시리즈의 一部
物理 宇宙論
大爆發(빅뱅)   · 宇宙 宇宙의 나이 宇宙의 歷史
初期 宇宙 急膨脹   · 核合成 背景 重力波 (GWB) 마이크로파 (CMB)   · 中性微子 (CNB)
宇宙의 膨脹  · 未來 허블-르메트르 法則   · 赤色편이 空間의 메트릭 膨脹 FLRW 計量   · 프리드만 方程式 非均質的 宇宙論 膨脹하는 宇宙의 馬來 宇宙의 終末
成分  · 救助 成分 ΛCDM 模型 暗黑 에너지   · 暗黑 流體   · 暗黑 物質 救助 宇宙의 模樣 銀河 필라멘트   · 銀河 形成 巨大퀘이사群 宇宙 巨大構造 再電離   · 構造 形成
實驗 BHI BOOMERanG 宇宙背景 探査船 (COBE) 暗黑 에너지 探査 일러스트리스 프로젝트 플랑크 (人工衛星) 슬론 디지털 全天探査 (SDSS) 2dF 銀河 赤色편이 探査 ("2dF") 윌킨슨 마이크로파 非等方性 探索機 (WMAP)
科學者 街모프   · 갈릴레오   · 구스   · 뉴턴   · 더시터르   · 딕   · 르메트르   · 매더   · 바라드와즈   · 루빈   · 수냐에프   · 純체프   · 슈밋   · 스무트   · 아론슨   · 아인슈타인   · 알벤   · 앨퍼   · 엘러스   · 엘리스   · 윌슨   · 젤圖비치   · 케플러   · 코페르니쿠스   · 톨먼   · 펜로즈   · 펜지어스   · 프리드만   · 허블   · 호킹 宇宙論者 目錄
主題 歷史 宇宙 마이크로파 背景 複寫의 發見(Discovery of CMBR) 大爆發 理論의 歷史(History of the Big Bang) 大爆發理論의 宗敎的 解釋 宇宙論 年表
分類 天文學 포털
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宇宙 마이크로파 背景 (cosmic microwave background; CMB 또는 CMBR)은 觀測 可能한 宇宙 의 모든 空間을 채우는 마이크로파 輻射 이다. 그것은 原始 宇宙에 對한 한 重要한 資料의 소스를 提供하는 한 殘骸이다. ^[1] 한 標準 光學 望遠鏡 을 使用하면, 별들과 銀河들 사이의 背景 空間은 거의 完全히 어둡다. 그렇지만, 한 充分히 敏感한 電波 望遠鏡 은 거의 均一하고 또한 어떤 별, 銀河 또는 다른 天體 와도 關聯이 없는 한 稀微한 背景 發狂을 感知한다. 이 發光은 傳播 스펙트럼의 마이크로파 領域에서 가장 强하다. 1965年의 美國의 電波 天文學者 아노 펜지어스 와 로버트 윌슨 에 依한 偶然한 CMB를 發見(discovery of cosmic microwave background radiation) 은 1940年代에 始作된 硏究의 頂點이었다. ^{[2] [3]}

CMB는 宇宙의 起源에 對한 大爆發(빅뱅) 理論의 劃期的인 證據이다. 大爆發 宇宙論 模型들 에서는, 가장 初期 宇宙는 아원자 粒子 의 高密度의 뜨거운 플라즈마로 이루어진 어떤 不透明한 안개로 가득 차 있었다. 宇宙가 膨脹함에 따라, 이 플라즈마는 陽性者들과 電子들이 結合하여, 大部分 水素의 中性 原子들을 形成하는 地點까지 冷却되었다. 플라즈마와 달리 이 原子들은 톰슨 産卵(Thomson scattering) 에 依해 熱輻射를 産卵시킬 수 없었기 때문에 宇宙는 透明해졌다 ^[4] - 때때로 遺物 輻射線(relic radiation) 이라고도 한다. ^[1] 再結合 時代로 알려진 이 디커플링(decoupling) 現象은 空間을 자유롭게 旅行하기 위해 光子 들를 放出했다. 그렇지만, 그 光子들은 宇宙 膨脹 과 關聯된 宇宙論的 赤色편이 로 因해 에너지(photon energy) 가 減少하게 되었다. 마지막 産卵 表面 은 空間에서 適切한 距離에 있는 껍질을 의미하므로 元來 分離 當時 放出된 光子들이 只今 受信된다. ^[5]

