รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ

**รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ** () หรือที่เรียกว่า **รังสีหลงเหลือ** () เป็นรังสีในย่านไมโครเวฟที่แผ่กระจายอยู่ทั่วอวกาศทั้งหมดภายในเอกภพที่สังเกตได้ ทว่าหากใช้กล้องโทรทรรศน์เชิงแสงทั่วไปส่องดูนั้นพื้นที่ว่างระหว่างดวงดาวและดาราจักรจะปรากฏเป็นความมืดเกือบทั้งหมด อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบการเรืองแสงพื้นหลังที่อ่อนมากได้ ซึ่งมีความสม่ำเสมอเกือบทั่วทั้งท้องฟ้าและไม่ได้มีความเกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์ ดาราจักร หรือวัตถุใดโดยเฉพาะ การเรืองแสงนี้มีความเข้มสูงสุดในช่วงไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยมีความหนาแน่นของพลังงานมากกว่าผลรวมของโฟตอนทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ทุกดวงตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ การค้นพบ CMB โดยบังเอิญในปี ค.ศ. 1964 โดยนักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน อาร์โน อัลลัน เพนเซียส (Arno Allan Penzias) และโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสัน (Robert Woodrow Wilson) ถือเป็นผลสรุปของงานวิจัยที่เริ่มต้นมาตั้งแต่ทศวรรษ 1940

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นหลักฐานเชิงทดลองที่สำคัญของทฤษฎีบิกแบงในการอธิบายต้นกำเนิดของเอกภพ ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบบิกแบง ในช่วงแรกเริ่มนั้นเอกภพถูกปกคลุมด้วยสภาวะทึบแสงคล้ายหมอก ซึ่งประกอบด้วยพลาสมาที่ร้อนและหนาแน่นของอนุภาคย่อยของอะตอม เมื่อเอกภพขยายตัว พลาสมาเหล่านี้ได้เย็นตัวลงจนโปรตอนและอิเล็กตรอนรวมตัวกันเป็นอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้า ซึ่งส่วนใหญ่คือไฮโดรเจน อะตอมเหล่านี้ไม่สามารถกระเจิงรังสีความร้อนได้ผ่านการกระเจิงแบบทอมสัน (Thomson scattering) เช่นเดียวกับพลาสมา ส่งผลให้เอกภพเริ่มโปร่งใส ในยุคที่เรียกว่ายุครวมตัวกันอีกครั้ง (recombination epoch) ได้เกิดเหตุการณ์การแยกตัว ซึ่งทำให้โฟตอนสามารถเดินทางผ่านอวกาศได้อย่างอิสระ อย่างไรก็ตาม พลังงานของโฟตอนได้ลดลงเนื่องจากการเลื่อนทางแดงของจักรวาลที่สัมพันธ์กับการขยายตัวของเอกภพ แนวคิดเรื่อง “พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย” หมายถึงเปลือกเชิงระยะทางในอวกาศที่เหมาะสม ซึ่งทำให้โฟตอนที่ถูกปล่อยออกมาในช่วงเวลาการแยกตัวนั้นสามารถถูกตรวจรับได้ในปัจจุบัน

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นมีลักษณะราบเรียบและสม่ำเสมออย่างมาก อย่างไรก็ตาม แผนที่ที่ได้จากตัวตรวจวัดจากอุปกรณ์ที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบความแปรผันของอุณหภูมิขนาดเล็กแต่มีนัยสำคัญได้ การทดลองทั้งภาคพื้นดินและอวกาศ เช่น COBE, WMAP และ Planck ได้ถูกนำมาใช้ในการวัดความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิเหล่านี้ โครงสร้างที่ไม่สม่ำเสมอแบบแอนไอโซทรอปี (anisotropy) เหล่านี้ได้รับอิทธิพลจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารและโฟตอนหลากหลายรูปแบบจนถึงช่วงเวลาการแยกตัว ส่งผลให้เกิดรูปแบบเฉพาะของคลื่นกระเพื่อมขนาดเล็กที่เปลี่ยนแปลงไปตามขนาดเชิงมุม การกระจายตัวของความไม่สม่ำเสมอบนท้องฟ้านี้มีองค์ประกอบเชิงความถี่ที่สามารถแสดงได้ด้วยสเปกตรัมเลขยกกำลัง ซึ่งมีลักษณะเป็นชุดของยอดและท้องคลื่น ซึ่งค่า “ยอด” ในสเปกตรัมนี้ให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับสมบัติทางกายภาพของเอกภพยุคแรก โดยยอดแรกบ่งชี้ความโค้งโดยรวมของเอกภพ ส่วนยอดที่สองและสามให้รายละเอียดเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารปกติและสสารมืดตามลำดับ อย่างไรก็ตาม การดึงข้อมูลรายละเอียดเชิงลึกจากข้อมูล CMB เป็นเรื่องที่ท้าทาย เนื่องจากสัญญาณดังกล่าวได้ถูกแปรเปลี่ยนโดยวัตถุเบื้องหน้า เช่น กระจุกดาราจักร

