Kosma fona radiado

En kosmoscienco, la kosma mikroonda fona radiado aŭ relikva radiado estas iuj el la elektromagnetaj ondoj enspacanta la universon. En simpla priskribo se rigardi en la spacon per radioteleskopo, la spaco inter la steloj kaj galaksioj ne estas tute nigra. Anstataŭe estas tre malhela kaj preskaŭ akurate la same hela en ĉiuj direktoj elektromagneta radiado, ne devena de iu stelo aŭ galaksio. Ĉi tiu radiado estas plej forta en la mikroonda parto de la spektro, de ĉi tie estas la nomo kosma mikroonda fona radiado. La nomo relikva radiado venas de la ĉefe teorio kiu eksplikas ĉi tiun radiadon, kiu statas ke la radiado restas de la tre frua universo. Precizaj mezuroj de kosma fona radiado estas gravaj por kosmoscienco, pro tio ke ĉiu proponita modelo de la universo devas ekspliki ĉi tiun observatan radiadon.

Kosma mikroonda fona radiado havas varmecan spektron de nigra korpo kun temperaturo 2,725 K, tial la spektro havas maksimumon en la mikroondoj je frekvenco 160,2 GHz, kiu respondas al ondolongo de 1,9 mm.

Kosma mikroonda fona radiado estas bone eksplikita per teorio de praeksplodo – kiam la universo estis juna, antaŭ kiam aperis steloj kaj planedoj, ĝi estis pli malgranda kaj multe pli varma, kaj plenigita per uniforma varma hidrogena plasmo. Kiam la universo elvolviĝis, ĝi kreskis kaj plimalvarmiĝis – ambaŭ la plasma sin kaj la radiada enspacis ĝin. Kiam la universo sufiĉe malvarmiĝis, stabilaj atomoj povis formiĝi. Ĉi tiuj atomoj jam ne absorbis la radiadon, kaj la universo iĝis travidebla. La fotonoj, kiuj tiam ekzistis, poste disvastiĝis, kvankam iĝante pli malfortaj kaj pli malvarmaj, ĉar la sama kvanto da fotonoj disponis pli kaj pli grandan universon.

Krite, la plasmo estis preskaŭ sed ne tute unuforma, kaj montras tre specifan ŝablonon, kia estas atendebla, se hazard-struktura ruĝe varma gaso disbloviĝas al la amplekso de tiama universo. Tiel la radiado enhavas malgrandajn malizotropecojn, aŭ neregulaĵojn, kiuj varias kun la amplekso de la ekzamenita regiono. Ili estas mezuritaj detale kaj kongruas al tio, kio devus esti atendita, se malgrandaj varmecaj fluktuoj elvolviĝis al la amplekso de la videbla spaco, kiun oni povas rigardi hodiaŭ. Kvankam multaj malsamaj procezoj povus produkti la ĝeneralan formon de nigra-korpa spektro, aliaj modeloj krom la praeksplodo ankoraŭ ne eksplikas ĉi tiujn fluktuojn. Tiel, oni konsideras ĉi tiun radiadon kiel la plej bonan indikaĵon por la praeksploda modelo de la universo (vidu sube pri la malizotropecoj).

eta|maldekstre|300px|La kosma mikroonda fona spektro mezurita per la instrumento FIRAS sur la satelito COBE estas la plej precize mezurita nigra-korpa spektro en naturo. La datumaj punktoj kaj eraro baras sur ĉi tiu grafikaĵo estas nevideblaj sub la teoria kurbo.

La kosma fona radiado estas izotropa je precizeco de proksimume 1/100000: la radiko de averaĝo de kvadrato de la variadoj estas nur 18 µK. Ĉi tio ignoras la malizotropecon, kiu ekestas pro la ŝovo de Doppler de la fona radiado pro stranga rapido de la observanto relative al la kunmovantaj koordinatoj de la radiado. La Suno moviĝas je rapido de 380 km/s direkte al la konstelacio Virgo relative al kunmoviĝantaj koordinatoj de la radiado.

Mezuroj estis faritaj por trovi dekliniĝojn de spektro de kosma fona radiado for la de spektro de nigra korpo kaj diferencoj ne estis trovitaj. La diferencoj, kiuj povas ankoraŭ resti netrovitaj en la kosma fona radiado spektro en ondolongoj inter 0,5 kaj 5 mm, devas havi ponditan radikon de averaĝo de kvadrato de la valoro de la diferenco je 1/20000 (0,005 %) de la maksimuma heleco de la kosma fona radiado. Tiel spektro de la kosma fona radiado estas la plej precize mezurita nigra-korpa spektro en naturo.