CMB는 完全히 매끄럽고 均一하지 않으며, 敏感한 感知器에 依해 매핑될 수 있는 稀微한 非等方性 을 보여준다. 地上 및 COBE 및 WMAP 와 같은 宇宙 基盤 實驗들은 이러한 溫度 非均質性들을 測定하는 데 使用되었다. 非等方性 救助는 디커플링 地點까지 物質과 光子들의 다양한 相互作用들에 依해 決定되며, 그 結果 角度 스케일에 따라 달라지는 한 特徵的 덩어리진 패턴이 생긴다. 하늘을 가로지르는 非等方性 分布 는 一連의 피크와 밸리를 나타내는 파워 스펙트럼(power spectrum) 으로 나타낼 수 있는 周波數 成分들을 갖고 있다. 이 스펙트럼의 피크 값은 初期 宇宙의 物理的 特性에 對한 重要한 情報를 담고 있다: 첫 番째 피크는 全體的 宇宙의 曲率 을 決定하고, 두 番째 및 세 番째 피크는 各各 一般 物質과 所謂 暗黑物質 의 密度를 仔細히 說明한다. CMB 데이터에서 微細한 細部 情報를 抽出하는 것은 挑戰的인 일로서, 이것은 그 放出이 銀河團 과 같은 前景 特徵들에 依해서 修正되었기 때문이다.

精密한 測定의 重要性 [ 編輯 ]

CMB의 精密한 測定은 宇宙論에 매우 重要한데, 이것은 어떤 提案된 宇宙 模型들이라도 이 複寫를 說明해야만 하기 때문이다. CMB는 2.72548±0.00057 K의 溫度에서 열 黑體 스펙트럼을 가진다. ^[6] 스펙트럼 複寫輝度(spectral radiance) dE _v /dν는 約 6.626×10 ^-4 eV 의 光子 에너지(photon energy) 에 該當하는 周波數의 마이크로파 範圍에서 160.23GHz에서 頂點에 이른다. 그 代身에, 萬一 스펙트럼 複寫輝度(spectral radiance) 가 dE _λ /dλ로서 定義되면, 그 피크 波長은 1.063mm(282GHz, 1.168 × 10 ^-3 eV 光子)이다. 發光은 모든 方向에서 매우 거의 均一하지만, 작은 殘留 變化는 現在 宇宙 크기로 擴張된 相當히 均一하게 分布된 뜨거운 가스 에서 豫想되는 것과 같은 매우 特定한 패턴을 나타낸다. 特히, 하늘에서 서로 다른 觀測 角度에서의 스펙트럼 複寫휘도는 작은 非等方性 또는 不規則性을 包含하며, 이것은 調査된 領域의 크기에 따라 다르다. 그것들은 詳細하게 測定되었으며 또한 매우 작은 空間에서 物質의 兩者 搖動 에 依해 生成된 작은 熱 變化가 오늘날 우리가 볼 수 있는 觀測 可能한 宇宙 의 크기로 擴張되었을 때 豫想되는 것과 一致한다. 이것은 科學者들이 더 나은 데이터(예: 플랑크 衛星 )와 烹長 初期 條件들에 對한 더 나은 解釋들을 모두 追求하는 한 매우 活潑한 硏究 分野이다. 많은 다른 過程들이 黑體 스펙트럼의 一般的인 形態를 生成할 수 있지만, 大爆發(빅뱅) 以外의 어떤 模型도 아직그 搖動들을 說明하지 못했다. 結果的으로, 大部分의 宇宙論者들은 宇宙의 大爆發 模型이 CMB에 對한 最上의 說明이라고 看做한다.

