الفلك

هل يمكننا ملاحظة التغييرات في CMB (سطح التشتت الأخير) بمرور الوقت؟

هل يمكننا ملاحظة التغييرات في CMB (سطح التشتت الأخير) بمرور الوقت؟

من الصعب تحديد عمر الشمس ، لأنها لن تتغير كثيرًا على مدى 100 مليون سنة أو نحو ذلك. ولكن ماذا عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ، التي يتم رسمها بدقة أفضل من أي وقت مضى. يعود تاريخه إلى حوالي 380000 سنة فقط بعد Big Bang. هل من الممكن ملاحظة التغييرات فيه على مدى 10 سنوات أو 100 عام ، مع تقدمه في العمر ويبرد ، مع توسع Hubble Bubble؟

وكيف يتوقع أن يتغير المشهد الطبيعي لخريطة CMB؟ هل المناطق الباردة والساخنة نسبيًا دائمة بمرور الوقت على نطاق أكبر بكثير من 380 ألف سنة ، أم أن خريطتنا CMB ستكون غير قابلة للتمييز إذا كنا قد عشنا ، على سبيل المثال ، قبل مليار سنة أو بعد ذلك؟


ليس من الصعب تحديد عمر الشمس ، بشرط أن تكون راضيًا بدقة تصل إلى 100 مليون سنة أو ما يقرب من ذلك في كلتا الحالتين. يعطي التأريخ الإشعاعي لبلورات الزركون ، التي هي أصغر قليلاً من الشمس ، تاريخًا يبلغ حوالي 4.6 مليار سنة ، ومن المتفق عليه عمومًا أن عمر الشمس حوالي 5 مليارات سنة. يتوافق هذا مع موقعه في التسلسل الرئيسي لمخطط Hertzsprung-Russell. من المؤكد أنك لن تلاحظ أي تغيير على خريطة CMB في غضون عشر سنوات فقط ، ولكن بعد مليار سنة سيكون لها تحول أحمر أكبر بشكل ملحوظ ، باستثناء حقيقة أنه لن يكون هناك أحد هنا لملاحظة أو تسجيل ذلك. أحفادنا ، كل واحد منهم ، سيذهبون جميعًا للقاء صانعهم في أقل من مليار سنة.


استقطاب CMB

الخلفية الكونية الميكروية (CMB) هي حقل إشعاع بقايا نلاحظه في جميع الاتجاهات عند درجة حرارة موحدة تبلغ 3 كلفن. تبعثر هذا الضوء أخيرًا خلال مرحلة ساخنة وكثيفة من الكون المبكر ، تمامًا كما كان ينتقل من البلازما المتأينة إلى الغاز المحايد. كان اكتشاف بينزياس وويلسون للخلفية الكونية الميكروية في عام 1964 تأكيدًا مذهلاً لنظرية الانفجار العظيم ، حيث قدم دليلًا مباشرًا على حقبة ساخنة مبكرة.

منذ اكتشافه ، كان CMB مصدرًا مهمًا للمعلومات حول كوننا. قدمت تجارب عديدة خرائط مفصلة بشكل متزايد لمجال درجة حرارة CMB ، مع تقدم متسارع على مدى العقدين الماضيين منذ أن أبلغ COBE عن أول اكتشاف لتباين درجة الحرارة. في الآونة الأخيرة ، أنتج القمر الصناعي Planck خرائط عالية للغاية للإشارة إلى الضوضاء لدرجة حرارة CMB عبر السماء بأكملها ، بينما قام تلسكوب القطب الجنوبي وتلسكوب Atacama Cosmology برسم خرائط لحقول أصغر بدقة قوس دقيقة.


الإجابات والردود

3K والنجوم الأولى تبدو أكثر سخونة بشكل ملحوظ (لكنها ليست ساطعة بما يكفي لرؤيتها في مثل هذه المسافة الكبيرة مع التلسكوبات الحالية).

30000 سنة) لم يعد لديه أي طريقة للتفاعل مع الضوء (بصرف النظر عن الانتقال في هيكله فائق الدقة ، ولكن هذا يعطي طولًا موجيًا كبيرًا للغاية). الهيدروجين الذري عند 2000 ك لا يتوهج مثل المعدن ، على سبيل المثال. إنها شفافة فقط.

نعم ، أعني "الفقاعة" باعتبارها الكرة التي تشكل سطح التشتت الأخير.

شكرًا على الرد ، لذلك إذا فهمت جيدًا ، سيحدث أن الهيدروجين عند 3000 كلفن (في ذلك الوقت) يشع بدرجة كافية حتى نتمكن من رؤية التوهج (اليوم يبدو عند 3 ك بسبب الانزياح الأحمر) ولكن بمجرد أن يبرد أقل من 3000 كلفن ، لنفترض أنه عندما كان عند 2500 كلفن لم يعد يشع على أي مستوى يمكن اكتشافه اليوم. لذلك كان CMB مثل بعض "وميض الضوء الفوري" المحاط بـ "الظلام" (= عتامة) من قبل والظلام (لا يوجد انبعاث لأي إشعاع يمكن اكتشافه) بعد ذلك مباشرة (استمر لملايين السنين حتى بدأت النجوم الأولى في الاحتراق). حق؟

نعم ، أعني "الفقاعة" باعتبارها الكرة التي تشكل سطح التشتت الأخير.

شكرًا على الرد ، لذلك إذا فهمت جيدًا ، سيحدث أن الهيدروجين عند 3000 كلفن (في ذلك الوقت) يشع بدرجة كافية بحيث لا يزال بإمكاننا رؤية التوهج (يبدو اليوم عند 3 K بسبب الانزياح الأحمر) ولكن بمجرد أن يبرد أقل من 3000 كلفن ، لنفترض أنه عندما كان عند 2500 كلفن ، لم يعد يشع على أي مستوى يمكن اكتشافه اليوم. لذلك كان CMB مثل بعض "وميض الضوء الفوري" المحاط بـ "الظلام" (= عتامة) من قبل والظلام (لا يوجد انبعاث لأي إشعاع يمكن اكتشافه) بعد ذلك مباشرة (استمر لملايين السنين حتى بدأت النجوم الأولى في الاحتراق). حق؟

إذا كان الجو حارًا بدرجة كافية للتوهج ، فهو ساخن بدرجة كافية للتشتت
إذا لم تكن ساخنة بدرجة كافية لتتشتت ، فهي ليست ساخنة بدرجة كافية لتتوهج.
الامتصاص و (إعادة) الإشعاع هما نفس العملية مجرد انعكاس لبعضهما البعض

لذا فإن سطح النجم يبدو وكأنه انتقال هش لأن الغاز فوقه يكون شفافًا ولا يمكنك رؤية ما يوجد تحته لأن السطح متوهج ، فكيف يمكن أن يكون كذلك؟

سطح النجم يشبه المنمنمة & quotsurface لآخر نثر & quot

أنا أبالغ في التبسيط ولكني أقول إنه ليس من المستغرب بشكل مخيف أن يكون CMB هو وميض لمرة واحدة إنه حشو - يجب أن يكون على هذا النحو.

هذا صحيح إلى حد ما. لم يكن انتقال البلازما في الكون المبكر إلى غاز فوريًا. هذا له تأثير ضبابية صورتنا لـ CMB ، مما يعني أن الأطوال الموجية الأقصر يتم قمعها بواسطة هذا التأثير. يمكن ملاحظة ذلك مباشرة في طيف طاقة CMB:
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product. ق / تسعة سنوات / علم الكونيات / الصور / med / gh9_f01_M.png

الأطوال الموجية الأقصر إلى اليمين. إذا كان تبريد CMB فوريًا ، فإن القمم الزوجية والفردية سيكون لها ارتفاعات مختلفة ، لكن القمم الثالثة والخامسة والسابعة وما إلى ذلك ستكون جميعها بنفس ارتفاع القمم الأولى والرابعة والسادسة وما إلى ذلك. تكون جميعها مرتفعة مثل الثانية.

بدلاً من ذلك ، تتناقص الطاقة بشكل كبير جدًا حيث تحصل على أطوال موجية أقصر وأقصر.

لذلك حدث الانتقال بسرعة كافية بحيث لم يتم طمسه تمامًا ، ولكنه بطيء بدرجة كافية بحيث يمكننا رؤية التأثير بقوة في البيانات. شيء واحد يجب أن يؤخذ في الاعتبار هو أن الانتقال من البلازما إلى الغاز هو انتقال طوري: في الوقت الذي كان فيه الغاز عند 1500 كلفن ، لم يكن بلازما على الإطلاق ، وشفافًا تمامًا.

هناك فرق كبير بين الجسم الأسود المثالي والجسم الشفاف المثالي. يشع الجسم الأسود المثالي كهرومغناطيسيًا كدالة لدرجة حرارته ، وفقًا لقانون بلانك. لا يشع الجسم الشفاف المثالي وفقًا لقانون بلانك. لا تشع ، فترة.

بينما لا يوجد شيء في الطبيعة مثل الجسم الأسود المثالي أو الجسم الشفاف المثالي ، فإن الكون المبكر والحالي قريبان جدًا من هاتين المُثلتين المتعارضتين. كان الانتقال من معتم إلى شفاف ، رغم أنه لم يكن فوريًا ، قصير المدة.

هذا يعطي إجابة على السؤال المطروح في عنوان هذا الموضوع ، "ما هو" أمام "CMB؟ & quot. من خلال البحث & quotin front & quot من CMB ، فإننا ننظر في وقت ما بعد إعادة التركيب. ما سنراه هو غاز دافئ شفاف إذا تمكنا من رؤيته. لا يمكننا رؤية هذا الغاز الدافئ الشفاف على وجه التحديد لأنه شفاف.

هذا صحيح إلى حد ما. لم يكن انتقال البلازما في الكون المبكر إلى غاز فوريًا. هذا له تأثير ضبابية صورتنا لـ CMB ، مما يعني أن الأطوال الموجية الأقصر يتم قمعها بواسطة هذا التأثير. يمكن ملاحظة ذلك مباشرة في طيف طاقة CMB:
http://lambda.gsfc.nasa.gov/product. ق / تسعة سنوات / علم الكونيات / الصور / med / gh9_f01_M.png

الأطوال الموجية الأقصر إلى اليمين. إذا كان تبريد CMB فوريًا ، فإن القمم الزوجية والفردية سيكون لها ارتفاعات مختلفة ، لكن القمم الثالثة والخامسة والسابعة وما إلى ذلك ستكون جميعها بنفس ارتفاع القمم الأولى والرابعة والسادسة وما إلى ذلك. تكون جميعها مرتفعة مثل الثانية.

بدلاً من ذلك ، تتناقص الطاقة بشكل كبير جدًا حيث تحصل على أطوال موجية أقصر وأقصر.

لذلك حدث الانتقال بسرعة كافية بحيث لم يتم طمسه تمامًا ، ولكنه بطيء بدرجة كافية بحيث يمكننا رؤية التأثير بقوة في البيانات. شيء واحد يجب أن يؤخذ في الاعتبار هو أن الانتقال من البلازما إلى الغاز هو انتقال طوري: في الوقت الذي كان فيه الغاز عند 1500 كلفن ، لم يكن بلازما على الإطلاق ، وشفافًا تمامًا.

نشر Chalnoth طيف طاقة CMB:

كيف يفسر المرء هذه المؤامرة بالنسبة إلى "طيف الجسم الأسود المثالي" المعتاد لـ CMBR ؟؟

الحبكة المعتادة التي أراها هي كما يلي: [الكثافة مقابل التردد]

هذه المؤامرة عبارة عن مخطط يوضح فقط الاختلافات في درجات الحرارة في أماكن مختلفة من السماء. لا يتعلق الأمر بالأطوال الموجية للفوتونات ، بل بالأطوال الموجية للموجات الصوتية في بدايات الكون.

طيف طاقة CMB هو تصور لهذه الموجات الصوتية (على وجه التحديد ، متوسط ​​سعة الموجات الصوتية بأطوال موجية مختلفة) ، ولا علاقة له بطيف الجسم الأسود.

تتمثل طريقة التوفيق بين الطيفين في أنه في كل نقطة في السماء ، يكون لفوتونات إشعاع الخلفية الكونية في تلك النقطة طيف جسم أسود. في أماكن مختلفة من السماء ، يكون طيف الجسم الأسود في درجة حرارة أعلى قليلاً أو أقل قليلاً (الاختلافات تصل إلى حوالي 300 ميكرو كلفن ، صغيرة جدًا جدًا). هذه الاختلافات الصغيرة في درجة الحرارة هي التي تنبع من الموجات الصوتية في الكون المبكر ، ويمثلها طيف طاقة CMB.

هذا الموضوع مناسب جدًا مع ما أنوي طرحه (على الأقل بالنسبة للسؤالين الأولين) ، لذا يرجى السماح لي بالقيام بذلك حتى لو كان موضوعًا قديمًا.