La kosma fona radiado, kaj ĝia nivelo de izotropeco, estas ambaŭ antaŭdiroj de praeksploda teorio. En la teorio, post proksimume 10−37 sekundoj de sia ekzisto la universo trapasis eksponentan funkcian kreskon, kiu glatigis preskaŭ ĉiujn nehomogenaĵojn, ĉi tio estas proceso de kosma inflacio. La escepto estas nehomogenaĵoj kaŭzitaj per kvantumaj fluktuoj en la inflacia kampo. Ĉi tio estis sekvita per rompado de simetrio, kiu estas speco de faza trairo, post kiu rezultis la fundamentaj fortoj kaj elementaj partikloj en sia nuna formo. Post 10−6 sekundoj la frua universo konsistis el varma plasmo de fotonoj, elektronoj kaj barionoj. La fotonoj estis konstante interagantaj kun la plasmo per verŝado de Thomson. Kun elvolado de la universo okazis adiabata malvarmiĝo kaj la plasmo malvarmiĝis ĝis tio, ke por elektronoj kaj protonoj estis pli favore formi hidrogenajn atomojn. Ĉi tio okazis je temperaturo de proksimume 3000 K, kiam la universo estis proksimume 379.000 jarojn aĝa. Ĉi tio estas ekvivalento al ruĝenŝoviĝo de z=1088. Ekde ĉi tiu tempo la fotonoj ekflugis preter la jam neŭtralaj atomoj kaj komencis vojaĝi libere tra spaco. Ĉi tiu procezo estas nomata kiel rekombinado (de elektronoj kaj protonoj) en templinio de la praeksplodo aŭ disiĝo de materio kaj radiado.

La kolora temperaturo de la fotonoj poste malkreskis ĝis 2.725 K nun, kaj malkreskas plu, dum la universo elvolviĝas. Laŭ la praeksploda teorio, la radiado de la ĉielo, kiun oni mezuras hodiaŭ, venas de sfera surfaco nomata la surfaco de lasta verŝado. Ĝi estas kolekto de punktoj en spaco-tempo, je kiuj la evento de disiĝo de materio kaj radiado kredeble okazis, kaj la punktoj estas situantaj tiel, ke la fotonoj de ĉi tiu distanco ĝuste trafas la observanton. La pritaksita aĝo de la universo estas 13,7·109 jaroj. Tamen, ĉar la universo daŭris elvolviĝi dum ĉi tiu tempodaŭro, la kunmova distanco de la Suno al rando de la videbla universo estas nun minimume 46,5·109 lumjaroj.

La praeksploda teorio sugestas ke la kosma mikroonda fono enspacas ĉiun videblan spacon, kaj ke la plejparto de la radiada energio en la universo estas en la kosma mikroonda fono, kio estas proksimume 6·10−5 de la tuteca denseco de la universo. La fotona denso estas 4,7·10−31 kg m−3, la kritika denso estas 7,9·10−27 kg m−3. La rilatumo de la du valoroj estas 5,9·10−5.

Du el la plej grandaj sukcesoj de la praeksploda teorio estas antaŭdiro por la kosma fona radiado de ĝia preskaŭ perfekta nigra korpa spektro kaj detaloj de ĝiaj neizotropecoj.

Neizotropecoj de la kosma fona radiado estas mezuritaj tra la tuta ĉielo je angulaj skaloj suben ĝis 0,2 angulaj gradoj. Ĉi tiuj datumoj povas esti uzataj por pritaksi la parametrojn de la norma Λ-CDM modelo de la praeksplodo. Iu informo, inkluzivante de la formo de la Universo, povas esti ricevita simple de la kosma mikroonda fono. Por la aliaj parametroj, inkluzivante de la konstanto de Hubble, la mezuroj ne donas limigojn kaj la aliaj mezuroj devas esti uzataj. La konstanto de Hubble interligas la ruĝenŝoviĝon de galaksioj (interpretis kiel la disira rapido) kiel proporcio de ilia distanco de la observanto.

 Neizotropeco 

eta|dekstre|300px|La pova spektro de temperatura neizotropeco de la kosma fona radiada en terminojn de la angula skalo (aŭ multpolusa momanto). La montritaj datumoj estis ricevitaj en 2004 kaj 2006 (WMAP). Teoria modelo estas montrita kiel solida linio.