觀測 可能한 宇宙 全體에 걸친 높은 均一性과 稀微하지만 測定된 非等方性은 一般的으로 大爆發(朴뱅) 模型, 特히 ΛCDM("람다 차가운 暗黑物質") 模型 에 對한 强力한 根據를 提供한다. 더욱이, 그 搖動들은 再結合 時 겉보기 宇宙論的 地平線(cosmological horizon) 보다 더 큰 角度 스케일에서 결맞음 狀態이다. 그러한 결맞음은 非因果的으로 微細 調整 되거나, 또는 宇宙 急膨脹 이 發生한 것이다. ^{[7] [8]}

溫度 및 偏光 非等方性 外에 CMB 周波數 스펙트럼은 스펙트럼 歪曲(CMB spectral distortions) 으로 알려진 黑體 法則으로부터 微細한 離脫을 特徵으로 할 것으로 豫想된다. 이것들은 또한, 遠視 宇宙와 後期에 構造의 形成들에 對한 豐富한 情報를 包含하고 있기 때문에, 向後 數十 年 內에 한 첫 番째 測定을 希望하는 活潑한 硏究 努力의 焦點에 있다. ^[9]

特徵 [ 編輯 ]

宇宙 마이크로파 背景 複寫는 하늘의 모든 部分에서 나오는 均一한 黑體 熱 에너지의 放出이다. 그 複寫는 大略 100,000分의 1程度로 等方性 이다: 背景 벅辭意 도플러 效果 에서 雙極子 非等方性을 뺀 後 平均 제곱根으 變異는 團地 18 μK에 不過하다 ^[11] . 後者는 獅子자리 (銀河 京都 264.021 ± 0.011, 銀河 緯度 48.253 ± 0.005)를 向해 約 369.82 ± 0.11 km/s의 速度로 움직일 때 공變하는 宇宙的 停止 프레임과 關聯된 太陽의 特異運動 에 依해 發生한다. ^[12] CMB 雙極子와 더 높은 多重劇에서의 水車 가 測定되었는데, 이것은 銀河 運動과 一致했다. ^[13]

宇宙 形成에 對한 大爆發(빅뱅) 模型에서 急膨脹 理論 은 約 10 ^-37 秒 後에 ^[14] 發生하는(nascent) 宇宙가 指數的 成長(exponential growth) 을 겪으면서 거의 모든 不規則性을 緩和했다고 豫測한다. 나머지 不規則性들은 急膨脹 事件을 일으킨 인플레이션 章에서의 兩者 搖動들에 依해 發生했다. ^[15] 恒星들과 行星들이 形成되기 오래 前에 初期 宇宙는 더 작고, 훨씬 더 뜨거웠으며 또한 大幅팔 後 10 ^-6 秒 後에 始作하여 光子 들, 電子 들 및 重粒子 들의 相互 作用하는 플라즈마 의 흰色 뜨거운 안개로부터의 한 均一한 發狂으로 가득찼다.

宇宙가 膨脹 함에 따라, 斷熱 冷却으로 인해 플라즈마의 에너지 密度가 減少하여 電子 들이 陽性子 들과 結合하여 水素 原子들을 形成하는 데 유리해졌다. 이 再結合 事件은 溫度가 約 3000 K일 때 또는 宇宙의 나이가 約 379,000年일 때 發生했다. ^[16] 光子들은 이러한 電氣的으로 中性인 原子와 相互 作用하지 않기 때문에, 그것은 空間을 自由롭게(freely) 移動하기 始作하여 物質과 輻射의 디커플링(decoupling) 을 招來했다. ^[17]

分離된 光子의 앙상블(ensemble)의 色溫度 는 그 以後로 繼續 減少했다. 이제 2.7260±0.0013 K로 낮아지고 ^[6] 宇宙가 膨脹함에 따라 繼續해서 낮아질 것이다. 赤色 便이된 黑體 複寫는 낮은 溫度에서의 黑體 複寫와 같기 때문에 그 輻射 强度는 2.726 K의 黑體 複寫에 該當한다. 大爆發 模型에 따르면 오늘날 우리가 測定하는 하늘의 複寫는 마지막 産卵 表面 이라는 具體의 表面에서 나온다. 이것은 分離 事件이 發生한 것으로 推定되는 空間의 位置 集合을 나타내며, ^[18] 또한 該當 距離에 光子가 觀察者에게 막 到達한 時間과 地點을 나타낸다. 宇宙에 있는 複寫 에너지의 大部分은 宇宙 마이크로파 背景에 있으며, ^[19] 宇宙 全體 密度의 大略 6 × 10 ^-5 의 一部를 構成한다. ^[20]

急膨脹 理論의 가장 큰 成功 中 두 가지는 거의 完璧한 黑體 스펙트럼에 對한 豫測과 宇宙 마이크로파 背景의 非等方性들에 對한 詳細한 豫測이다. CMB 스펙트럼은 自然에서 가장 精密하게 測定된 黑體 스펙트럼이 되었다. ^[10]