من هذا المنتدى علمت أن إشعاع CMB الذي نستقبله اليوم انبعث من البلازما البدائية عندما كان على بعد 41 مليون ليلي من موقعنا في تلك اللحظة. هل هذا دقيق؟
إذا كانت الإجابة بنعم ، سألت نفسي ماذا عن كل الإشعاع المنبعث من البلازما بين هذين الموضعين؟ أفترض أن كل شيء بسيط قد مر بنا ، أعني أنه ضربنا في الماضي ولن نراه مرة أخرى أبدًا. حق؟

السؤال الثاني هو: بالنظر إلى الإجابات المذكورة أعلاه ، إلى متى (من الآن) سنكون قادرين على اكتشاف وقياس إشعاع CMB؟

السؤال الثالث الذي لدي حول CMB يشير إلى العلاقة بين درجة الحرارة المقاسة لـ CMB من موقع مختلف في السماء وتغير موضعنا الحالي بالنسبة إلى الموقع الذي كان لدينا عندما بدأ الإشعاع المقاس في التوجه نحونا (دعنا نسمي هذا الموضع & quot ؛ الأرض صفر & quot ). توقعت أن تؤثر هذه الحركة على القيم المقاسة لـ CMB من مواقع مختلفة في السماء.
أعلم أن & quot التغيير الطبيعي & quot لموقفنا قد تم بقليل من & quot؛ السرعة & quot مقارنة بالتوسع & quotspeed & quot ، ولكن يجب أن تتأثر أي حركة إلى حد كبير بالتوسع نفسه لأن لدينا 13.7 مليار سنة لذلك. كما يمكننا أن نقرأ هنا ، فإن حركتنا بالنسبة إلى CMB تساوي 360 +/- 20 كيلومترًا / ثانية في اتجاه كوكبة الأسد. لا أعرف ما إذا كان بإمكاننا اعتبار أن هذا كان دائمًا اقتراحنا فيما يتعلق بـ CMB ، ولكن دعنا نفترض أنه كان كذلك. لذا ، فإن آلة حاسبة Google تعطي & quot (360 كم / ثانية) * (13.7 مليار سنة) في السنوات الضوئية & مثل حساب 16451381.2 نتيجة سنة ضوئية. هذا ما يقرب من 16.5 ملي. ما مقدار زيادة هذه المسافة بمقدار 13.7 مليار سنة من التوسع؟ لا أعرف وربما لن نعرف على وجه اليقين. لكنني أعتقد أنه ، بالنظر إلى كل هذا ، فإن المسافة من موقعنا الحالي و & quotGround Zero & quot هي كبيرة بما يكفي لتغيير القيم المقاسة لـ CMB بهذه الطريقة لرؤية تباين الخواص عبر السماء. وكما أعلم ، نحن نرى ذلك في الواقع.
إذن ، السؤال الثالث هو: هل يمكن أن تكون حركتنا & quotproper & quot (لأن الفعل المعقد للجاذبية) التي زادت بفعل التمدد خلال فترة كبيرة هي سبب هذا التباين؟


الإجابات والردود

أنا أفهم السؤال تمامًا. السطح المبعثر الأخير ليس مجرد اسم لمجرد نزوة. ثم يعتمد الأمر على ما إذا كنت تفكر في 300000 سنة & مثلًا & quot. هل تفهم أن متوسط ​​أوامر المسار الحر الأكبر من حجم الكون الذي يمكن ملاحظته يعني أن التشتت لا يحدث & quot؛ باستمرار & quot؛؟ لقد حدث ذلك ، ولكن فقط حتى بلغ عمر الكون 300000 عام.

المسألة هي ما قصده جيرينسكي بـ & quot؛ primordial & quot؛ مقابل المنبعث & الاقتباس في وقت لاحق. & quot لا يتم امتصاصه بعد الآن على الإطلاق. هذا ما كان يجيب عليه Orodruin. كنت أفكر في أنه ربما تم إخبار جيرينسكي بأن CMB هو & الاقتباس من الانفجار العظيم ، & quot أو شيء من هذا القبيل ، وهو يتساءل عن سبب بقاء أي منها ، بالنظر إلى كل هذا الامتصاص وإعادة الانبعاث المستمر. أنا أقول إن CMB هو ما تحصل عليه بعد كل شيء ، لقد انتهى الامتصاص وإعادة الانبعاث ، وليس الأصل & اقتباس من الانفجار العظيم. & quot ؛ ومع ذلك ، فمن المؤكد أن كل هذا الامتصاص وإعادة الانبعاث كان يجب أن يحدث قبل المواجهة سطح التشتت الأخير ، هذا ما تعنيه هذه الكلمات. لذا ، فإن الأمر يرقى إلى التخمين في أي أجزاء من تلك القصة تسبب الارتباك ، ولكن يمكننا أن نتفق على وجود جانبين مهمين: CMB هو نتيجة من الامتصاص وإعادة الانبعاث ، وكان هناك سطح آخر تفاعل منذ زمن بعيد وبعيد. عند إعادة قراءة السؤال الأصلي ، أعتقد أنه ربما تكمن المشكلة في المصطلح & quotscattering & quot ، الذي يعتقد Gerinski أنه يختلف عن & quotabsorption and re-emission & quot ، بينما لا يوجد تمييز حاسم بين هذين المصطلحين هنا.

علاوة على ذلك ، تم امتصاص فوتونات CMB في العشر مليارات سنة الماضية ، لكن ليس كذلك عظم منهم. لذا نعم ، أتفق معك في أن جيرينسكي كان مرتبكًا بشأن ذلك ، لكنني ما زلت أعتقد أنه كذلك أيضا مرتبكًا بشأن حقيقة أن CMB هو ملف نتيجة من عملية الامتصاص وإعادة الانبعاث ، فهي ليست في الحقيقة & quot ؛ أساسية & quot ؛ إذا أخذت البدائية معناها الحرفي (قبل التاريخ ، أو & quot ؛ موجود في بداية الوقت & quot.) كان الحد الأدنى لإجابتي هو ذلك إن CMB ليس الضوء الأساسي الذي كان موجودًا في بداية الوقت ، إنه نتيجة التفاعلات مع المادة. هذا صحيح تمامًا. قلت أيضًا أن هذه التفاعلات حدثت منذ وقت طويل (لأن الكون أصبح نادرًا جدًا) ، على الرغم من أن هذا الجزء قد تمت الإجابة عليه بالفعل. الجمع بين هذين العنصرين أمر بالغ الأهمية للإجابة على السؤال ، لأن CMB هو كذلك ليس & quotprimordial & quot على الرغم من أن وجودها يمكن إرجاعه إلى مصدر بدائي.


هل يمكننا ملاحظة التغييرات في CMB (سطح التشتت الأخير) بمرور الوقت؟ - الفلك

يمكن التعبير عن تباين درجة الحرارة عند نقطة ما في السماء (،) على أساس التوافقيات الكروية مثل

يتنبأ نموذج كوني بالتباين في أم معاملات على مجموعة من الأكوان (أو مجموعة نقاط المراقبة داخل كون واحد ، إذا كان الكون ergodic). تسمح لنا افتراضات التناظر الدوراني و Gaussianity بالتعبير عن متوسط ​​المجموعة هذا من حيث الأقطاب المتعددة ج مثل

يمكن التعبير عن تنبؤات النموذج الكوني من حيث ج فقط إذا كان هذا النموذج يتنبأ بتوزيع غاوسي لاضطرابات الكثافة ، وفي هذه الحالة فإن أم سيعني الصفر والتباين ج .

يُعتقد أن تباين درجة حرارة الإشعاع CMB الذي اكتشفه COBE ناتج عن عدم التجانس في توزيع المادة في حقبة إعادة التركيب. نظرًا لأن تشتت كومبتون هو عملية متناحرة في إطار بقية الإلكترون ، فإن أي تباين بدائي (على عكس عدم التجانس) يجب أن يتم تنعيمه قبل الفصل. هذا يضفي مصداقية على تفسير التباين الملحوظ نتيجة لاضطرابات الكثافة التي أدت إلى تكوين المجرات والعناقيد. يوفر اكتشاف تباين درجة الحرارة بواسطة COBE دليلاً على وجود مثل هذه الكثافة غير المتجانسة في الكون المبكر ، ربما بسبب التقلبات الكمية في المجال القياسي للتضخم أو بسبب العيوب الطوبولوجية الناتجة عن انتقال الطور (انظر Kamionkowski & amp Kosowsky ، 1999 للحصول على مراجعة مفصلة) للتنبؤات النموذجية التضخمية والعيبة لتباين الخواص CMB). يبدو أن الانهيار الجاذبي لهذه الكثافة البدائية غير المتجانسة قد شكّل الهياكل واسعة النطاق للمجرات والعناقيد والعناقيد العملاقة التي نلاحظها اليوم.

على المقاييس الكبيرة (الأفق الفائق) ، يتم إنتاج التباين المرئي في CMB بواسطة تأثير Sachs-Wolfe (Sachs & amp Wolfe ، 1967).

حيث يكون المصطلح الأول هو صافي إزاحة دوبلر للفوتون بسبب الحركة النسبية للباعث والمراقب ، والتي يشار إليها باسم ثنائي القطب الحركي. هذا ثنائي القطب ، لوحظ لأول مرة بواسطة Smoot et al. (1977) ، أكبر بكثير من تباين CMB الآخر ويعتقد أنه يعكس حركة الأرض بالنسبة للإطار المرجعي المتوسط ​​للإطار CMB. ترجع معظم هذه الحركة إلى السرعة الغريبة للمجموعة المحلية من المجرات. يمثل المصطلح الثاني الانزياح الأحمر الثقالي بسبب اختلاف جهد الجاذبية بين موقع انبعاث الفوتون والمراقب. يُطلق على المصطلح الثالث تأثير Sachs-Wolfe المتكامل (ISW) وهو ناتج عن مشتق زمني غير صفري للمقياس على طول مسار انتقال الفوتون بسبب الاضمحلال المحتمل أو موجات الجاذبية أو تطور البنية غير الخطية (Rees -تأثير السياما). في كون تهيمن عليه المادة مع اضطرابات الكثافة العددية ، يتلاشى التكامل على المقاييس الخطية. تعطي هذه المعادلة الانزياح نحو الأحمر من الانبعاث إلى الملاحظة ، ولكن هناك أيضًا اتجاه جوهري تي / تي على سطح التشتت الأخير بسبب الكثافة المحلية للفوتونات. بالنسبة للاضطرابات الحافظة للحرارة ، لدينا (White & amp Hu، 1997) عنصر جوهري

وضع المراقب عند = 0 (تضيف إمكانات جاذبية المراقب فقط طاقة ثابتة لجميع فوتونات CMB) يؤدي هذا إلى تأثير Sachs-Wolfe الصافي لـ تي / تي = - / 3 مما يعني أن الكثافة الزائدة تؤدي إلى بقع باردة في CMB.

من المتوقع أن تكشف قياسات تباين الخواص على المقاييس الزاويّة الصغيرة (0. & # 1761 إلى 1 & # 176) عن الذروة الصوتية الأولى المزعومة لطيف طاقة CMB. تتوافق هذه الذروة في طيف طاقة تباين الخواص مع المقياس الذي تصل فيه التذبذبات الصوتية لسائل الفوتون-الباريون الناجم عن عدم تجانس الكثافة البدائية إلى أقصى سعة لها على سطح التشتت الأخير ، أي أفق الصوت عند إعادة التركيب. تحدث المزيد من القمم الصوتية في المقاييس التي تصل إلى العقدات العكسية للتذبذب الثاني والثالث والرابع وما إلى ذلك.

يوضح الشكل 2 (من Hu et al. ، 1997) اعتماد طيف قدرة التباين CMB على عدد من المعلمات الكونية. تكون التذبذبات الصوتية في الكثافة (الخط الصلب الخفيف) حادة هنا لأنها حقاً يتم رسمها مقابل المقاييس المكانية ، والتي يتم تنعيمها بعد ذلك أثناء إسقاطها من خلال سطح التشتت الأخير على المقاييس الزاويّة. تمتلئ القيعان في تذبذبات الكثافة بتذبذبات السرعة خارج الطور بزاوية 90 درجة (هذا تأثير دوبلر ولكنه لا يتوافق مع قمم الشبكة ، والتي يُشار إليها بشكل أفضل بالقمم الصوتية بدلاً من قمم دوبلر) .أصل هذه المؤامرة هو في مكان مختلف لقيم مختلفة لكثافة المادة والثابت الكوني الانحناء المكاني السالب لكون مفتوح يجعل مقياسًا مكانيًا معينًا يتوافق مع مقياس زاوي أصغر. يحدث تأثير Sachs-Wolfe المتكامل (ISW) عندما تتحلل إمكانات الجاذبية بسبب نقص هيمنة المادة. ومن ثم فإن تأثير ISW المبكر يحدث مباشرة بعد إعادة التركيب عندما تكون كثافة الإشعاع لا تزال كبيرة وتعمل على توسيع الذروة الصوتية الأولى بمقاييس أكبر بقليل من حجم الأفق عند إعادة التركيب. وبالنسبة لكثافة المادة الحالية الأقل من الحرجة ، يوجد تأثير ISW متأخر مهم على المقاييس الزاويّة الكبيرة جدًا - فهو أكبر في الاتساع للأكوان المفتوحة منه في حالة سيطرة لامدا لأن هيمنة المادة تنتهي في وقت مبكر في كون مفتوح بالنسبة لـ نفس قيمة كثافة المادة اليوم. يجب أن يرتبط تأثير ISW المتأخر بهياكل واسعة النطاق يمكن اكتشافها بطريقة أخرى ض

1 ، وهذا يسمح ل CMB بالترابط المتبادل مع ملاحظات خلفية الأشعة السينية لتحديد (Boughn et al. ، 1998 Kamionkowski & amp Kinkhabwala ، 1999 Crittenden & amp Turok ، 1996 Kamionkowski ، 1996) أو مع ملاحظات واسعة النطاق هيكل لتحديد انحياز المجرات (Suginohara et al. ، 1998).