La neizotropeco de la kosma mikroonda fono estas disdividita en du specojn:

 Unueca neizotropeco kiu estas pro efikoj kiu okazis je la lasta verŝada surfaco aŭ antaŭe.
 Akcesora aŭ malfrua neizotropeco kiu estas pro efikoj kiuj okazis poste, kiel ekzemple interagoj kun varma gaso aŭ gravitaj kampoj, kiuj okazis inter la lasta verŝada surfaco kaj la rigardanto.

La strukturo de la kosmaj mikroondaj fonaj malizotropecoj estas ĉefe difinita per du efikoj: akustikaj osciladoj kaj difuzo amortizanta ilin. La akustikaj osciladoj aperis pro konkurenco de du streboj en la fotono-bariona plasmo en la frua universo. La premo de la fotonoj strebis glatigi neizotropecojn, dum kiam la gravita interallogado de la barionoj, kiu estis movantaj je rapidoj multe malpli grandaj ol lumrapideco, strebis fari kolapson al formo de densaj halooj. Ĉi tiuj du efikoj konkuris kaj krei akustikajn osciladojn kiu donis al la kosma fona radiado ĝian karakterizan malizotropan strukturon. La kulminoj respektivas proksimume al okazoj en kiu la fotonoj disiĝis de materio kiam aparta resonanco estas je ĝia kulmina amplitudo.

La kulminoj enhavas interesan fizikan signifon. La angula skalo de la unua kulmino difinas la kurbecon de la Universo (sed ne la topologion de la Universo). La dua kulmino - vere la rilatumo de la neparaj kulminoj al paraj kulminoj - difinas la malpligrandigitan barionas densecon. La tria kulmino povas esti uzata por ekstrakti informon pri denseco de la malluma materio.

La situoj de la kulminoj ankaŭ donas gravan informon pri naturo de la denaskaj densecaj perturboj. Estas du fundamentaj specoj de la densecaj perturboj, ili estas nomataj kiel adiabataj kaj izoenergiaj. La ĝenerala denseca perturbo estas miksaĵo de ĉi tiuj du specoj, kaj malsamaj teorioj kiuj eksplikas la denaskan densecan perturban spektron antaŭdiras malsamajn miksaĵojn.

 En adiabataj densecaj perturboj la frakcia trodenseco en ĉiu materia komponanto (barionoj, fotonoj, neŭtrinoj ...) estas la sama. Tio estas, se estas 1% pli multo da energio en barionoj ol la averaĝa valoro, tiam en ĉi tiu loko ĉe puraj adiabataj densecaj perturboj estas ankaŭ 1% pli multo da energio en fotonoj, 1% pli energio en neŭtrinoj, ktp. Kosma inflacio antaŭdiras ke la denaskaj perturboj estas adiabataj.
 En izoenergiaj densecaj perturboj la sumo de la frakcia trodenseco estas nulo. Tio estas, perturbo kie je iu loko estas 1% pli multo da energio en barionoj ol averaĝa, kaj 1% malpli de energio en fotonoj ol averaĝa, kaj la sama kvanto de energio en ĉiuj la aliaj komponantoj, estas la pura izoenergia perturbo. Kosmaj kordoj devus produkti plejparte izoenergiajn denaskajn perturbojn.

La spektro de la kosma fona radiado ebligas distingi ĉi tiujn du specojn de perturboj ĉar ili produktas malsamajn situojn de la kulminoj. Izoenergiaj densecaj perturboj produktas serion de kulminoj kies angulaj skaloj (l-valoroj de la kulminoj) estas proksimume en rilatumo 1 : 3 : 5 ..., kaj adiabataj densecaj perturboj produktas serion de kulminoj kies situoj estas proksimume en rilatumo 1 : 2 : 3 .... Observadoj donas ke la denaskaj densecaj perturboj estas tute adiabataj, provizante gravan subtenon por hipotezo de inflacio, kaj forigante multajn modelojn de struktura formigo engaĝantaj, ekzemple, kosmajn kordojn.

Senkolizieca amortizado estas kaŭzita per du efikoj, kiuj okazis kiam la konsidero de la denaska plasmo kiel fluido komencis esti netaŭga:
 la pligrandiĝanta averaĝa libera vojo de la fotonoj kiam la denaska plasmo iĝas pli malkoncentritan en elvolvanta universo
 la finia dikeco de la lasta verŝada surfaco, kiu kaŭzas la meznombran liberan vojon al pligrandiĝi rapide dum disiĝo de fotonoj kaj materio, eĉ kvankam iu kompton-efiko estis ankoraŭ okazanta.