CMB의 에너지 密度는 0.260 eV/cm ³ (4.17 × 10 ^-14 J/m ³ )이며 約 411 photons/cm ³ 를 算出한다. ^[21]

歷史 [ 編輯 ]

宇宙 마이크로파 背景은 1948年 랠프 앨퍼 와 로버트 허먼 에 依해 처음으로 豫測되었으며, 이는 앨퍼의 博士 指導敎授 조지 街모프 가 遂行한 硏究와 密接한 關聯이 있다. ^{[22] [23] [24] [25]} 앨퍼와 허먼은 宇宙 마이크로파 背景의 溫度를 5K로 推定할 수 있었지만 2 年 後 28K로 다시 推定했다. 이 높은 推定値는 알프레드 베어 _{Alfred Behr} 가 허블 常數 를 잘못 推定했기 때문인데, 이는 複製될 수 없었고 또한 나중에 더 앞선 推定値를 위해 버려졌다. 以前에도 宇宙의 溫度의 몇 가지 推定値들이 있었지만, 이 推定値들은 두 가지 缺點들이 있었다. 첫째로, 그것들은 宇宙의 有效溫度 를 測定하는 것이었고, 또한 宇宙가 熱的 플랑크 스펙트럼 으로 채워져 있다는 것을 提案하지 않았다. 다음으로, 그들은 우리 銀河 의 가장자리에 있는 한 特別한 地點에 우리가 있는 것에 依存하고, 또한 그들은 複寫가 等方性이라는 것을 提案하지 않았다. 萬一 地球가 宇宙의 다른 곳에 位置했다면, 그 推定値는 매우 다른 豫測들을 産出했을 것이다. ^[26]

앨퍼와 허먼의 1948年 結果는 1955年頃까지 많은 物理學 環境에서 論議되었는데, 이 는 둘 다 존스 홉킨스 大學校 의 應用 物理學 硏究所를 떠났을 때였다. 酒類 天文學 커뮤니티는, 하지만, 當時에는 宇宙論에 興味를 느끼지 못했다. 앨퍼와 허먼의 豫測은 1960年代 初 야코프 젤圖비치 에 依해 再發見되었고, 또한 同時에 로버트 헨리 딕 에 依해 獨立的으로 豫測되었다. 한 探知 可能한 現象으로서 CMB 複寫의 最初로 發表된 認識은 1964年 봄에 蘇聯 의 天體物理學者들인 안드레이 道路슈케비치 _{Andrei Doroshkevich} 와 이고리 노비코프 에 依한 한 짧은 論文에서 나타났다. ^[28] 1964年에, 프린스턴 大學校 의 딕의 同僚인 데이비드 토드 윌킨슨 과 피터 롤 _{Peter Roll} 은 宇宙 마이크로파 背景을 測定하기 위해 딕 輻射計(Dicke readiometer) 를 만들기 始作했다. ^[29] 1964年에, 아노 펜지어스 와 로버트 우드로 윌슨 은 뉴저지州 홀름델 타운쉽(Holmdel Township) 近處에 있는 벨 硏究所 의 크로포드 힐(Crawford Hill) 位置에서 電波 天文學과 衛星 通信 實驗에 使用할 딕 輻射計를 만들었다. ^[27] 1964年 5月 20日에 그들은 마이크로파 背景의 存在를 明確하게 보여주는 첫 番째 測定을 遂行했는데, 이는 그들이 說明할 수 없는 어떤 超過量 4.2K 안테나 溫度를 가진 그들의 裝備로 했였다. ^[30] 크로포드 힐로부터 電話를 받은 後 딕은 "얘들아, 우리가 特種을 잡았다."라고 말했다. ^{[2] [31] [32]} 프린스턴과 크로포드 힐 그룹 間의 會議에서 그 안테나 溫度가 實際로 마이크로파 背景 때문이라고 結論을 내렸다. 便紙어스와 윌슨은 그들의 發見으로 1978年 노벨 物理學賞을 受賞했다. ^[33]