بالنسبة إلى نموذج معين ، يمكن أن يوفر موقع القمة الصوتية الأولى معلومات حول نسبة كثافة الكون إلى الكثافة الحرجة اللازمة لإيقاف تمدده. بالنسبة لاضطرابات الكثافة الحافظة للحرارة ، ستحدث الذروة الصوتية الأولى عند = 220-1/2 (Kamionkowski et al. ، 1994). تعد نسبة قيم القمم اختبارًا قويًا لطبيعة اضطرابات الكثافة للاضطرابات الحافظة للحرارة ، حيث سيكون لها نسبة 1: 2: 3: 4 بينما بالنسبة لاضطرابات الانحناء المتساوي يجب أن تكون النسبة 1: 3: 5: 7 (Hu & amp ؛ أمبير وايت ، 1996). من الممكن وجود مزيج من الاضطرابات الحافظة للحرارة والاضطرابات المتساوية ، ويجب أن يكشف هذا الاختبار عن ذلك.

كما هو موضح في الشكل 2 ، فإن سعة القمم الصوتية تعتمد على جزء الباريون ب، كثافة المادة 0، وثابت هابل ح0 = 100ح كم / ث / MPC. يمكن للقياس الدقيق للقمم الصوتية الثلاثة أن يكشف عن جزء من المادة المظلمة الساخنة وربما عدد أنواع النيوترينو (Dodelson et al. ، 1996). يوضح الشكل 2 غلاف ذيل التخميد CMB متباين الخواص على مقاييس دقيقة القوس ، حيث تنخفض التقلبات بسبب انتشار الفوتون (الحرير ، 1967) وكذلك السماكة المحدودة لسطح التشتت الأخير. هذا الذيل المثبط هو مسبار حساس للمعلمات الكونية ولديه القدرة على كسر الانحطاط بين النماذج التي تفسر تباين الخواص على نطاق واسع (Hu & amp White ، 1997b Metcalf & amp Silk ، 1998). المقياس الزاوي المميز لهذا التخميد مقداره 1.8 ' ب -1/2 0 3/4 ح -1/2 (وايت وآخرون ، 1994).

يوجد الآن عدد كبير من النماذج النظرية التي تتنبأ بتطور اضطرابات الكثافة البدائية في تباين خلفية الميكروويف. تختلف هذه النماذج في تفسيرها لأصل عدم تجانس الكثافة (التضخم أو العيوب الطوبولوجية) ، وطبيعة المادة المظلمة (الساخنة ، أو الباردة ، أو الباريونية ، أو خليط من الثلاثة) ، وانحناء الكون () ، والقيمة للثابت الكوسمولوجي () ، وقيمة ثابت هابل ، وإمكانية إعادة التأين التي أدت كليًا أو جزئيًا إلى محو تباين درجة الحرارة في CMB على نطاقات أصغر من حجم الأفق. لا تسمح لنا البيانات المتاحة بتقييد جميع (أو حتى معظم) هذه المعلمات ، لذا فإن تحليل بيانات تباين CMB الحالية يتطلب نهجًا مستقلًا عن النموذج. يبدو من المعقول أن ننظر إلى رسم خرائط القمم الصوتية كوسيلة لتحديد طبيعة مساحة المعلمة قبل الانتقال إلى تركيب المعلمات الكونية مباشرة.

إن احتمال تأثير تفاعلات ما بعد الفصل بين المادة المؤينة و CBR على تباين الخواص على مقاييس أصغر من تلك المقاسة بواسطة COBE له أهمية كبيرة للتجارب الحالية. إعادة التأين أمر لا مفر منه ولكن تأثيره على تباين الخواص يعتمد بشكل كبير على وقت حدوثه (انظر Haimann & amp Knox ، 1999 للمراجعة). تؤدي إعادة التأين المبكر إلى عمق بصري أكبر وبالتالي تخميد أكبر لطيف طاقة تباين الخواص بسبب التشتت الثانوي لفوتونات CMB من الإلكترونات الحرة الجديدة. لكون مع كثافة المادة الحرجة وكسر التأين الثابت xه، العمق البصري كدالة للانزياح الأحمر تم الحصول عليه بواسطة (White et al. ، 1994)

مما يسمح لنا بتحديد الانزياح الأحمر لإعادة التأين ض* حيث = 1 ،

حيث ينطبق التحجيم على عالم مفتوح فقط. بمقاييس أصغر من حجم الأفق عند إعادة التأين ، تي / تي يتم تقليله بواسطة العامل ه - .

كان من الممكن أن تؤدي محاولات قياس تباين درجة الحرارة على المقاييس الزاويّة الأقل من الدرجة التي تتوافق مع حجم المجرات إلى مفاجأة إذا تمت إعادة تأين الكون بعد إعادة التركيب إلى الحد الذي كان CBR مبعثرًا بشكل كبير عند الانزياح الأحمر أقل من 1100 ، كان من الممكن أن يتم غسل التباين البدائي الصغير الحجم. للحصول على عمق بصري ملموس لتفاعل الفوتون مع المادة ، لا يمكن أن تحدث إعادة التأين في وقت متأخر كثيرًا عن الانزياح الأحمر بمقدار 20 (Padmanabhan ، 1993). لا يُتوقع أن تتأثر تباين الخواص على نطاق واسع مثل تلك التي يشاهدها COBE بإعادة التأين لأنها تشمل مناطق من الكون لم تكن بعد على اتصال سببي حتى في الوقت المقترح لإعادة التأين. ومع ذلك ، فإن السعة العالية على ما يبدو للتباين في مقياس الدرجات هي حجة قوية ضد إمكانية (ض 50) إعادة التأين. على مقاييس الدقائق القوسية ، من المتوقع أن يؤدي تفاعل الفوتونات مع المادة المعاد تأينها إلى القضاء على تباين الخواص البدائية واستبدالها بتباين ثانوي أصغر من هذا السطح الجديد للتشتت الأخير (تأثير Ostriker-Vishniac وإعادة التأين غير المكتمل ، انظر القسم التالي).

يحدث تباين الخواص الثانوي CMB عندما تتشتت فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بعد السطح الأصلي الأخير (انظر Refregier ، 1999 للمراجعة). يمكن تغيير شكل طيف الجسم الأسود من خلال تشتت كومبتون العكسي بواسطة تأثير Sunyaev-Zel'dovich (SZ) الحراري (Sunyaev & amp Zeldovich ، 1972). يمكن تغيير درجة الحرارة الفعالة للجسم الأسود محليًا عن طريق تحول دوبلر من السرعة الغريبة لوسط الانتثار (التأثيرات الحركية SZ و Ostriker-Vishniac ، Ostriker & amp Vishniac ، 1986) وكذلك بالمرور عبر جهد الجاذبية المتغير الناتج عن انهيار البنية غير الخطية (تأثير Rees-Sciama ، Rees & amp Sciama ، 1968) أو بداية الانحناء أو الهيمنة الكونية الثابتة (تأثير Sachs-Wolfe المتكامل). تم إجراء العديد من عمليات المحاكاة لتأثير إعادة التأين غير المكتمل (Gruzinov & amp Hu، 1998 Peebles & amp Juszkiewicz، 1998 Aghanim et al.، 1996 Knox et al.، 1998). تأثير SZ بحد ذاته مستقل عن الانزياح نحو الأحمر ، لذلك يمكن أن يعطي معلومات عن العناقيد عند انزياح أحمر أعلى بكثير من انبعاث الأشعة السينية. ومع ذلك ، فإن جميع المجموعات تقريبًا لم يتم حلها للحصول على دقة 10 بوصات ، لذا فإن مجموعات الانزياح الأحمر الأعلى تشغل قدرًا أقل من الحزمة ، وبالتالي فإن تأثير SZ الخاص بها هو في الواقع باهت. في قنوات بلانك 4.5 بوصة ، لن يكون هذا صحيحًا ، ويمكن لتأثير SZ التحقق من وفرة الكتلة عند الانزياح الأحمر العالي. هناك تباين ثانوي إضافي ناتج عن عدسة الجاذبية (انظر على سبيل المثال كايون وآخرون ، 1994 Metcalf & amp Silk ، 1997 Martinez-Gonzalez et al. ، 1997 Cayon et al. ، 1993). يطبع العدسة الجاذبية طفيفة غير غوسية في CMB والتي يمكن من خلالها تحديد طيف طاقة المادة (Zaldarriaga & amp Seljak ، 1998 Seljak & amp Zaldarriaga ، 1998).

ينشأ استقطاب إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (Zaldarriaga & amp Seljak، 1997 Kamionkowski et al.، 1997 Kosowsky، 1994) بسبب تباين الخواص الرباعي المحلي عند كل نقطة على سطح التشتت الأخير (انظر Hu & amp White، 1997a للمراجعة). تولد الاضطرابات العددية (الكثافة) استقطابًا خاليًا من التجعيد (الوضع الكهربائي) فقط ، ولكن اضطرابات التوتر (موجة الجاذبية) يمكن أن تولد استقطابًا خالٍ من التباعد (الوضع المغناطيسي). ومن ثم ، فإن استقطاب CMB هو مسبار مفيد محتمل لمستوى موجات الجاذبية في الكون المبكر (Kamionkowski & amp Kosowsky ، 1998 Seljak & amp Zaldarriaga ، 1997) ، خاصة وأن المؤشرات الحالية تشير إلى أن التباين الأولي الواسع النطاق الذي شاهده COBE يفعل لا تحتوي على جزء قابل للقياس من مساهمات الموتر (Gawiser & amp Silk ، 1998). تم تقديم مراجعة شاملة لموجات الجاذبية واستقطاب CMB بواسطة Kamionkowski & amp Kosowsky (1999).

إن العمليات التي تحول الكثافة غير المتجانسة إلى تباين الخواص CMB هي عمليات خطية ، لذا فإن النماذج الكونية التي تتنبأ بعدم تجانس الكثافة البدائية الغاوسية تتنبأ أيضًا بالتوزيع الغاوسي لتقلبات درجة حرارة CMB. تم تطوير العديد من التقنيات لاختبار COBE ومجموعات البيانات المستقبلية للانحرافات عن gaussianity (مثل Ferreira et al. ، 1997 Kogut et al. ، 1996b Ferreira & amp Magueijo ، 1997). أثبتت معظم الاختبارات أنها سلبية ، ولكن تم تقديم بعض الادعاءات بعدم وجود الغاوسية. Gazta & # 241aga et al. (1998) وجد مؤشرًا هامشيًا جدًا على عدم وجود الجاوس في انتشار نتائج ملاحظات تباين CMB على نطاق درجة أكبر من التباينات المتوقعة في العينة. فيريرا وآخرون (1998) ادعى اكتشاف عدم وجود غوسانية عند متعدد الأقطاب = 16 باستخدام إحصائية ثنائية الطيف ، و Pando et al. (1998) أوجد ارتباط معامل الموجة غير الغاوسي على ما يقرب من 15 & # 176 مقياسًا في نصف الكرة الشمالي المجرة. تنتج كلتا الطريقتين نتائج متوافقة مع gaussianity ، ومع ذلك ، إذا تم حذف منطقة معينة من عدة وحدات بكسل من مجموعة البيانات (Bromley & amp Tegmark ، 1999). يجب أن تكون إشارة السماء الحقيقية أكبر من عدة بيكسلات ، لذا فإن ضوضاء الجهاز هي المصدر الأكثر احتمالية لعدم وجود الجاوس. يبدو أن هناك منطقة مختلفة تسبب كل اكتشاف ، مما يدل على أن مجموعة بيانات COBE بها ضوضاء غير غوسية في منطقتين على الأقل من السماء.

مصدر قلق خاص في قياس تباين CMB هو قضية التلوث في المقدمة. تشمل المقدمات التي يمكن أن تؤثر على ملاحظات CMB انبعاث الراديو المجري (سنكروترون وخالي من) ، وانبعاث الأشعة تحت الحمراء المجرية (الغبار) ، ومصادر الراديو خارج المجرة (بشكل أساسي المجرات الإهليلجية ، والنواة المجرية النشطة ، والكوازارات) ، ومصادر الأشعة تحت الحمراء خارج المجرة (معظمها حلزونات مغبرة وعالية -المجرات النجمية ذات الانزياح الأحمر) ، وتأثير Sunyaev-Zel'dovich من الغاز الساخن في مجموعات المجرات. لقد بذل فريق COBE جهودًا كبيرة لتحليل بياناتهم بحثًا عن تلوث محتمل في المقدمة ويقوم بشكل روتيني بإزالة كل شيء ضمن حوالي 30 & # 176 من مستوى المجرة.

إن الأداة ذات الدقة الكبيرة مثل COBE هي الأكثر حساسية للانبعاثات الأمامية المنتشرة لمجرتنا ، ولكن تجارب التباين صغيرة الحجم تحتاج إلى القلق بشأن المصادر خارج المجرة أيضًا. نظرًا لأنه يُفترض أن تباين المقدمة و CMB غير مترابطين ، يجب أن تضيف تربيعًا ، مما يؤدي إلى زيادة قياس قوة تباين CMB. ومع ذلك ، يمكن لمعظم أدوات CMB تحديد المقدمات من خلال بصمتها الطيفية عبر ترددات متعددة أو عرضها لخاصية استجابة الحزمة لمصدر نقطي. يؤدي هذا إلى محاولة الطرح في المقدمة ، مما قد يؤدي إلى التقليل من تقدير تباين CMB إذا تم طرح بعض الإشارات الحقيقية مع المقدمة. نظرًا لأنها أصبحت الآن حرجة ، فقد تمت دراسة المقدمات خارج المجرة بالتفصيل (Gawiser et al.، 1998 Gawiser & amp Smoot، 1997 Toffolatti et al.، 1998 Refregier et al.، 1998 Sokasian et al.، 1998). قام فريق تحليل الخلفية الموجية للموجات الصغرية الموجهة لطول الموجة (WOMBAT ، انظر Gawiser وآخرون ، 1998 Jaffe et al. ، 1999) بإتاحة تنبؤات المجرة وخارج المجرة الأمامية ومحاكاة السماء الكاملة لخرائط CMB الواقعية التي تحتوي على تلوث أمامي متاحة للجمهور (انظر http://astro.berkeley.edu/wombat). تظهر إحدى عمليات محاكاة CMB في الشكل 3. Tegmark et al. (1999) استخدم تحليل مصفوفة فيشر لإظهار أن التقدير المتزامن لمعلمات نموذج المقدمة والمعلمات الكونية يمكن أن يؤدي إلى عامل تدهور قليل في الدقة التي يمكن من خلالها تحديد المعلمات الكونية من خلال ملاحظات تباين الخواص CMB ، لذا فإن التنبؤ الأمامي والطرح هو من المحتمل أن يكون جانبًا مهمًا في تحليل بيانات CMB في المستقبل.