Ĉi tiuj efikoj kontribuis proksimume egale al la malpligrandiĝo de neizotropecoj je malgrandaj skaloj, kaj faris la karakterizan eksponentan amortizan voston vidatan en malizotropecoj de tre malgranda angula skalo.

 Tempo de lasta verŝado 

La dikeco de la lasta verŝada surfaco temas pri tio ke la disiĝo de fotonoj kaj barionoj ne okazis momente, sed anstataŭe postulis iun tempodaŭron de la aĝiĝo de la universo. Unu maniero priskribi kvante kaj akurate tion kiel longa estis ĉi tiu procezo estas per la fotona vidodistanca funkcio. Ĉi tiu funkcio P(t) estas difinita tiel ke la probablo de tio ke fotono estis lastfoje verŝita inter tempoj t kaj t+dt estas P(t)dt.

La maksimumo de la P(t) (la tempo kiam estis plej verŝajne ke donita fotono estis lasta verŝis) estas sciata sufiĉe precize. La rezultoj de WMAP donis la tempon t je kiu P(t) estas maksimuma kiel 372 ± 14 miloj de jaroj. Ĉi tiu valoro estas ofte prenita kiel la tempo je kiu la kosma fona radiado estis formita. Tamen, por kompreni kiel longa tempo estis bezonata por la disiĝo dea fotonoj kaj barionoj, oni bezonas mezuri larĝon de la maksimumo de la P(t). Per WMAP oni trovas ke la P(t) estis pli granda ol duono de ĝia maksimuma valoro (P(t) > P(tmax)/2), la "plena larĝo je duona maksimumo" super intervalo de 115 ± 5 miloj de jaroj. Laŭ ĉi tiuj rezultoj, la disiĝo daŭris dum 115000 jaroj, kaj kiam ĝi finiĝis, la universo estis proksimume 430000 jaraĝa.

 Malfrua neizotropeco 

Post la kreado de la kosma fona radiado, ĝi estas modifita per kelkaj fizikaj procezoj kolektive nomataj kiel malfrua neizotropeco aŭ akcesora neizotropeco. Post la eligo de la kosma fona radiado, ordinara materio en la universo estis plejparte en formo de neŭtralaj hidrogenaj kaj heliumaj atomoj, sed de observadoj de galaksioj ŝajnas ke la plejparto de la volumeno de la intergalaksia mediumo (IGM) hodiaŭ konsistas de jonizita materio (pro tio ke estas malmultaj sorbaj linioj pro procioj). Ĉi tio implicas ekziston de periodo de rejonizado en kiu la materio de la universo rompiĝis en hidrogenajn jonojn.

La fotonoj de kosma fona radiado verŝiĝis sur liberaj ŝargoj - elektronoj kaj jonoj. En jonizita universo, tiaj elektronoj estas disigitaj de atomoj per jonizanta ultraviolkolora radiado. Hodiaŭ ĉi tiuj liberaj ŝargoj ekzistas je sufiĉe malgranda denseco en plejparto de volumeno de la universo tiel ke ili ne afektas la kosman fonan radiadon konsiderinde. Tamen, se la intergalaksia mediumo estis jonizita je tre frua tempoj, kiam la universo estis ankoraŭ pli densa, do pro ĉi tio estis du ĉefaj efikoj je la kosma fona radiado:

 Malgrando-skalaj neizotropecoj estas malpligrandigitaj, kvazaŭ kiel ili estas viditaj tra nebulo kaj distingkapablo de la detaloj tiel malpligrandiĝas.
 Verŝado de fotonoj sur liberaj elektronoj (verŝado de Thomson) faras polarizajn malizotropecoj sur grandaj angulaj skaloj. Ĉi tiu grandangulaj polarizoj estas korelaciitaj kun la grandangulaj temperaturaj perturboj.

Ambaŭ ĉi tiuj efikoj estas observita per satelito WMAP, donante indikaĵon ke la universo estis jonizita je tre frua tempoj, je ruĝenŝoviĝo pli granda ol 17. La detalita fonto de ĉi tiu frua joniga radiado estas ankoraŭ temo de sciencaj debatoj. Ĝi povas inkluzivi stelan lumon de la tre unua loĝantaro de steloj (loĝantaro III) kaj lumon de supernovaoj okazintaj kiam ĉi tiuj unuaj steloj atingis finon de sia evoluo, aŭ radiadon produktitan de enenigaj diskoj de pezaj nigraj truoj.