宇宙 마이크로파 背景의 解釋은 1960年代에 마이크로파 背景이 먼 銀河系에서 散亂된 별빛 의 結果라고 主張하는 定常宇宙論 의 一部 支持者들과 함께하는 한 論難의 餘地가 있는 이슈였다. ^[34] 이 模型을 使用하고, 또한 別 스펙트럼의 좁은 吸收線 特徵에 對한 硏究를 基盤으로 天文學者 앤드루 맥켈러 _{Andrew McKellar} 는 1941年에 썼다: "性間 空間의 ' 回戰 溫度(rotational temperature) '는 2K라고 計算할 수 있다." ^[35] 그렇지만, 1970年代 동안 宇宙 마이크로파 背景이 大爆發의 殘滓라는 合意가 이루어졌다. 이것은 主로 周波數 範圍에서 새로운 測定 結果 스펙트럼이 熱 黑體 스펙트럼으로 나타났기 때문이며, 이것은 定常宇宙論 模型이 再現할 수 없는 한 結果였다. ^[36]

해리슨 _Harrison , 피블스, 有 _Yu 와 젤圖비치는 初期 宇宙가 10 ^?4 또는 10 ^?5 水準의 非均質性을 必要로 한다는 것을 깨달았다. ^{[37] [38] [39]} 라시드 수냐에프 는 나중에 이러한 불均質性이 宇宙 마이크로파 背景에 가질 수 있는 觀察 可能한 刻印을 計算했다. ^[40] 宇宙 마이크로파 背景의 非等方性에 對한 漸漸 더 嚴格한 限界는 1980年代 동안 地上 基盤 實驗에 依해 設定되었다. Prognoz 9 衛星(1983年 7月 1日 發射)에 搭載된 蘇聯의 宇宙 마이크로파 背景 非等方性 實驗인 RELIKT-1 은 大規模 非等方性에 對한 上限線을 提示했다. NASA COBE 任務는 微分 마이크로파 輻射計(Differential Microwave Radiometer) 裝備로 主된 非等方性을 明確히 確認했고, 1992年에 그들이 發見한 內容을 發表했다. ^{[41] [42]} 그 팀은 이 發見으로 2006年 노벨 物理學賞 을 받았다.

COBE 結果에서 靈感을 얻은 一連의 地上 및 風船 基盤 實驗은 向後 10年 동안 더 작은 角度 스케일에서 宇宙 마이크로파 背景 非等方性을 測定했다. 이 實驗의 主要 目標는 COBE가 解決하기에 充分한 分解能이 없는 첫 番째 音響 피크의 規模를 測定하는 것이었다. 이 피크는 重力 不安定에 依해 生成된 初期 宇宙의 大規模 密度 變化에 該當하며 플라즈마에서 音響 振動들을 招來한다. ^[43] 非等方性의 첫 番째 피크는 Toco 實驗에 依해 暫定的으로 檢出되었고 또한 그 結果는 BOOMERanG 및 MAXIMA 實驗에 依해 確認되었다. ^{[44] [45] [46]} 이러한 測定値들은 宇宙의 幾何學 이 구부러자지 않고 大略 平平하다는 것을 立證하였다. ^[47] 그들은 宇宙 構造 形成의 한 主要 成分으로서 [[w: Cosmic string|宇宙 끈(cosmic strings)]들]을 排除하고 또한 宇宙 急膨脹 이 構造 形成의 올바른 理論이라고 提案했다. ^[48]

두 番째 피크는 WMAP 에 依해 確定的으로 感知되기 前에 여러 實驗에 依해 暫定的으로 感知되었으며, 이 WMAP은 세 番째 피크를 暫定的으로 感知했다. ^[49] 2010年 現在, 작은 角度 스케일들에서 偏光 및 마이크로파 背景의 測定을 改善하기 위한 몇 가지 實驗들이 進行 中이다. ^{[ 出處 必要 ]} 이것들은 DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD , 플랑크 衛星 , 아타카마 宇宙論 望遠鏡(Atacama Cosmology Telescope) , 南極 望遠鏡(South Pole Telescope) 및 QUIET 望遠鏡(QUIET telescope) 을 包含한다.