قد يتضح أن التلوث في المقدمة يمثل مشكلة خطيرة لقياسات تباين استقطاب CMB. في حين أن الانبعاث الحر غير مستقطب ، فإن الإشعاع السنكروتروني يعرض استقطابًا خطيًا يحدده تماسك المجال المغناطيسي على طول خط البصر ، وعادةً ما يكون هذا في حدود 10٪ للسنكروترون المجري وما بين 5 و 10٪ لراديو الطيف المسطح مصادر. من المتوقع أن يُظهر CMB استقطابًا خطيًا واسع النطاق يبلغ حوالي 10 ٪ ، وبالتالي فإن احتمالات اكتشاف تباين الاستقطاب ليست أسوأ من تباين درجة الحرارة على الرغم من أن الحساسية العالية مطلوبة. ومع ذلك ، فإن الوضع الكهربائي ذو المقياس الزاوي الصغير للاستقطاب الخطي وهو عبارة عن مسبار للعديد من المعلمات الكونية والوضع المغناطيسي الذي يعمل كمسبار لاضطرابات التوتر من المتوقع أن يكون له سعة أقل بكثير وقد يغمره الاستقطاب الأمامي. يمكن أيضًا استقطاب انبعاث حبيبات الغبار الحراري والغزل. قد يتضح أن انبعاث الغبار هو المصدر الوحيد المهم لفوتونات الميكروويف المستقطبة دائريًا لأن CMB لا يمكن أن يكون لها استقطاب دائري. *****


العنوان: استقصاء سطح التشتت الأخير من خلال ملاحظات CMB الحديثة والمستقبلية

لقد قيدنا النماذج الموسعة (المتأخرة والمتسارعة) لإعادة تركيب الهيدروجين ، من خلال التحقيق في التغييرات المرتبطة بالموضع وعرض آخر سطح نثر. باستخدام بيانات CMB و SDSS التي تم الحصول عليها مؤخرًا ، نجد أن قيود البيانات المشتقة مؤخرًا تفضل نموذج إعادة التركيب السريع ، على الرغم من عدم استبعاد النماذج الأخرى (إعادة التركيب القياسية والمؤجلة) عند 1 مستوى الثقة. إذا حدث إعادة التركيب المتسارع بالفعل في بداية كوننا ، فمن المحتمل أن يكون تكتل الباريونات على المقاييس الصغيرة هو السبب في ذلك. بمقارنة تاريخ التأين لنماذج السحابة الباريونية مع نموذج إعادة التركيب السريع الأنسب ، نجد أن جزءًا من كوننا المبكر يعاني من نقص في الكثافة الباريونية. لقد وضعنا توقعًا لقيد البيانات PLANCK ، مما يدل على أننا سنكون قادرين على استبعاد نماذج إعادة التركيب القياسية أو المؤجلة إذا استمرت عملية إعادة التركيب في الكون المبكر لدينا >-0.01 أو أقل ، والمقدمة المتبقية والتأثيرات المنهجية ضئيلة.


لقد وجدت هذه الإجابة في صفحة الأسئلة الشائعة الخاصة بالبروفيسور دوجلاس سكوت. وهو باحث في CMB وعلم الكونيات في جامعة كولومبيا البريطانية.

كيف يمكننا أن نقول ما هي الحركة التي لدينا فيما يتعلق CMB؟ ألا يعني هذا أن هناك إطارًا مرجعيًا مطلقًا؟

تستند نظرية النسبية الخاصة على مبدأ عدم وجود أطر مرجعية مفضلة. بعبارة أخرى ، تستند نظرية أينشتاين بأكملها على افتراض أن الفيزياء تعمل بنفس الطريقة بغض النظر عن السرعة والاتجاه لديك. لذا فإن حقيقة وجود إطار مرجعي لا توجد فيه حركة عبر CMB يبدو أنها تنتهك النسبية الخاصة!

ومع ذلك ، فإن الافتراض الأساسي لنظرية أينشتاين ليس أنه لا توجد إطارات خاصة ، ولكن لا توجد إطارات خاصة تختلف فيها قوانين الفيزياء. من الواضح أن هناك إطارًا حيث يكون CMB في حالة راحة ، وهذا هو ، بمعنى ما ، الإطار الباقي للكون. ولكن لإجراء أي تجربة فيزيائية ، فإن أي إطار آخر يكون جيدًا مثل هذا الإطار. لذا فإن الاختلاف الوحيد هو أنه في إطار CMB لا تقيس سرعة فيما يتعلق بفوتونات CMB ، لكن هذا لا يعني أي اختلاف جوهري في قوانين الفيزياء.

"حيث أنها لا تأتي من؟" تم الرد أيضًا:

من أين أتت الفوتونات بالفعل؟

سؤال جيد جدا. نعتقد أن الكون المبكر كان شديد الحرارة والكثافة. في وقت مبكر بما فيه الكفاية ، كان الجو حارًا جدًا ، أي كان هناك الكثير من الطاقة حوله ، حيث تم باستمرار تكوين أزواج من الجسيمات والجسيمات المضادة وإبادةها مرة أخرى. ينتج عن هذا الفناء طاقة نقية ، مما يعني جسيمات الضوء - الفوتونات. مع توسع الكون وانخفضت درجة الحرارة ، أبادت الجسيمات والجسيمات المضادة (كواركات وما شابه) بعضها البعض للمرة الأخيرة ، وكانت الطاقات منخفضة بما يكفي بحيث لا يمكن إعادة تكوينها مرة أخرى. لسبب ما (لا يزال هذا غير مفهوم جيدًا) كان الكون المبكر يحتوي على جزء واحد في مليار جسيم أكثر من الجسيمات المضادة. لذلك عندما قضت كل الجسيمات المضادة على كل الجسيمات ، ترك ذلك حوالي مليار فوتون لكل جسيم من المادة. وهذا هو حال الكون اليوم!

لذا فإن الفوتونات التي نلاحظها في الخلفية الكونية الميكروية تكونت في الدقيقة الأولى أو نحو ذلك من تاريخ الكون. بعد ذلك بردت مع تمدد الكون ، وفي النهاية يمكن ملاحظتها اليوم بدرجة حرارة حوالي 2.73 كلفن.

يشيرstarwed في التعليقات إلى أنه قد يكون هناك بعض الالتباس حول ما إذا كان شخص ما في الإطار الباقي ثابتًا فيما يتعلق بالفوتونات في إطار الباقي. لقد وجدت بضعة أسئلة أخرى في صفحة الأسئلة الشائعة الممتازة للبروفيسور سكوت عبر البريد الإلكتروني لتوضيح المفهوم.


الخلفية الكونية الميكروويف

هذا ليس صحيحًا (حتى لو أدخلت & quotbillion & quot). بسبب توسع الكون ، فإن المسافة إلى حيث نشأت CMB التي نراها اليوم هي حوالي ثلاثة أضعاف. كان أيضًا أقرب بكثير من 13.9 مليار سنة ضوئية عندما انبعث.

هذا ليس صحيحًا ، أو على الأقل ليس طريقة جيدة للنظر إليه. إذا كنت تقصد & quotmalleability of space & quot ، فمن الواضح أنك لم ترى ردودي هناك. جرب هذا المنشور كبداية:

نعم. منطقي. شكرا جزيلا على هذا التفسير. انها حقا توضح ذلك بالنسبة لي. لا يوجد تأثير دوبلر. مجرد التوسع المتراكم. آسف لقد أخذت وقتا طويلا للرد. كان علي أن أفكر في الأمر كثيرًا.

على الرغم من عدم التأكد من الشيء الأخير. ينحسر CMC في 3 درجات مئوية ، 60 درجة مئوية سابقًا. هل هذا خطأ مطبعي؟ يبدو غير متسق مع تسارع تمدد الكون.

إذا كنت قلقًا بشأن 60c ، فإن الشكل 1 في

قد تكون مفيدة. في بدايات الكون ، كانت الأجسام القادمة تنحسر بسرعة فائقة. تم تعيين خط العالم للفوتونات المنبعثة بعد ذلك على أنه & quot؛ أفق جسيم & quot؛ والذي يبعد اليوم عن 46 Glyr. في رأيي ، هذا المقال يستحق القراءة حقًا.

إذا كنت قلقًا بشأن 60c ، فإن الشكل 1 في

شكرا على الرد ولكن ردكم لا يعالج مأزقي.

أولاً ، دعني أؤكد أنني أحاول فقط فهم النظرية المقبولة حول توسع الكون ، وليس التكهن أو اقتراح أي شيء جديد. وآمل أن يتمكن أحدهم من شرح المغالطة في تفكيري.

بعد قولي هذا ، اسمحوا لي أن أقتبس من تفسير كتاب مدرسي لماذا تعني المستعرات الأعظمية الخافتة أكثر من المتوقع تسارع التوسع. هذا الاقتباس مأخوذ من كتاب مدرسي بقلم روبرت دبليو أندرسون. & quot الخلاصة الكونية: المصير النهائي للكون. & quot ص. 74 ، والتي يمكن الوصول إليها في كتب جوجل باستخدام سطر البحث: & quotdecelerating universe dimmer OR fainter supernovae & quot

يمكن إعطاء اشتقاق بسيط لمعدل تمدد الكون على النحو التالي:

يعطي الانزياح الأحمر z مباشرة عامل المقياس الكوني وقت انفجار المستعر الأعظم.

/ ملاحظة مضافة: حيث a (t) هو عامل القياس معبرًا عنه كجزء من الحجم الحالي للكون = 1. /

لذا فإن المستعر الأعظم مع انزياح أحمر محسوب z = 0.5 يعني أن الكون كان 1 / (1 + 0.5) = 2/3 من حجمه الحالي عندما انفجر المستعر الأعظم. في كون متسارع ، كان الكون يتوسع بشكل أبطأ في الماضي مما هو عليه اليوم ، مما يعني أنه استغرق وقتًا أطول للتوسع من 2/3 إلى 1.0 مرة حجمه الحالي مقارنة بالكون غير المتسارع. ينتج عن هذا وقت سفر أكبر للضوء ، ومسافة أكبر ، ومستعرات أعظم خافتة ، والتي تتوافق مع الملاحظة الفعلية.

لتوضيح مأزقي ، ضع في اعتبارك ما يلي:

ينص قانون هابل على أن Hs = cz ، ومنها z = Hs / c و dz / ds = H / c

لذلك في الكون المتسارع ، في أوقات لاحقة ، يكون H أكبر مما كان عليه في الأوقات السابقة ويكون dz / ds أكبر بالمثل (c ثابتًا) أي ، بالنظر إلى H الأولي نفسه ،

dz / ds في كون متسارع أكبر من dz / ds في كون غير متسارع. 1)

لكن يبدو أن الاقتباس يقول أن الأمر يتطلب تغييرًا أكبر في s في كون متسارع لتحقيق نفس التغيير في z أي ، بالنظر إلى نفس H الأولي ،

ds / dz في كون متسارع أكبر من ds / dz في كون غير متسارع. 2)

من الواضح أن المعادلة 1) و 2) متناقضتان ومن ثم ، فإن مأزقي.


اسأل إيثان: هل ستختفي الخلفية الكونية الميكروية على الإطلاق؟

رسم توضيحي لخلفية الإشعاع الكوني عند الانزياحات الحمراء المختلفة في الكون. لاحظ أن . [+] CMB ليس مجرد سطح يأتي من نقطة واحدة ، بل هو حمام إشعاع موجود في كل مكان في وقت واحد.

الأرض: NASA / BlueEarth Milky Way: ESO / S. Brunier CMB: NASA / WMAP

تأتي الإشارة الأولى التي اكتشفناها مباشرة من الكون إلينا بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم: عندما كان عمر الكون 380 ألف عام فقط. يُعرف اليوم باسم الخلفية الكونية الميكروية ، وبدلاً من ذلك يطلق عليه "كرة النار البدائية" أو توهج بقايا الانفجار الكبير. لقد كان تنبؤًا مذهلاً يعود إلى جورج جامو طوال الأربعينيات من القرن الماضي ، وقد صدم العالم الفلكي عندما تم اكتشافه مباشرة في الستينيات. على مدار الـ 55 عامًا الماضية ، قمنا بقياس خصائصه بشكل رائع ، وتعلمنا قدرًا هائلاً عن كوننا في هذه العملية. ولكن هل ستكون موجودة دائمًا؟ هذا ما يريد يورغن سورجيل معرفته ، متسائلاً:

نشأت الخلفية الكونية الميكروية (CMB) بعد 380.000 سنة من الانفجار العظيم ، عندما أصبح الكون شفافًا. تم إنشاء الفوتونات التي سنقيسها الأسبوع المقبل بعيدًا قليلاً عن الموضع الذي كان لدينا في ذلك الوقت مقارنة بالفوتونات التي نقيسها اليوم. مستقبلنا لانهائي ، لكن الكون في عام 380.000 كان محدودًا. هل هذا يعني أن اليوم سيأتي عندما تختفي CMB؟ "

إنه سؤال بسيط مع إجابة معقدة. دعنا نتعمق في ما نعرفه.

