton. Bu etkileşimler sonunda madde ve radyasyonun Termal dengede olmasına neden oldu.

Termal denge

Termal dengede radyasyon, Planck Distribution of Energy,

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

Bu süre zarfında, oldukça sık etkileşimler nedeniyle, ortalama serbest foton yolu çok küçüktü. Evren, radyasyona karşı Opaktı. Erken evren radyasyona hükmediyordu. Evren, madde ve radyasyon Termal Dengeye ulaşacak ve enerji yoğunlukları eşit olacak şekilde gelişti. Bu, ölçek faktörü ile yoğunluğun gelişimini gösteren grafikten görülebilir. Maddenin ve radyasyonun dengeye ulaştığı ölçek faktörünü (zaman) (a (t)) bulalım.

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

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

Dengede,

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

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

$ \ Omega_ {m, 0} = 0.27 $ ve $ \ Omega_ {r, 0} = 8 \ times 10 ^ {- 5} $ kullanarak. Bu ölçek faktörüne karşılık gelen kırmızı kayma şu şekilde verilir -

$$ z = 1 / a (t) -1 \ yaklaşık 3375 $$

Evrenin genişlemesi nedeniyle radyasyonun enerji yoğunluğu azaldı. Böylece evren soğumaya başladı. Fotonların enerjisi düşmeye başladıkça nötr atomlar oluşmaya başladı. Böylece, 1300'lük bir kırmızıya kayma civarında, nötr Hidrojen oluşmaya başladı. Bu çağ 3000K'ya yakın bir sıcaklığa sahipti.

Madde ve radyasyon arasındaki etkileşim çok seyrek hale geldi ve bu nedenle evren radyasyona şeffaf olmaya başladı. Bu döneme“Surface of last scattering”fotonların ortalama serbest yolu, bu dönemden sonra neredeyse hiç saçılma olmadığından dolayı çok büyük hale geldi. Olarak da adlandırılır“Cosmic Photosphere”.

Hatırlanacak noktalar

SPK, madde ve radyasyonun dengede olduğu dönemin fotonlarından oluşur.
Erken evren çok sıcaktı ve enerji, maddenin nötr kalması için çok yüksekti, bu yüzden iyonize madde-Plazma olarak var oldu.
Compton Saçılması, Thomson Saçılması, Ters Compton Saçılması o zamanki 3 madde-radyasyon etkileşim süreciydi.
Evren, madde ve radyasyon Termal dengeye ulaşacak şekilde gelişti.