大爆發(빅뱅)과의 關係 [ 編輯 ]

宇宙 마이크로파 背景 複寫와 宇宙論的 赤色편이 -거리 關係는 함께 大爆發(빅뱅) 事件에 對한 最上의 有用한 證據로 看做된다. CMB의 測定은 急膨脹 大爆發 模型을 標準 宇宙論 模型 으로 만들었다. ^[50] 1960年代 中盤 CMB의 發見은 定常宇宙論 과 같은 代案 들에 對한 關心을 감소시켰다. ^[51]

1940年代 後半에 앨퍼와 허만은 萬一 大爆發이 있었다면 宇宙의 膨脹으로 인해 極初期 宇宙의 高에너지 複寫가 電磁氣 스펙트럼 의 마이크로파 領域으로 擴張되고 溫度가 約 5 K까지 내려갔을 갓으로 推論했다. 그들의 推定値는 若干 빗나갔지만 올바른 着想을 가지고 있었다. 그들은 CMB를 豫測했다. 便紙어스와 윌슨이 마이크로파 背景이 實際로 存在한다는 事實을 發見하는 데는 15年이 더 걸렸다. ^[52]

標準 宇宙論에 따르면 CMB는 電子 들과 陽性子 들이 水素 原子들을 形成할 수 있을 만큼 溫度가 充分히 떨어진 時點에서 뜨거운 初期 宇宙 의 스냅샷을 提供한다. 이 事件은 빛이 더 以上 自由 電子들에서 産卵되지(scattered) 않았기 때문에 宇宙를 複寫에 對해 거의 透明하게 만들었다. 이것이 大爆發 後 約 380,000年 後에 發生했을 때, 宇宙의 溫度는 約 3,000 K였다. 이것은 한 約 0.26 eV 의 周邊 에너지에 該當하며, 이는 水素의 13.6eV 이온化 에너지보다 훨씬 적다. ^[53] 이 時期는 一般的으로 "마지막 散亂의 時間" 또는 再結合 또는 디커플링(decoupling) 의 時期로 알려져 있다. ^[54]

디커플링 以後 背景 複寫의 色溫度는 宇宙 膨脹으로 인해 平均 1,089 計數 만큼 떨어졌다. ^[55] 宇宙가 膨脹함에 따라 CMB 光子는 赤色편이 되어 에너지가 減少한다. 이 複寫의 色溫度는 時間이 지남에 따라 宇宙의 相對的 膨脹을 說明하는 尺度 길이 로 알려진 媒介變數에 反比例 한다. 赤色편이 z 의 函數로서 CMB의 色溫度 T _r 은 現在 觀察되는 CMB의 色溫度(2.725 K 또는 0.2348 meV)에 比例하는 것으로 나타낼 수 있다: ^[56]

T _r = 2.725 K × (1 + z )

그 輻射가 大爆發의 證據라는 推論에 對한 仔細한 內容은 大爆發의 宇宙 마이크로파 背景 複寫 를 參照하라.

日次 非等方性 [ 編輯 ]

宇宙 마이크로파 背景의 非等方性 또는 方向 依存性은 두 가지 類型들로 나뉜다: 마지막 散亂의 表面과 또한 以前에 發生한 影響들로 인한 日次 非等方性; 그리고 介入하는 뜨거운 가스 또는 重力적 퍼텐셜들과 背景 複寫의 相互 作用들과 같은 影響들로 인한 二次 非等方性으로, 이것은 마지막 産卵 表面과 觀察者 사이에서 發生한다.

宇宙 마이크로파 背景 非等方性의 構造는 主로 音響 振動과 擴散 減衰(diffusion damping) (衝突 없는 減衰 또는 실크(Silk) 減衰이라고도 函)의 두 가지 效果에 依해 決定된다. 音響 振動은 初期 宇宙에서 한 光子 - 重粒子 플라즈마의 衝突때문에 發生한다. 光子들의 壓力은 非等方性을 지우는 傾向이 있는 反面, 重粒子들의 重力은 빛보다 훨씬 느린 速度로 움직이며 重粒子를 붕괴시켜 過密度를 形成하는 傾向이 있다. 이 두 가지 效果는 音響 振動을 만들기 위해 競爭하며, 이는 마이크로파 背景에 特徵的인 피크 構造를 附與한다. 피크들은, 大略的으로, 한 特定 모드가 그 피크 振幅에 있을 때 光子들이 디커플링되는 公明들에 該當한다.