لاحظ فيستو سليفر لأول مرة في عام 1917 ، أن بعض الأشياء التي نلاحظها تظهر الطيف. [+] إشارات امتصاص أو انبعاث ذرات أو أيونات أو جزيئات معينة ، ولكن مع تحول منهجي نحو الطرف الأحمر أو الأزرق من طيف الضوء. عند دمجها مع قياسات المسافة الخاصة بهبل ، أدت هذه البيانات إلى ظهور الفكرة الأولية للكون المتوسع: كلما ابتعدت المجرة ، زاد انزياح الضوء نحو الأحمر.

فيستو سليفر ، (1917): بروك. عامر. فيل. المجتمع ، 56 ، 403

إذا لجأنا إلى الجانب النظري ، يمكننا أن نفهم من أين تأتي الخلفية الكونية الميكروية. كلما كانت المجرة بعيدة عنا اليوم ، يبدو أنها أسرع تبتعد عنا. الطريقة التي نلاحظ بها هذا هي نفسها التي لاحظها علماء مثل فيستو سليفر منذ أكثر من 100 عام:

  • نقيس الضوء القادم من جسم بعيد ،
  • نقسمها إلى أطوالها الموجية الفردية ،
  • نحدد مجموعات من خطوط الانبعاث أو الامتصاص التي تتوافق مع ذرات أو أيونات أو جزيئات معينة ،
  • وقياس أنها قد تم تحويلها جميعًا بشكل منهجي ، بنفس النسبة المئوية ، نحو أطوال موجات أقصر (زرقاء) أو أطول (حمراء).

يقول العلماء إنه لا يوجد سوى كوكب آخر في مجرتنا يمكن أن يكون شبيهًا بالأرض

يقول العلماء إن 29 من الحضارات الغريبة الذكية ربما تكون قد رصدتنا بالفعل

Super Solstice Strawberry Moon: شاهد أكبر وألمع وأفضل طلوع قمر في الصيف هذا الأسبوع

على الرغم من وجود القليل من العشوائية لحركة كل مجرة ​​فردية - تصل إلى بضعة آلاف من الكيلومترات في الثانية ، بما يتوافق مع الجاذبية في كل مجرة ​​بواسطة المادة المحيطة - هناك اتجاه عام لا لبس فيه يظهر. كلما كانت المجرة بعيدة ، كلما زاد مقدار الضوء الذي يتجه نحو أطوال موجية أطول. لوحظ هذا لأول مرة في عام 1910 ، وكان من أول الأدلة التي تدعم توسع الكون.

مع توسع نسيج الكون ، ستمتد الأطوال الموجية لأي إشعاع موجود. [+] كذلك. ينطبق هذا أيضًا على الموجات الثقالية تمامًا كما ينطبق على الموجات الكهرومغناطيسية ، أي شكل من أشكال الإشعاع يمتد طوله الموجي (ويفقد الطاقة) مع توسع الكون. عندما نعود إلى الوراء في الزمن ، يجب أن يظهر الإشعاع بأطوال موجية أقصر وطاقات أكبر ودرجات حرارة أعلى.

إي سيجل / ما وراء المجرة

على الرغم من أن العديد من العلماء استفادوا من هذه الملاحظة ، فإن أول من وضع هذه القطعة معًا في الإطار الذي نعرفه باسم الانفجار العظيم الحديث كان جورج جامو. في الأربعينيات من القرن الماضي ، أدرك جامو أن الكون الذي يتمدد اليوم - حيث تتزايد المسافة بين أي نقطتين - لا يجب أن يكون أصغر فقط في الماضي ، ولكن أيضًا أكثر سخونة وكثافة. السبب بسيط ، لكن لم يقم أي شخص آخر بتجميع القطع معًا حتى جامو.

يُعرّف الفوتون ، أو كمّ الضوء ، بطول موجته. تتناسب طاقة الفوتون الفردي عكسياً مع طوله الموجي: الفوتون ذو الطول الموجي الطويل له طاقة أقل من الفوتون ذي الطول الموجي القصير. إذا كان لديك فوتون يسافر عبر الكون ويتمدد الكون ، فإن المساحة التي يمر بها الفوتون تتمدد ، مما يعني أن الفوتون نفسه يتمدد لأطوال موجية أطول وطاقات أقل. لذلك ، في الماضي ، لا بد أن هذه الفوتونات كانت ذات أطوال موجية أقصر وطاقات أعلى ، وأن الطاقات الأعلى تعني درجات حرارة أعلى وكونًا أكثر نشاطًا.

المقاييس الحجم والطول الموجي ودرجة الحرارة / الطاقة التي تتوافق مع أجزاء مختلفة من. [+] الطيف الكهرومغناطيسي. عليك أن تذهب إلى طاقات أعلى وأطوال موجية أقصر لاستكشاف أصغر المقاييس. الضوء فوق البنفسجي كافٍ لتأين الذرات ، ولكن مع توسع الكون ، يتحول الضوء بشكل منهجي إلى درجات حرارة منخفضة وأطوال موجية أطول.

ناسا / ويكيميديا ​​كومنز المستخدم Inductiveload

جامو ، في قفزة إيمانية ، استقراء هذا بقدر ما يمكن أن يفهمه. في مرحلة ما من استقرائه ، أدرك أن الفوتونات الموجودة في الكون قد يتم تسخينها إلى درجة حرارة عالية لدرجة أن أحدها ، في بعض الأحيان ، سيكون لديه طاقة كافية لتأين ذرات الهيدروجين: أكثر أنواع الذرات شيوعًا في الكون. عندما يضرب الفوتون ذرة ، فإنه يتفاعل مع الإلكترون ، إما أن يرفعها إلى مستوى طاقة أعلى أو - إذا كان لديه طاقة كافية - يطرد الإلكترون من الذرة تمامًا ، ويؤينها.

بعبارة أخرى ، لابد أنه كان هناك وقت في ماضي الكون كان فيه عدد كافٍ من الفوتونات عالية الطاقة مقارنةً بكليهما:

بحيث تتأين كل ذرة. ومع توسع الكون وتبريده ، تستمر الإلكترونات والأيونات في العثور على بعضها البعض وإعادة تكوين الذرات ، وفي النهاية لم يكن هناك ما يكفي من الفوتونات ذات الطاقة الكافية للحفاظ على تأينها. عند هذه النقطة ، تصبح الذرات متعادلة كهربائيًا ، ولم تعد الفوتونات ترتد عن الإلكترونات الحرة ، والضوء الذي يشكل الخلفية الكونية الميكروية ينتقل بحرية عبر الكون الذي يستمر في التوسع.

في الكون الحار المبكر ، قبل تكوين الذرات المحايدة ، تشتت الفوتونات من. [+] الإلكترونات (وبدرجة أقل البروتونات) بمعدل مرتفع جدًا ، تنقل الزخم عند حدوثها. بعد تشكل الذرات المحايدة ، بسبب تبريد الكون إلى ما دون عتبة حرجة معينة ، تنتقل الفوتونات ببساطة في خط مستقيم ، وتتأثر فقط في الطول الموجي من خلال تمدد الفضاء.

عندما نتقدم بسرعة إلى اليوم ، بعد 13.8 مليار سنة ، يمكننا في الواقع اكتشاف هذه الفوتونات المتبقية. عندما تشكلت هذه الذرات المحايدة ، كان الكون أقل من واحد من المليار من حجمه الحالي ، وكانت درجة حرارة إشعاع الخلفية حوالي 3000 كلفن: نموذجي لدرجة حرارة سطح نجم أحمر عملاق. بعد مليارات السنين من التوسع الكوني ، أصبحت درجة حرارة هذا الإشعاع الآن مجرد 2.725 كلفن: أقل من ثلاث درجات فوق الصفر المطلق.

وما زلنا قادرين على اكتشافه. هناك 411 فوتونًا متبقيًا من الانفجار العظيم يتخلل كل سنتيمتر مكعب من الفضاء اليوم. الفوتونات التي نكتشفها اليوم انبعثت بعد 380،000 سنة فقط من الانفجار العظيم ، سافرت عبر الكون لمدة 13.8 مليار سنة ، ووصلت أخيرًا إلى تلسكوباتنا الآن. قد تبدو الإشعاع CMB في الغد متطابقة في الغالب مع الفوتونات الحالية ، ولكن الفوتونات متأخرة يومًا ضوئيًا.

يُظهر هذا الرسم المفاهيمي تصوراً لوغاريتمياً للكون. أبعد "جدار" أحمر. [+] يتوافق مع الضوء المنبعث من اللحظة التي أصبحت فيها الذرات في الكون محايدة وبدأ الإشعاع المتبقي من الانفجار العظيم ينتقل في خط مستقيم. استغرق CMB بالأمس يومًا أقل للوصول إلى أعيننا ونشأ من نقطة أقرب قليلاً من اليوم ، بينما CMB غدًا سيستغرق يومًا إضافيًا وينشأ من نقطة أبعد. لن تنفد CMB أبدًا.

مستخدم ويكيبيديا بابلو كارلوس بوداسي

هذا لا يعني أن CMB الذي نراه اليوم سوف يغسلنا ثم يختفي! ما يعنيه ، بدلاً من ذلك ، هو أن الإشعاع CMB الذي نراه اليوم قد انبعث قبل 13.8 مليار سنة عندما بلغ هذا الجزء من الكون 380.000 سنة من العمر. إن إشعاع CMB الذي سنراه غدًا سيكون قد انبعث 13.8 مليار سنة بالإضافة إلى يوم واحد ، عندما بلغ هذا الجزء من الكون 380.000 سنة من العمر. الضوء الذي نراه هو الضوء الذي يأتي بعد السفر عبر الكون منذ انبعاثه لأول مرة ، ولكن هناك إدراك رئيسي يجب أن يتماشى مع ذلك.

الانفجار العظيم - إذا تمكنا بطريقة ما من الخروج من كوننا ومشاهدته يحدث - هو حدث وقع في كل مكان في جميع أنحاء الكون في وقت واحد. لقد حدث هنا ، حيث نحن ، في نفس اللحظة حدث على بعد 46 مليار سنة ضوئية في جميع الاتجاهات ، وكذلك في كل مكان بينهما. عندما ننظر إلى الامتداد الكوني العظيم ، فإننا ننظر أبعد وأبعد في الزمن. بغض النظر عن مدى بُعد نظرنا أو مدى توسع الكون ، سيكون هناك دائمًا "سطح" يمكننا رؤيته ، في جميع الاتجاهات ، حيث يبلغ عمر الكون الآن فقط 380.000 سنة.

التوهج المتبقي من الانفجار الكبير ، CMB ، ليس موحدًا ، ولكن به عيوب صغيرة و. [+] تقلبات درجات الحرارة على مقياس بضع مئات من الميكرو كلفن. بينما يلعب هذا دورًا كبيرًا في الأوقات المتأخرة ، بعد نمو الجاذبية ، من المهم أن نتذكر أن الكون المبكر ، والكون واسع النطاق اليوم ، غير منتظم فقط عند مستوى أقل من 0.01٪. اكتشف بلانك وقياس هذه التقلبات بدقة أفضل من أي وقت مضى ، ويمكنه استخدام أنماط التقلبات التي تظهر لوضع قيود على معدل تمدد الكون وتكوينه.

تعاون وكالة الفضاء الأوروبية وبلانك

بعبارة أخرى ، لن ينفد الكون أبدًا من الفوتونات التي نراها. سيكون هناك دائمًا مكان بعيد ، من وجهة نظرنا ، حيث يقوم الكون أولاً بتكوين ذرات مستقرة ومحايدة. في هذا الموقع ، يصبح الكون شفافًا لـ

3000 كيلو فوتونات كانت مشتتة في السابق من الأيونات (معظمها في شكل إلكترونات حرة) التي كانت منتشرة في كل مكان ، مما يمكنها ببساطة من التدفق بحرية في جميع الاتجاهات. ما نلاحظه كخلفية موجية كونية هو الفوتونات المنبعثة من ذلك الموقع والتي تصادف أنها تسير في اتجاهنا في تلك اللحظة.

بعد رحلة عبر الكون لمدة 13.8 مليار سنة ، وصلوا أخيرًا إلى أعيننا. إذا تقدمنا ​​سريعًا في المستقبل ، فستظل مكونات القصة كما هي ، لكن بعض الجوانب المهمة ستتغير بطرق حيوية. مع مرور الوقت ، سيستمر الكون في التوسع ، مما يعني أن:

  • تتمدد الفوتونات لأطوال موجية أطول ،
  • مما يعني أن CMB ستكون أكثر برودة ،
  • ستكون هناك كثافة أقل للفوتونات ،
  • وسيبدأ النمط المحدد للتقلبات التي نراها في التغير ببطء بمرور الوقت.