## คุณลักษณะ
รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นการแผ่พลังงานความร้อนของวัตถุดำที่มีความสม่ำเสมอและมาจากทุกทิศทาง ความเข้มของ CMB ถูกแสดงในหน่วยเคลวิน (K) ซึ่งเป็นหน่วย SI ของอุณหภูมิ โดย CMB มีสเปกตรัมความร้อนของวัตถุดำที่อุณหภูมิ 2.72548±0.00057 เคลวิน ความแปรผันของความเข้มจะแสดงในรูปของความแปรผันของอุณหภูมิ อุณหภูมิของวัตถุดำสามารถใช้อธิบายความเข้มของรังสีในทุกความยาวคลื่นได้อย่างเฉพาะเจาะจง กล่าวคือ ค่าอุณหภูมิความสว่างที่วัดได้ ณ ความยาวคลื่นใด ๆ สามารถแปลงเป็นอุณหภูมิของวัตถุดำได้

รังสีดังกล่าวมีความสม่ำเสมออย่างชัดเจนทั่วทั้งท้องฟ้า ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากโครงสร้างของดาวฤกษ์หรือกลุ่มดาวในดาราจักรที่มีลักษณะคล้ายจุด รังสีนี้มีสมบัติเป็นไอโซทรอปิก โดยมีความแตกต่างเพียงประมาณ 1 ส่วนใน 25,000 ส่วนเท่านั้น กล่าวคือ ค่าความแปรผันแบบรากที่สองเฉลี่ย (root mean square) มีค่าสูงแค่เพียง 100 ไมโครเคลวิน (μK) หลังจากหักลบความไม่สม่ำเสมอแบบขั้วคู่ที่เกิดจากการเลื่อนดอปเพลอร์ของรังสีพื้นหลังออกแล้ว ความเป็นแอนไอโซทรอปีดังกล่าวนี้เกิดจากความเร็วเฉพาะของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกรอบอ้างอิงร่วมเคลื่อนของเอกภพในขณะที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 369.82 ± 0.11 กิโลเมตรต่อวินาที ไปยังทิศทางของกลุ่มดาวถ้วยใกล้ขอบเขตกับกลุ่มดาวสิงโต ทั้งขั้วคู่ของ CMB และปรากฏการณ์ความคลาดทางดาราศาสตร์ (aberration) ในระดับหลายขั้ว (multipole) ที่สูงขึ้นนั้นได้รับการตรวจวัดแล้ว และสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของดาราจักร แม้ว่าระดับความไม่สม่ำเสมอของ CMB จะมีค่าน้อยมาก แต่คุณสมบัติหลายประการยังคงสามารถวัดได้อย่างแม่นยำที่สูง และการวัดเหล่านี้มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีจักรวาลวิทยา

นอกจากความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิแล้ว รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพยังควรมีความแปรผันเชิงมุมในด้านโพลาไรเซชันอีกด้วย โดยโพลาไรเซชันในแต่ละทิศทางบนท้องฟ้าจะมีการวางแนวที่อธิบายได้ในรูปของโพลาไรเซชันแบบ E-mode และ B-mode โดยสัญญาณแบบ E-mode มีความเข้มน้อยกว่าความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิประมาณ 10 เท่า และทำหน้าที่เสริมข้อมูลด้านอุณหภูมิ เนื่องจากทั้งสองมีความสัมพันธ์กัน ส่วนสัญญาณแบบ B-mode นั้นอ่อนยิ่งกว่า แต่มีศักยภาพในการให้ข้อมูลเสริมทางจักรวาลวิทยา

## ประวัติ

## แบบจำลองทางทฤษฎี

## โพลาไรเซชัน

## การวิเคราะห์แบบหลายขั้ว

## วิวัฒนาการในอนาคต

## เส้นเวลาของการพยากรณ์, การค้นพบ และการตีความ

## ในวัฒนธรรมนิยม

## ดูเพิ่มเติม

## อ้างอิง

## อ่านเพิ่มเติม

## แหล่งข้อมูลอื่น
หมวดหมู่:จักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ
หมวดหมู่:คลื่น
หมวดหมู่:ดาราศาสตร์วิทยุ
หมวดหมู่:จักรวาลวิทยา