그 피크들은 흥미로운 物理的 特徵들을 包含하고 있다. 첫 番째 피크의 角度 스케일은 宇宙의 曲率 을 決定한다(그러나 宇宙의 位相數學 은 아니다). 다음 피크-짝數 피크에 對한 홀數 피크의 比率-는 減少된 重粒子 密度를 決定한다. ^[57] 세 番째 피크는 暗黑物質 密度에 對한 情報를 얻기 위해 使用될 수 있다. ^[58]

피크의 位置는 遠視 密度 攝動의 特性에 對한 重要한 情報를 提供한다. 斷熱的 및 等曲率 이라고 불리는 두 가지 基本的인 密度 攝動 類型들이 있다. 한 一般的인 密度 攝動은 두가지 다의 한 混合物이며, 또힌 遠視 密度 攝動 스펙트럼을 說明하는 다른 理論들은 서로 다른 混合物들을 豫測한다.

斷熱的 密度 攝動

한 斷熱的 密度 攝動에서 各 類型의 粒子(重粒子, 光子 等)의 噴水 追加 個數 密度는 同一하다. 卽, 한 곳에서 平均보다 1% 더 높은 重粒子數 密度가 있는 境遇 該當 位置에는 平均보다 1% 더 높은 光子 수 密度(및 中性微子의 數 密度가 1% 더 높음)가 있다. 宇宙 急膨脹 은 遠視 攝動이 斷熱的이라고 豫測한다.

等曲率 密度 攝動

한 等曲率 密度 攝動에서, 噴水 追加 密度의 合計(서로 다른 類型의 粒子에 對해)는 靈이다. 卽, 어떤 地點에서 平均보다 症粒子에 1% 더 많은 에너지, 平均보다 光子에 1% 더 많은 에너지와 平均보다 中性微子에 2% 적은 에너지가 있는 攝動은 한 純粹한 등곡率이다. 假想의 宇宙 끈(cosmic string) 들은 大部分 등곡룰 遠視 攝動들을 生成할 것이다.

CMB 스펙트럼은 이 두 가지 類型의 攝動이 서로 다른 피크 位置를 生成하기 때문에 이 두 가지를 區別할 수 있다. 等曲率 密度 攝動은 角度 스케일(피크의 ℓ 값)李 大略 1:3:5:...의 比率인 一連의 피크를 生成하는 反面, 斷熱的 密度 攝動은 位置가 1:2:3: ... 比率인 피크를 生成한다. ^[59] 觀測들은 遠視 密度 攝動들이 完全히 斷熱的이라는 것과 一致하며, 膨脹에 對한 主要 支援을 提供하고, 또한, 例를 들어, 宇宙 끈들과 關聯된 많은 構造 形成 模型들을 排除한다.

무衝突 減衰는 두 가지 效果들로 인해 發生한는데, 이때는 流體 로서의 遠視 플라즈마 處理가 分解되기 始作한다:

• 어떤 膨脹하는 宇宙에서는 遠視 플라즈마들이 稀薄해짐에 따라 光子들의 增加하는 平均自由行路 ,
• 마지막 産卵 表面(LSS)의 有限 깊이, 이것은 一部 콤퓨턴 産卵이 如前히 發生하는 동안에도, 디커플링 中에 平均自由行路를 急激히 增加下시킨다.

이러한 效果들은 작은 規模에서 非等方性을 抑制하는 데 거의 同一하게 寄與하고 또한 매우 작은 角度 스케일 非等方性에서 보여지는 特徵的인 指數的 減衰 꼬리를 發生시킨다.

LSS의 깊이는 光子들와 重粒子들의 디커플링이 瞬間的으로 發生하지 않고, 代身 該當 時代까지 宇宙 나이의 한 相當 部分을 必要로 한다는 事實을 나타낸다. 이 過程에 걸리는 時間을 定量化하는 한 가지 方法은 光子 可視性 函數 (photon visibility function, PVF)을 使用한다. 이 函數는, PVF를 P(t) 로 標示하면, 한 CMB 光子가 時間 t 와 t + dt 사이에 마지막으로 産卵될 確率이 P(t) dt 로 주어지도록 定義된다.