المناطق كثيفة ومتوسطة الكثافة وقليلة الكثافة التي كانت موجودة عندما كان الكون عادلاً. [+] 380000 سنة الآن تتوافق مع البقع الباردة والمتوسطة والساخنة في CMB ، والتي نشأت بدورها عن طريق التضخم. هذه المناطق ثلاثية الأبعاد بطبيعتها ، وعندما يتمدد الكون بشكل كافٍ ، سيبدو أن هذا السطح ثنائي الأبعاد يتغير في درجة الحرارة بمرور الوقت.

إي سيجل / ما وراء المجرة

ما نراه اليوم على شكل CMB يتكون من نقاط ساخنة وبقع باردة تتوافق مع مناطق من الفضاء أقل كثافة أو أكثر كثافة من المتوسط ​​الكوني ، وإن كان بكمية ضئيلة للغاية: حوالي جزء واحد من 30000. هذه المناطق ذات الكثافة الزائدة والضعيفة لها حجم محدد ومحدود بالنسبة لها ، وفي النهاية ستكون تلك المناطق أمام CMB ، بدلاً من نقطة منشأ CMB التي نراها. إذا انتظرنا فترة طويلة بما فيه الكفاية - ولمدة كافية على الأقل لمئات الملايين من السنين من حيث نجلس حاليًا - فسنرى CMB أجنبيًا بالكامل.

لكنها لن تختفي تمامًا. في مرحلة ما ، سيحتاج المراقب الافتراضي الذي لا يزال موجودًا إلى استخدام موجات الراديو لاكتشاف التوهج المتبقي للانفجار العظيم ، حيث سيمتد الإشعاع بشدة لدرجة أنه سينتقل إلى الأحمر من جزء الميكروويف من الطيف إلى الراديو. سيتعين علينا بناء أطباق راديو أكثر حساسية ، حيث ستنخفض كثافة عدد الفوتونات من مئات لكل سنتيمتر مكعب إلى أقل من 1 لكل متر مكعب. سنحتاج إلى أطباق أكبر لاكتشاف هذه الفوتونات ذات الطول الموجي الطويل وجمع ما يكفي من الضوء لتحديد هذه الإشارة القديمة.

Penzias و Wilson في هوائي Holmdel Horn الذي يبلغ طوله 15 مترًا ، والذي اكتشف لأول مرة CMB. على الرغم من أن الكثيرين . [+] يمكن أن تنتج المصادر خلفيات إشعاعية منخفضة الطاقة ، وتؤكد خصائص CMB أصلها الكوني. مع مرور الوقت واستمرار التوهج المتبقي من الانفجار العظيم في الانزياح نحو الأحمر ، ستكون هناك حاجة إلى تلسكوبات أكبر حساسة للأطوال الموجية الأطول وكثافة عدد أقل من الفوتونات لاكتشافها.

ومع ذلك ، فإن توهج بقايا الانفجار العظيم لن يختفي تمامًا أبدًا. بغض النظر عن مدى استقراءنا في المستقبل ، حتى مع استمرار انخفاض كثافة الفوتونات والطاقة لكل فوتون على حد سواء ، فإن كاشفًا كبيرًا وحساسًا بدرجة كافية تم ضبطه على الطول الموجي الصحيح يمكنه دائمًا تحديده.

في مرحلة ما ، بالطبع ، يصبح هذا غير عملي إلى حد كبير. عندما يصبح الطول الموجي لفوتون متبقي من الانفجار العظيم أكبر من كوكب ، أو تصبح الكثافة المكانية للفوتونات أقل من 1 لكل نظام شمسي ، يبدو من غير المعقول أننا سنبني كاشفًا قادرًا على قياسه. على نطاقات زمنية كونية طويلة بما فيه الكفاية ، فإن كثافة عدد الجسيمات - جسيمات المادة والفوتونات - بالإضافة إلى الطاقة لكل فوتون نلاحظها ، وكلاهما يقارب الصفر.

لكن المعدل الذي يصل عنده إلى الصفر بطيء بما يكفي ، طالما أننا نتحدث عن فترة زمنية محدودة بعد الانفجار العظيم ، حتى لو كان وقتًا طويلاً بشكل عشوائي ، فسنكون دائمًا قادرين على التصميم ، في على الأقل من الناحية النظرية ، كاشف كبير بما يكفي للكشف عن أصولنا الكونية.

المجرة الأكثر عزلة في الكون ، والتي لا توجد بها مجرات أخرى في جوارها لمائة مليون. [+] سنة ضوئية في أي اتجاه. في المستقبل البعيد ، أيًا كان ما ستندمج فيه مجموعتنا المحلية ، فستكون المجرة الوحيدة الموجودة لمليارات ومليارات من السنين الضوئية. سنفتقر إلى القرائن التي علمتنا حتى البحث عن CMB.

شكر وتقدير من وكالة الفضاء الأوروبية / هابل ووكالة ناسا وإن. جورين (STScI): جودي شميدت

ومع ذلك ، فإن أكبر لغز وجودي حول كل هذا هو: إذا ظهرت مخلوقات مثلنا على بعد مئات المليارات من السنين (أو أكثر) من الآن ، فكيف سيعرفون البحث عن هذا التوهج المتبقي من الانفجار العظيم؟ السبب الوحيد الذي جعلنا نفكر في البحث عنه هو أنه كان لدينا دليل ، في كل مكان نبحث فيه ، عن كون متوسع. لكن في المستقبل البعيد جدا ، لن يكون هذا هو الحال على الإطلاق! تقود الطاقة المظلمة الكون بعيدًا عن بعضه البعض ، وبينما ستظل مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا وبقية المجموعة المحلية مرتبطة ببعضها البعض ، فإن كل مجرة ​​ومجموعة مجرات ومجموعة مجرات خارجها

سيتم دفع 3 ملايين سنة ضوئية بعيدًا بسبب توسع الكون.

بعد 100 مليار سنة من الآن ، ستكون أقرب مجرة ​​بعيدة بشكل غير ملحوظ ، ولن يتمكن تلسكوب بصري أو حتى تحت أحمر موجود اليوم من رؤية مجرة ​​واحدة خارج مجرتنا. بدون هذا الدليل لتوجيه الحضارة ، كيف سيعرفون البحث عن توهج باهت للغاية وبقايا؟ كيف يمكن أن يظنوا يومًا أن كوننا نشأ من ماض حار ، كثيف ، موحد ، سريع التوسع؟ قد يكون السبب الوحيد الذي جعلنا نحدد أصولنا الكونية هو أننا نشأنا إلى الوجود في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون. ستتغير الإشارات ويصبح من الصعب اكتشافها ، بالتأكيد ، ولكن على الرغم من أنها لن تختفي تمامًا ، فإن الحضارات المستقبلية لن يكون لديها نفس القرائن التي لدينا. بطريقة ما ، نحن حقًا محظوظون من الناحية الكونية.


الموضوع: [CMB 'Resolution']

لدي سؤال (أسئلة) ذات صلة إلى حد ما ، قد يتمكن شخص ما من مساعدتي في الفهم.

عندما علمت لأول مرة عن CMB وكيف كانت بعيدة ، تساءلت عن "دقة" الأجسام الكونية البعيدة.

لشرح ذلك قليلاً ، علمت أن الفوتونات هي `` جسيمات '' - وقد صدمني أنه لا بد من وجود عنصر سيى يتم إشعاع الكثير منها من "سطح التشتت الأخير" حتى نتمكن من حل (من هذه المسافة الكبيرة) صورة مثل صور CMB المعروفة في الأدبيات الشعبية. كنت أدرك بشكل غامض أن حل التأسيس سيكون عاملاً أيضًا (حتى لو كنت تخيل كانت `` الأداة '' عينًا بشرية) ولكن مع ذلك ، بدا لي أنه إذا كانت الفوتونات مثل "رصاصات" صغيرة جدًا تشع في جميع الاتجاهات ، فستأتي نقطة يكون فيها الفوتونات من الأشياء البعيدة أكثر احتمالًا أن `` تفوت '' "آلاتنا هنا على الأرض (أو في مدار قريب) بدلاً من" ضرب ".

ثم تعلمت المزيد عن ازدواجية الموجة والجسيم ، وخطر لي أن الفوتونات كانت أشبه بـ "موجة" تناظرية تشع من مصدر بعيد ، ومن ثم يمكن توقع أن "تصطدم" بأجهزتنا ، حتى على مسافات بعيدة.

منذ ذلك الحين ، أدركت أن الفوتونات ليست كذلك حقا إما الأمواج أو الجسيمات (رصاصات صغيرة) هي فوتونات `` فقط '' ، وثنائية الموجة والجسيم تدور حول كيفية وصفنا لبعض خصائصها فيما يتعلق بالأشياء اليومية التي نفهمها بشكل حدسي أكثر. لقد تعلمت أيضًا (قليلاً) عن الكميات (؟) ومقاييس بلانك ، لذلك الآن ، عندما أفكر في `` موجة '' تشع من سطح التشتت الأخير ، أتساءل عما إذا كانت هناك نقطة يمكننا عندها ( أو ربما) "تراقب" الخصائص الكمومية في فوتونات CMBR؟ هل نرى شيئًا مثل "دقة" مقياس بلانك في CMBR (كما أراه في شاشة جهاز الكمبيوتر الخاص بي)؟ هل هذا عامل في مراقبة الأشياء البعيدة الأخرى؟

هل أسئلتي منطقية؟

طرح سؤالان آخران أثناء قيامي بإثبات قراءة آخر مشاركة لي:

عندما نفكر في سطح التشتت الأخير ، يمكننا أن نتخيل أن المنطقة التي نلاحظها اليوم هي مثل كرة بعيدة معنا (وأدواتنا) في مركزها. هل يعمل هذا كنوع من العدسات "لتركيز" CMBR (على الأقل الجزء الذي نلاحظه) على الأرض بطريقة ما؟

نميل إلى التفكير في العدسة أو المرآة كسطح متصل في حياتنا اليومية. لكن حتى مرآة الحلاقة الخاصة بي مصنوعة من ذرات فردية. سطح الانتثار الأخير هو بلازما من ذرات الهيدروجين المتأين ، لذا فإن CMBR تشع بالفعل من ذرات فردية وليس سطحًا متجاورًا ، أليس كذلك؟ هو سطح الانتثار الأخير بعيد جدًا بحيث يمكننا حل تلك الذرات الفردية بطريقة ما ، مثل المجهر الكوني. أو ذرات وبالتالي صغيرة لدرجة أنها حتى على هذه المسافة الكبيرة تكون أصغر من "رؤيتها". أم أن هناك شيئًا آخر تمامًا يحدث هنا؟

أولاً ، لا علاقة لـ CMBR بدقة الأجسام الكونية البعيدة.

CMBR هنا من حولنا. ليست هناك حاجة إلى عدسة للتركيز عليه. هناك بعض & quotfocusing & quot بمعنى أن هناك تقلبات في CMBR ناتجة عن superoids والتجمعات العملاقة.

كان سطح الانتثار الأخير عندما امتلأ الكون ببلازما من ذرات الهيدروجين المؤينة التي حدثت منذ ملايين السنين و

70 مليار سنة ضوئية .. لا نستطيع حل هذه الذرات.

إن دقة الأجسام الكونية البعيدة مثل المجرات محدودة بشكل أساسي فقط بواسطة الأداة المعينة ، على سبيل المثال. هابل.

ربما تكون "الطبيعة" الفعلية للفوتون هي المكان الذي أصارع فيه؟ إذا فهمت وجهة نظرك بشكل صحيح ، فأنت تقول أن ما هي آلاتنا (مثل WMAP) فعلا القياس هو فوتون هنا والآن. يحدث فقط (من بين أمور أخرى) أنه نشأ منذ زمن بعيد وبعيد.

يمكنني تخيل ذلك الفوتون كجسيم صغير يشبه الرصاصة ، وفي هذه الحالة أنا مندهش نوعًا ما من أنه قد اصطدم بالجهاز على الإطلاق ، نظرًا للمسافة التي قطعها وكيف سيؤدي ذلك إلى تضخيم أي `` زاوية '' لديه عند المصدر . إذا رسمت لك صورة لكيفية تخيلها ، فستكون الفوتونات عبارة عن أسهم صغيرة ، وعندما تشع من خلال الفضاء ، سيصبح فصلها الزاوي أكبر وأكبر ، ويمكنني أن أتخيل WMAP جالسًا بسعادة "بين" الأسهم بحيث الأسهم "ملكة جمال".

يمكنني أيضًا أن أتخيل الفوتون كموجة من الطاقة تغسل فوق الجهاز. لكن لا يزال الأمر مدهشًا بالنسبة لي عندما أتخيل "موجة" تبدأ كل ذلك الوقت ، تتوسع وتتوسع. حتى يمر بآلتنا. ألا تمتلك "الموجة" نوعًا من "التفصيل" بالنسبة لها ، بعد أن توسعت وبالتالي كثير؟ (إذا كانت موجة مائية على سبيل المثال ، فستكون الآن مجرد جزيئات منفصلة على نطاق واسع من الهيدروجين والأكسجين يندفعون!). إذا قمت برسم صورة لهذا ، فستكون دائرة تكبر أكثر من أي وقت مضى لأنها تشع من خلال الفضاء ، بحيث أصبحت في النهاية وبالتالي كبيرة لدرجة أننا نلاحظ نوعًا من التكميم بحيث تحتوي الدائرة على بعض "الفجوات" ، والتي يمكنني أن أتخيلها تساقط WMAP من خلال موجة "غسل" الماضي.

بالنظر إلى تلك الصور الذهنية ، كنت أتخيل نوعًا من الدقة أو البيكسل المتأصل في CMBR نفسها (منفصلة عن أي بيكسل للأداة).

