Kosminen taustasäteily

Kosminen taustasäteily tai avaruuden taustasäteily tai kolmen kelvinin säteily on kaikkialle havaittavaan maailmankaikkeuteen suhteellisen tasaisesti jakautunutta mikroaaltosäteilyä. Kosmisen taustasäteilyn aallonpituus vaihtelee noin yhdestä millimetristä noin yhteen senttimetriin. Aallonpituusjakaumaltaan se vastaa lämpösäteilyä, joka tulee noin 2,725 kelvinin lämpöisestä mustasta kappaleesta. Wienin siirtymälain mukaisesti tämä merkitsee, että sen spektrin huippu on aallonpituuden 1,06 mm kohdalla. Kosmisen taustasäteilyn lämpötila on myös vastaavasti yhtä kuin galaksienvälisen avaruuden lämpötila.
Kosminen taustasäteily on jäänne maailmankaikkeuden historian alkuvaiheilta, jolloin nykyistä paljon tiheämpi ja lämpimämpi maailmankaikkeus koostui lähinnä vapaasta säteilystä ja vetyplasmasta. Maailmankaikkeuden laajentuessa ja viilentyessä noin 380 000 vuoden ikäisenä alkoi muodostua kevyitä alkuaineita: vetyä ja heliumia. Vaihetta kutsutaan rekombinaatioksi. Tämän alkuvaiheiden säteilyn hiljalleen viilentyvät jäänteet ovat edelleen havaittavissa kosmisena taustasäteilynä.
Kosminen taustasäteily on heikkoa, ja sen havaitsemiseen vaaditaan hyvin tarkkaa vastaanotinta. Ensimmäisen kerran kosmista taustasäteilyä havaitsivat Arno Allan Penzias ja Robert Woodrow Wilson 1960-luvulla. Aluksi he epäilivät säteilyn lähteeksi laitteistoa itseään tai Maan ilmakehää. Penzias ja Wilson saivat havainnostaan Nobelin fysiikanpalkinnon vuonna 1978.
Synty.
Kosminen taustasäteily syntyi maailmankaikkeuden ollessa noin 380 000 vuoden ikäinen, jolloin 2 900 kelvinin lämpötilassa ensimmäiset atomit syntyivät rekombinaatiossa ytimistä ja elektroneista. Maailmankaikkeus muuttui läpinäkyväksi mahdollistaen näin säteilyn kulun. Säteily, joka alun perin lähti punertavana hohtona koostuen infrapunasäteilystä ja näkyvästä valosta, on punasiirtymän takia muuttunut lyhytaaltoiseksi radiosäteilyksi. Aallonpituus on ehtinyt kasvaa yli tuhatkertaiseksi, eli taustasäteilyn punasiirtymä formula_1. Tässä aaltojen venymisprosessissa säilyi kuitenkin säteilyn ”mustan kappaleen säteilyn” luonne, mikä teoreettisesti voidaan näyttää toteen. Säteilyn spektri on niin sanottu Max Planckin spektraalikäyrä.
Tutkimus ja ominaisuudet.
Kosmisen taustasäteilyn olemassaolo ennustettiin 1940-luvulla (George Gamow), ja sen löysivät sattuman kautta radioteleskoopilla yhdysvaltalaiset fyysikot Arno Allan Penzias ja Robert Woodrow Wilson vuonna 1965. Penziasin ja Wilsonin löytöön asti pysyvän tilan teorialla (tunnetaan myös "jatkuvana luomisena") oli edelleen vankka kannattajajoukkonsa (muun muassa Fred Hoyle), mutta säteilyn olemassaolon paljastuminen oli uusi merkittävä todiste alkuräjähdyksen puolesta.
Taustasäteilyn nimellislämpötila on hieman epäsymmetrisesti jakautunut taivaanpallolla; tämä johtuu paikallisen galaksiryhmän ominaisliikkeestä, joka on noin 600 kilometriä sekunnissa. Doppler-ilmiön seurauksena taivas on hieman lämpimämpi liikkeen suunnassa ja hieman kylmempi vastakkaisessa suunnassa. Kun tämä systemaattinen virhe poistetaan, on taustasäteilyn tulosuunnan jakauma taivaanpallolla erittäin tasainen eli isotrooppinen.
Huomattava edistysaskel taustasäteilyn tutkimuksessa tapahtui, kun NASAn vuonna 1989 laukaistu COBE-satelliitti havaitsi siinä pieniä, noin 0,0005 prosentin suuruisia epätasaisuuksia. Ne kertovat aineen tiheysvaihteluista varhaisessa maailmankaikkeudessa, ja niistä arvellaan kasvaneen ne ainetiivistymät, joista gravitaation vaikutuksesta syntyivät galaksit ja yhä suuremmat rakenteet.
Myöhemmin NASAn vuonna 2001 laukaistu WMAP-satelliitti on lähettänyt kymmeniä kertoja COBEa tarkempia tuloksia taustasäteilyn suuren mittakaavan epätasaisuuksista. WMAPin havaintojen pohjalta on luotu mm. kartta kosmisen taustasäteilyn jakautumisesta havaittavaan maailmankaikkeuteen.
Myöhemmin NASAn ja Euroopan avaruusjärjestön yhteistyössä vuonna 2009 laukaisema Planck-satelliitti on tarkentanut kuvaa kosmisesta taustasäteilystä ennestään. Satelliitin havaintojen pohjalta on luotu toistaiseksi tarkin kartta kosmisesta taustasäteilystä.