La periodo inter la eligo de la kosma fono radiado kaj apero de la unuaj steloj estas nomata kiel la malluma epoko aŭ malhela aĝo, ĉar (kiel estas konjektite kaj montrite en la nomo) dum ĉi tiu periodo ne ekzistis fontoj de lumo en la universo.

Ankoraŭ efikoj kiu okazis post la rejonizado kiu kaŭzas la malizotropecojn estas la efiko de Sunyaev-Zel'dovich, en kiu nubo de altenergiaj elektronoj verŝas la kosman fonan radiadon, tradonante iun energion al fotonoj de la radiado, kaj la efiko de Sachs-Wolfe, kiu estas gravita ruĝenŝovo aŭ bluenŝovo pro ŝanĝantaj gravitaj kampoj.

 Temperaturo 

Dum la tempo de lasta verŝado, kiam la kosma fona radiado estis eligita, temperaturo de la universo estis proksimume 3000 K. Ĉi tiu respektivas al energio de proksimum 0,25 eV, kio estas multe malpli multe ol la 13,6 eV joniga energio de hidrogeno. Ekde tiam, temperaturo de la radiado malpligrandigiĝis je proksimume 1088 fojoj pro elvolvado de la Universo. Dum kiam la universo elvolvas, la fotonoj de kosma fona radiado estas ruĝenŝovitaj, kaj la radiada temperaturo estas inverse proporcia kun la universa skala longo.

 Polarizo 
eta|dekstre|300px|Mezuroj de polarizo de E de marto de 2006 en terminoj de angula skalo (multpolusa momanto). La polarizo estas multe pli malriĉe mezurita ol la temperatura neizotropeco.

La kosma fona radiado estas polarizita je la nivelo de kelkaj mikrokelvinoj. Estas du specoj de polarizo de la ondo, nomataj kiel E-reĝimoj kaj B-reĝimoj. Ĉi tiu estas en analogeco al elektrostatiko, en kiu la elektra kampo (E-kampo) havas nulan kirlon kaj la magneta kampo (B-kampo) havas nulan diverĝencon. La E-reĝimoj aperas de verŝado de Thomson en nehomogena plasmo. La B-reĝimoj, kiu ne estas mezuritaj kaj estas opiniataj al havi amplitudon de maksimume 0,1 µK, ne estas produktitaj sole de la plasmaj efikoj. Ili estas signaloj de kosma inflacio kaj estas difinitaj per la denseco de denaskaj gravitaj ondoj. Detektado de la B-reĝimoj estas ege malfacila, aparte pro tio ke ilia forteco estas nekonata, kaj la malforta gravita lensado miksas la relative fortan E-reĝiman signalon kun la B-reĝima signalo.

 Rapido relative al kosma fona radiado 

Moviĝo relative al la kosma fona radiado videblas de malizotropeco de la radiado, ĝi aspektas malmulte pli varma direkte al movado ol en la kontraŭa direkto, ĉi tio estas nomata kiel dupolusa temperatura distribuo, ĉe ĝi estas la varma poluso kaj la malvarma poluso.
La norma interpretado de ĉi tiu temperatura variado estas simpla rapida ŝovo de Doppler - ruĝenŝoviĝo kaj bluenŝoviĝo pro moviĝo relative al la kosma fona radiado.

De la datumoj pri kosma fona radiado sekvas, ke nia loka grupo da galaksioj (la galaksia akumuliĝo kiu inkludas la Laktan Vojan, en kiu troviĝas la Suno) moviĝas kun rapido 627 ± 22 km/s relative al la referenca kadro de la kosma fona radiado direkte al galaksia longitudo l = 276° ± 3°, b = 30° ± 3°.

Tamen ekzistas ankaŭ alternativaj kosmosciencaj modeloj, kiuj povas ekspliki iun parton de la observita dupolusa temperatura distribuo de la kosma fona radiado.

 Historio de malkovro 

 Vidu ankaŭ 

 Joniga fona radiado
 Gamo-radiaj ekbriloj - la alia elektromagneta radiado, venanta el tre malproksima pasinteco.

 Eksteraj ligiloj 
 Ĉi tie vi povas aŭskulti la eĥon de la Praeksplodo
 Pri kosma fona radiado en arxiv.org











  - pri E-reĝimoj kaj B-reĝimoj de polarizo

Kategorio:Elektromagneta radiado
Kategorio:Astronomio