أعلم أن مفاهيمي اليومية عن الموجة والجسيم ستفتقر بشدة عند تطبيقها على الفوتون ، لكن مع ذلك ، أشعر أنني أفشل في فهم شيء مهم؟

أود أن أقول إن الكون ليس قديمًا بما يكفي لأن تكون CMB & quotresolution & quot تقريبًا كل & quot؛ quotmisses & quot من ركن الغابة.

كيوي، أعتقد أنك في محاولتك لاستيعاب هذا قد أغفلت الأرقام.

كم عدد "فوتونات CMB" التي تعتقد أنها تمر عبر سنتيمتر مكعب من الفضاء - في مكان ما خارج مدار القمر ، على سبيل المثال - كل ثانية؟ قارن ذلك بعدد الإلكترونات (أو البروتونات) في نفس السنتيمتر المكعب ، سواء كانت حرة أو مرتبطة بنواة ذرية.

بالتأكيد يمكنك البحث عن هذا (Google صديقك!) ، ولكن مع مراعاة حدسك ، ما الذي يخبرك به حدسك؟

أود أن أقول إن الكون ليس قديمًا بما يكفي لأن تكون CMB & quotresolution & quot تقريبًا كل & quot؛ quotmisses & quot من ركن الغابة.

من المثير للاهتمام أن تكون البيكسلات من هابل واضحة في بعض تلك الصور.

لست متأكدًا مما يجب فعله للتأثير الذي أحدثه التوسع على فوتونات CMBR ، بصرف النظر عن كونه مريحًا بشكل معقول (على مستوى الشخص العادي تمامًا) مع الانزياح الأحمر. هل تعتقد أن هناك أي صلاحية لهذه المفاهيم الخاصة بالبكسل "المتأصل" في CMBR أو الضوء من الأجسام الكونية الأخرى؟ ماذا نقول أننا عشنا في فترة أقدم بكثير في الكون (الآفاق جانبا)؟

كيوي، أعتقد أنك في محاولتك لاستيعاب هذا قد أغفلت الأرقام.

كم عدد "فوتونات CMB" التي تعتقد أنها تمر عبر سنتيمتر مكعب من الفضاء - في مكان ما خارج مدار القمر ، على سبيل المثال - كل ثانية؟ قارن ذلك بعدد الإلكترونات (أو البروتونات) في نفس السنتيمتر المكعب ، سواء كانت حرة أو مرتبطة بنواة ذرية.

بالتأكيد يمكنك البحث عن هذا (Google صديقك!) ، ولكن مع مراعاة حدسك ، ما الذي يخبرك به حدسك؟

أمم. كم عدد الفوتونات؟ ليس لدي أي فكرة حقًا. كنت سأقول الآلاف (؟) لكن هذا يبدو قليلًا جدًا على مستوى القناة الهضمية ، لذا ربما الملايين؟ لم أفكر في الأرقام إلا أنه لا بد من وجود غزلان في الكون المرئي!

سأذهب للبحث عنه.

أمم. كم عدد الفوتونات؟ ليس لدي أي فكرة حقًا. كنت سأقول الآلاف (؟) لكن هذا يبدو قليلًا جدًا على مستوى القناة الهضمية ، لذا ربما الملايين؟ لم أفكر في الأرقام إلا أنه لا بد من وجود غزلان في الكون المرئي!

سأذهب للبحث عنه.

المليار رقم جيد يجب أن نضعه في الاعتبار أن نسبة عدد الفوتونات إلى عدد الباريونات أكبر من مليار. من أجل التبسيط ، عدد الباريونات هو نفسه عدد الإلكترونات (ليس كذلك ، لكن عند هذا المستوى من التقريب يكون جيدًا بدرجة كافية).

مليار فوتون لكل ذرة ، في الكون بأسره ، كيف يغير ذلك صورتك البديهية؟

طريقة أخرى للتفكير في هذا: CMB هو "سطح التشتت الأخير" ، أو "عندما تتدفق الفوتونات بحرية" ، أو "عندما ينفصل الإشعاع عن المادة". قبل هذا الوقت ، كان الكون "يهيمن الإشعاع" بعد ذلك ، "سيطرت المادة". هل يمكنك أن تلمس أيًا من هذا؟

يوجد 400 فوتون CMB في سنتيمتر مكعب من الكون. لم أكن أعتقد أن هذا يبدو وكأنه كل الكثير ، زوجتي لديها كاميرا 8somethingmegapixel. يمكنني العد إلى 400 في بضع دقائق والسنتيمتر المكعب ليس كذلك الكل هذا صغير بعد كل شيء.

لكن. ثم يذكر ال سرعة من الضوء.

& quot؛ من حيث الفوتونات أو حزم الضوء ، يوجد عدد غير قليل منها في خلفية الميكروويف - حوالي 400 لكل سنتيمتر مكعب. نظرًا لأنهم يسافرون بسرعة الضوء ، فهذا يعني أن عددًا كبيرًا منهم يتنقل عبر كل بقعة من الفضاء كل ثانية. & quot

10 تريليون فوتون في الثانية لكل سنتيمتر مربع.

سأفكر في ذلك دقيقة!

شكرا يا رفاق. لقد ساعد كثيرا. أعتقد أن مشكلتي كانت محاولة فهم كيفية قياس إشعاع الخلفية الكونية من منظور فوتون واحد. اتضح أنه مجرد منظور غير مفيد للغاية.

عندما تفكر في أخذ عينات فقط من بعض تريليونات من فوتونات CMB تتدفق عبر كل سنتيمتر من الفضاء كل ثانية. إنها ليست غير بديهية بعد كل شيء. ضربها نيريد على رأسه!

أعتقد أنه يمكنني وضع هذا في الفراش الآن.

لا يزال لدي بعض الأسئلة الغامضة التي تدور حول طبيعة فرد على الرغم من الفوتونات ، والتأثيرات الكمومية في CMBR. أشياء للتفكير في يوم آخر!

من حيث المبدأ ، إنه مشابه لكيفية وجود الضوء المنبعث من الشمس من حولنا & quot ، ومع ذلك ينبعث من جسم بعيد.

تم إطلاق CMBR الذي تم اكتشافه بواسطة COBE و WMAP وما إلى ذلك بواسطة مادة ليس & quothere & quot من حولنا - هذه الأشياء كل من حولنا على مسافة كبيرة (سطح التشتت الأخير) - هذا ما تظهره صور CMB الشهيرة.

في الأدب الشعبي ، غالبًا ما تتم صياغته على النحو التالي & quot؛ quotCMB في كل مكان من حولنا & quot ، وهو أمر غامض لأنه لا يقول شيئًا عن المسافة ، وبالتالي فهو غير مفيد للأشخاص العاديين.

شكرا Noncryptic و Glappkaeft.

لم أفعل ذلك بعد ، ولكن لدي في قائمة المهام الخاصة بي لأقرأ على الكاشفات الموجودة على متن COBE و WMAP - أعتقد أنه سيساعدني على "تصور" ما يحدث هناك بشكل أفضل. لطالما أحببت تاريخ العلم كثيرًا ، واستمتعت كثيرًا "بقصص" CMBR وتجربة الشق المزدوج ، على سبيل المثال. كلما أصبحت أكثر دراية بـ "القصص" ، وجدت اهتمامي بالجانب التقني أكثر إثارة. حتى أنني أجد الآليات المدارية لهذه التجارب مثيرة هذه الأيام ، ولم أفكر كثيرًا في الماضي. الكثير لنتعلمه.

يجدر أيضًا التفكير في أننا ، مع CMB ، لا ننظر إلى شيء كان بعيدًا جدًا في ذلك الوقت.

رأيت رقمًا مذكورًا أعلاه يبلغ 70 مليار سنة ضوئية ولست متأكدًا من مصدر هذا الرقم - سطح التشتت الأخير هو حاليا على بعد 46 مليار سنة ضوئية فقط ، وهي تمثل حافة الكون المرئي ، والذي توسع بعامل يبلغ حوالي 1100 منذ إطلاق فوتونات CMB. هذا يعني أن تلك الفوتونات (تلك التي نكتشفها حاليًا) تم إطلاقها فقط على بعد حوالي 40 مليون سنة ضوئية ، منذ 13.7 مليار سنة!

تم إطلاق CMB في جميع أنحاء الكون في نفس الوقت تقريبًا ، وعلى هذا النحو كان يمر بهذه الطريقة ، قادمًا من جميع الاتجاهات ، منذ ذلك الحين. تم إطلاق فوتونات CMB التي نكتشفها اليوم في الأصل على بعد بضع عشرات الملايين من السنين الضوئية ، لكن الكون كان يتوسع بسرعة كبيرة في ذلك الوقت لدرجة أن المسافة بين تلك الفوتونات و quothere & quot كانت تزداد أسرع من الضوء! لقد استغرق الأمر مليارات السنين من تباطؤ التوسع قبل أن تبدأ فوتونات CMB (تلك التي نكتشفها حاليًا!) في تحقيق أي تقدم نحونا ضد توسع الكون (من وجهة نظرنا ، من وجهة نظر المكان الذي انطلقت منه فوتونات CMB ، كانت دائمًا تتحرك نحونا!).

بالطبع ، كما قلت ، كان CMB يمر بهذه الطريقة طوال الوقت. لقد كان CMB قادمًا من جميع الاتجاهات ، مُطلقًا من مسافة متزايدة ، طوال تاريخ الكون المرئي ، وقد توسع الكون بعامل قدره 1100 منذ إطلاق CMB.

لذلك ، عند النظر في & quotscale & quot لإسقاط WMAP لـ CMB ، تذكر أنه ، كما نراه ، كان سطح التشتت الأخير على بعد بضع عشرات الملايين من السنين الضوئية ، وكل ما مر به CMB في رحلته كان أقرب!

شكرا سبيدفريك ، هذا تلخيص رائع!

في مكان ما أو آخر لدي نسخة من ورقة Davis / Lineweaver الشهيرة ، سأزيل الغبار عنها وألقي نظرة أخرى ، على الأقل بعض يمكنني متابعة منه.

لا أعرف كم عمرك أو ما إذا كنت تحصل على التلفزيون من خلال كابل أو هوائي ، ولكن هناك قصة شائعة حول CMB. إذا تم توصيل التلفزيون بهوائي ، فيمكنك ضبط قناة بدون إشارة. مدفون في الضوضاء التي تراها على الشاشة ، كل & quotpixel & quot وميض وإيقاف بشكل عشوائي ، هو CMB. ما يقرب من 1/100 بكسل ومضات ناتجة عن فوتون من CMB يصطدم بالهوائي الخاص بك. ليست إشارة رائعة إلى نسبة الضوضاء ، ولكن من الممتع التفكير فيها.


هل يمكننا ملاحظة التغييرات في CMB (سطح التشتت الأخير) بمرور الوقت؟ - الفلك

كان أحد أهم الاكتشافات الكونية هو اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية. كان اكتشاف توسع الكون من قبل هابل أمرًا بالغ الأهمية لفهمنا لأصل الكون ، المعروف باسم الانفجار العظيم. ومع ذلك ، يمكن أيضًا تفسير الكون الديناميكي من خلال نظرية الحالة المستقرة.

تتجنب نظرية الحالة المستقرة فكرة الخلق بافتراض أن الكون يتوسع إلى الأبد. نظرًا لأن هذا قد يعني أن كثافة الكون ستنخفض مع مرور كل عام (وتظهر الدراسات الاستقصائية للمجرات إلى أحجام بعيدة أن هذا ليس هو الحال) ، تتطلب نظرية الحالة المستقرة أن يتم إنتاج مادة جديدة للحفاظ على ثابت الكثافة.

إن إنشاء مادة جديدة ينتهك مبدأ الحفاظ على المادة ، لكن الكمية المطلوبة ستكون فقط ذرة واحدة لكل متر مكعب لكل 100 عام لتتناسب مع معدل التمدد الذي قدمه ثابت هابل.

أكد اكتشاف الخلفية الكونية الميكروية (CMB) الطبيعة المتفجرة لأصل الكون. لكل مادة جسيم في الكون هناك 10 مليارات فوتون إضافية. هذا هو رقم الباريون الذي يعكس عدم التناسق بين المادة والمادة المضادة في بداية الكون. بالنظر حول الكون ، من الواضح أن هناك قدرًا كبيرًا من المادة. على نفس المنوال ، هناك العديد والعديد من الفوتونات من الإبادة الأولية للمادة والمادة المضادة.

تأتي معظم الفوتونات التي تراها بالعين المجردة في الليل من مراكز النجوم. تنتشر الفوتونات الناتجة عن الاندماج النووي في لب النجوم في طريقها للخروج من مركز النجم إلى سطحه ، لتلمع في سماء الليل. لكن هذه الفوتونات تشكل جزءًا صغيرًا جدًا من العدد الإجمالي للفوتونات في الكون. معظم الفوتونات في الكون هي إشعاعات خلفية كونية ، غير مرئية للعين.

يعود أصل فوتونات الخلفية الكونية إلى عصر إبادة المادة / المادة المضادة ، وبالتالي تشكلت كأشعة جاما. لكن ، منذ ذلك الحين ، وجدوا أنفسهم مشتتين من الجزيئات خلال عصر الإشعاع. عند إعادة التركيب ، هربت فوتونات الخلفية الكونية هذه من التفاعل مع المادة لتنتقل بحرية عبر الكون.

مع استمرار الكون في التوسع على مدار الخمسة عشر مليار سنة الماضية ، "اتسعت" فوتونات الخلفية الكونية أيضًا ، مما يعني زيادة أطوال موجاتها. منذ ذلك الحين بردت طاقات أشعة غاما الأصلية لفوتونات الخلفية الكونية إلى أطوال موجات ميكروية. وبالتالي ، فإن إشعاع الميكروويف الذي نراه اليوم هو "صدى" للانفجار العظيم.

كان اكتشاف الخلفية الكونية الميكروية (CMB) في أوائل الستينيات تأكيدًا قويًا لنظرية الانفجار العظيم. منذ وقت إعادة التركيب ، كانت فوتونات الخلفية الكونية حرة في السفر دون عوائق بالتفاعلات مع المادة. وبالتالي ، نتوقع أن يكون توزيعهم للطاقة منحنى مثالي للجسم الأسود. الجسم الأسود هو المنحنى المتوقع من التوزيع الحراري للفوتونات ، في هذه الحالة من عصر المعالجة الحرارية قبل إعادة التركيب.

اليوم ، استنادًا إلى الملاحظات الفضائية لأن منطقة الميكروويف من الطيف محجوبة بواسطة الغلاف الجوي للأرض ، لدينا خريطة دقيقة لمنحنى طاقة CMB. تمثل ذروة المنحنى متوسط ​​درجة حرارة CMB ، 2.7 درجة حول الصفر المطلق ، ودرجة حرارة الكون قد انخفض إلى 15 مليار سنة بعد الانفجار العظيم.

أين فوتونات CMB في الوقت الحالي؟ الجواب هو "كل شيء حولك". تملأ فوتونات CMB الكون ، وقاعة المحاضرات هذه ، لكن طاقاتها ضعيفة للغاية بعد 15 مليار سنة بحيث يصعب اكتشافها بدون هوائيات ميكروويف شديدة الحساسية.

إن CMB شديد الخواص ، وموحد إلى أفضل من جزء واحد في 100000. أي انحرافات عن الانتظام تقيس التقلبات التي نمت بسبب عدم استقرار الجاذبية إلى مجرات وعناقيد المجرات.

صور CMB هي صورة سماء كاملة ، مما يعني أنها تبدو كخريطة للأرض تتكشف من كرة أرضية. في هذه الحالة ، الكرة الأرضية هي الكرة السماوية ونحن ننظر إلى خريطة مسطحة للكرة.

يجب أن تمر خرائط CMB بثلاث مراحل من التحليل للكشف عن التقلبات المرتبطة بالكون المبكر. تبدو الصورة الأولية للسماء كما يلي ، حيث يكون اللون الأحمر أكثر سخونة والأزرق أكثر برودة:

الصورة أعلاه لها مظهر نموذجي ثنائي القطب لأن مجرتنا تتحرك في اتجاه معين. والنتيجة هي أن جانبًا واحدًا من السماء سيظهر متحولًا إلى الأحمر وسيظهر الجانب الآخر من السماء متحولًا إلى اللون الأزرق. في هذه الحالة ، يعني الانزياح الأحمر أن الفوتونات أطول في الطول الموجي = أكثر برودة (لذا ، من اسمها إلى الوراء ، تبدو زرقاء في الرسم البياني أعلاه). ينتج عن إزالة حركة المجرة الخريطة التالية:

يهيمن على هذه الخريطة انبعاثات الأشعة تحت الحمراء البعيدة من الغاز في مجرتنا. يوجد هذا الغاز في الغالب في مستوى قرص مجرتنا ، وبالتالي الشريط الأحمر الداكن حول خط الاستواء. يمكن إزالة انبعاث الغازات ، مع بعض الافتراضات حول توزيع المادة في مجرتنا ، للكشف عن الخريطة التالية:

صورة CMB هذه هي صورة لعصر التشتت الأخير ، أي أنها صورة للحظة التي انفصلت فيها المادة والفوتونات ، وهي حرفياً صورة لجدار إعادة التركيب. هذا هو العائق الأخير الذي يعيق ملاحظاتنا عن الكون المبكر ، حيث لا يمكننا رؤية العهود الأولى وراء هذا الحاجز.

يرجع تكتل صورة CMB إلى التقلبات في درجة حرارة فوتونات CMB. ترجع التغيرات في درجة الحرارة إلى التغيرات في كثافة الغاز في لحظة إعادة التركيب (الكثافة الأعلى تساوي درجات حرارة أعلى). نظرًا لأن هذه الفوتونات تأتي إلينا من حقبة التشتت الأخيرة ، فإنها تمثل تقلبات في الكثافة في ذلك الوقت.

يعود أصل هذه التقلبات إلى تقلبات كمومية أولية من اللحظات الأولى جدًا والتي تردد صداها في CMB عند إعادة التركيب. حاليًا ، نعتقد أن هذه التقلبات الكمية نمت إلى حجم أكبر من حجم المجرة خلال حقبة التضخم ، وهي مصدر البنية في الكون.

عندما ننظر إلى السماء ، فإننا في الواقع ننظر إلى الوراء في الوقت المناسب. يستغرق الضوء القادم من الأجسام البعيدة وقتًا أطول للوصول إلينا ، وبالتالي نلاحظ الآن كيف ظهرت في الماضي. يمكننا أن نرى إلى الوراء بضعة مليارات من السنين على ضوء المجرات. يضيء ضوء الميكروويف للخلفية منذ زمن بعيد في كون رضيع عمره 300000 سنة (حقبة "التشتت الأخير") ويضيء حساء الجسيمات الذي كان موجودًا قبل هذا الوقت.هذا الحساء له قوام سلس للغاية ويتكون من جزيئات أساسية مثل الإلكترونات والبروتونات ونواة الهيليوم والنيوترينوات.

الأسئلة الواضحة هي: كيف انتقل الكون من حساء الجسيمات الملساء إلى نظام معقد من المجرات وبنية واسعة النطاق. هل يمكننا استخدام حقيقة أننا نرى سطح هذا الحساء في خلفية الميكروويف لمساعدتنا على فهم هذا السؤال.

إذا كان لدينا تجاعيد صغيرة أو تلال ووديان في وقت مبكر من الكون ، فإن المادة ستميل إلى السقوط في الوديان ، مما ينتج عنه في النهاية مناطق كثيفة تصبح مواقع للمجرات.

نحن نمثل هذه التجاعيد بنوع من "الرؤية العلوية" حيث يشير الترميز اللوني إلى كثافة المادة (المناطق المظلمة بها مادة أكثر ، مناطق ضوئية أقل).

وغني عن القول ، أن هذا نوع من المثالية للأغراض التصويرية. يجري علماء الكونيات عمليات محاكاة حاسوبية لتتبع كيفية تجمع المادة في الوديان. على سبيل المثال ، إليك محاكاة تجري للأمام في الوقت المناسب توضح كيف تتجمع الجزيئات وتعزز التجاعيد الصغيرة في البداية.

أحد الأسئلة التي لا تزال دون إجابة هو ما هو أصل هذه التجاعيد واسعة النطاق في المقام الأول. نظرية التضخم هي أن فترة التوسع السريع تأخذ تقلبات صغيرة جدًا على مستوى حساء الجسيمات وتمددها إلى أبعاد كونية.

هنا العصابات الزرقاء هي لقطات من التجاعيد في كثافة الكون في أوقات مختلفة. مع مرور الوقت ، تسقط المادة في هذه التجاعيد وتبدأ في بناء أجسام أثقل وأثقل. الفترة الحاسمة التي يمكن أن تحدث فيها عملية الجاذبية والانصهار هذه مرتبطة بمفهوم مهم في علم الكونيات يسمى الأفق. مثل الأفق على الأرض ، إنها النقطة التي لا يمكننا النظر بعدها. على عكس أفق الأرض ، فإن هذه المسافة تتزايد بمرور الوقت لأن الضوء القادم من مناطق بعيدة لديه المزيد من الوقت للوصول إلينا. من الناحية الاستكشافية ، إذا كان هناك تكتل كبير في الكون ، فإننا نعرف فقط أن نسقط باتجاهه بمجرد ظهوره في الأفق.

من الخصائص المفيدة لخلفية الميكروويف أنه عندما ننظر عبر زوايا متباعدة على نطاق واسع ، فإننا ننظر إلى التجاعيد على مثل هذه المقاييس الكبيرة التي لم تبدأ بعد. نحن ننظر إلى التجاعيد البدائية نفسها.

الاختلافات الصغيرة في درجة حرارة إشعاع الخلفية من نقطة إلى نقطة في السماء تسمى تباين الخواص. تم اكتشاف هذه التباين لأول مرة بواسطة القمر الصناعي COBE (مستكشف الخلفية COsmic التابع لناسا) في عام 1992. نسخة MAP الحالية (مهمة مسبار تباين الميكروويف التابعة لناسا) هي:

أخبرنا كل من COBE و MAP بعد ذلك كيف تبدو التموجات الكبيرة في درجة حرارة إشعاع الخلفية. ومع ذلك ، هناك الكثير الذي يمكن اكتسابه من خلال فحص التفاصيل الدقيقة للتموجات. تذكر أنه على المقاييس الكبيرة ، عكست تموجات درجة الحرارة التموجات البدائية نفسها. وذلك لأنه على المقاييس الأكبر من الأفق ، لم يكن هناك وقت كافٍ لتجمع المادة في الوديان وبدء عملية تكوين الهيكل. عندما ننظر إلى المقاييس الأصغر من الأفق ، نرى عملية تكوين الهيكل قيد العمل.

الهدف من الجيل الحالي من التجارب هو فهم هذه العملية بالتفصيل من خلال النظر إلى التموجات الصغيرة في درجة حرارة إشعاع الخلفية.

ما نراه على المقاييس الصغيرة هو في الواقع صوت. تتصرف الفوتونات كغاز تمامًا مثل الهواء. الموجات الصوتية العادية هي مجرد ضغطات متحركة وتخلخل الغاز الذي نسمعه كصوت يضرب طبلة الأذن. تحمل الفوتونات أيضًا موجات صوتية حيث تحاول الجاذبية ضغط الغاز ويقاومه الضغط. السبب في رؤيتنا له بدلاً من سماعه هو أنه عندما نضغط الغاز يصبح أكثر سخونة. نرى الموجات الصوتية كنقاط ساخنة وباردة في السماء.

والنتيجة هي طيف من الموجات الصوتية التي تفيد في تحديد أصل وتطور ومصير الأشياء في الكون.

نشأت التقلبات من فترة التضخم للتوسع السريع. سواء حدث هذا أم لا يمكن سماعه في خلفية الميكروويف. ترتبط النغمة الأساسية للنظام الموسيقي بحجمه المادي - هنا حجم الأفق عند التشتت الأخير.

هناك أيضًا نمط من الدلالات في مضاعفات عدد صحيح للتردد الأساسي.

في الموسيقى ، يساعدنا نمط النغمات على تمييز آلة عن أخرى: إنه نوع من توقيع الآلة التي تصدر الصوت. وبنفس الطريقة ، فإن نمط النغمات في الطيف الصوتي لتموجات الخلفية الميكروية يعمل كدليل على التضخم. توقيعات التضخم هي أن النغمات الإيحائية تتبع سلسلة توافقية خالصة بنسب تردد 1: 2: 3.

أخبرنا COBE كيف تبدو التقلبات واسعة النطاق في الخلفية ، لكن علماء الكونيات اليوم مهتمون أكثر بالتقلبات على نطاق صغير. يقسم علماء الفلك السماء إلى درجات زاوية ، بحيث تكون 90 درجة هي المسافة من الأفق إلى نقطة فوقها مباشرة. قام COBE بقياس تموجات درجة الحرارة من مقياس 10 إلى 90 درجة. هذا المقياس كبير لدرجة أنه لم يكن هناك وقت كافٍ لتطور الهياكل. ومن ثم يرى COBE ما يسمى الظروف الأولية للكون. من ناحية أخرى ، على مقياس الدرجات ، تطبع عملية تكوين البنية المعلومات في تموجات حول الظروف في الكون المبكر.

منذ اكتشاف COBE ، أظهرت العديد من التجارب القائمة على الأرض والبالونات ذروة التموجات على مقياس الدرجات. ما يفعله تجريبيو CMB هو أخذ طيف طاقة لخرائط درجة الحرارة ، تمامًا كما لو كنت تريد قياس ضوضاء الخلفية. يرتبط العدد الموجي الزاوي ، المسمى متعدد الأقطاب l ، لطيف القدرة بعكس المقياس الزاوي (l = 100 يساوي 1 درجة تقريبًا). أظهرت التجارب الحديثة ، ولا سيما تجارب Boomerang و Maxima ، أن طيف الطاقة يُظهر ذروة حادة للشكل الصحيح تمامًا ليكون الرنين أو الظواهر الصوتية التي طال انتظارها من قبل علماء الكون:

التقلبات وأصل المجرات :

تقلبات الكثافة عند إعادة التركيب ، كما تم قياسها في CMB ، كبيرة جدًا ومنخفضة السعة جدًا لتشكيل كتل بحجم المجرة. وبدلاً من ذلك ، فإنهم يمثلون بذور السحب ذات الحجم العنقودي المجري والتي ستتفكك لاحقًا إلى مجرات. ومع ذلك ، من أجل تكوين كتل بحجم الكتلة ، يجب أن تنمو في السعة (وبالتالي الكتلة) عن طريق عدم استقرار الجاذبية ، حيث تتغلب الجاذبية الذاتية للتذبذب على ضغط الغاز.

تقلبات CMB هي صلة بين الانفجار العظيم والبنية واسعة النطاق للمجرات في الكون ، وتوزيعها من حيث مجموعات المجرات وخيوط المجرات التي نلاحظها حول مجرة ​​درب التبانة اليوم.