PVF의 最大값(韓 주어진 CMB 光子가 마지막으로 産卵될 可能性이 가장 높은 時間)은 매우 正確하게 알려져 있다. 첫해 WMAP 結果는 P(t) 가 最大인 時間을 372,000年으로 標示한다. ^[60] 이것은 種種 CMB가 形成된 "時間"으로 看做된다. 그렇지만, 光子들과 重粒子들이 分離되는 데 걸리는 時間을 把握하려면 PVF의 너비를 測定해야 한다. WMAP 팀은 PVF가 115,000年의 間隔에 걸쳐 最大값의 折半("最大 값의 折半 幅" 또는 FWHM)보다 크다는 것을 發見했다. 이 測定에 따르면, 디커플링은 大略 115,000年에 걸쳐 發生했으며, 또한 그것이 完了되었을 때 宇宙의 나이는 大略 487,000年이었다. ^{[ 出處 必要 ]}

遲延 時間 非等方性 [ 編輯 ]

CMB가 存在하게 된 以後로, 몇 가지 後續 物理的 過程들에 依해 修正된 것으로 보이며, 이는 遲延-時間 非等方性, 또는 二次 非等方性이라고 通稱된다. CMB 光子들이 妨害받지 않고 자유롭게 移動할 수 있게 되었을 때, 宇宙의 一般 物質은 大部分 中性 水素 및 헬륨 原子들의 形態였다. 그렇지만, 오늘날 銀河들의 觀測은 銀河間 媒質(intergalatic medium) (IGM)의 부피 大部分이 이온化된 物質로 構成되어 있음을 나타내는 것 같다(수소 原子로 因한 吸收線이 거의 없기 때문). 이것은 宇宙의 一部 物質이 水素 이온들로 分解되는 어떤 再電離 期間을 의미한다.

CMB 光子들은 原子들에 拘束되지 않은 電子들과 같은 自由 電荷에 依해 散亂된다. 한 이온化된 宇宙에서, 그러한 荷電 粒子들은 이온化(紫外線) 放射線에 依해 中性 原子들로부터 解放되었다. 오늘날 이러한 自由 電荷들은 CMB에 測定 可能한 影響을 미치지 않는 宇宙의 大部分의 부피에서 充分히 낮은 密度이다. 그렇지만, 萬一 IGM이 宇宙의 密度가 아직 더 높았던 極初期에 이온化되었다면 CMB에 對한 두 가지 主要 影響이 있다:

1. 小規模 非等方性들은 지워진다. (안개를 통해 物體를 볼 때와 마찬가지로 物體의 細部 事項이 흐릿하게 나타난다.)
2. 自由 電子( 톰슨 産卵(Thomson scattering) )들에 依해 光子들이 어떻게 散亂되는지에 對한 物理學은 큰 角度 規模에서 偏光 非等方性을 誘導한다. 이러한 廣角 偏光은 廣角 溫度 攝動과 相關關係가 있다.

이 두 가지 效果들은 모두 WMAP 宇宙船에 依해 觀察되었으며, 宇宙가 17 以上의 赤色편이 에서 極初期에 이온化되었다는 證據를 提供한다. ^{[ 出處 必要 ]} 이 初期 이온化 複寫의 詳細한 出處는 如前히 科學的 論爭거리이다. 여기에는 最初의 別 集團(種族 III 별)에서 나오는 별빛, 이 첫 番째 별들이 壽命을 다했을 때의 超新星들, 또는 巨大한 블랙홀들의 降着 圓盤들에서 生成된 이온化 複寫가 包含되었을 수 있다.

宇宙 마이크로파 背景 放出 以後의 時間-또한 最初의 별들이 觀測되기 前의 時間-은 宇宙論者들에 依해 유머러스하게 暗黑 時代 라고 불리며 또한 天文學者들에 依해 集中的으로 硏究되는 時期이다( 21cm 複寫 參照). .

再이온化와 宇宙 마이크로파 背景 觀測 사이에 發生하고 非等方性을 誘發하는 것으로 보이는 두 가지 다른 效果는 高에너지 電子 구름이 複寫를 散亂시켜 에너지의 一部를 CMB 光子들에게 傳達하는 수냐에프-젤도비치 效果 와 宇宙 마이크로파 背景으로부터의 光子들이 重力場의 變化로 인해서 重力敵으로 赤色편이 또는 靑色便易를 誘發하는 삭스-볼프 效果(Sachs-Wolfe effect) 가 있다.

偏光 [ 編輯 ]

宇宙 마이크로파 背景은 몇 마이크로켈빈 水準에서 偏光 되어 있다. E 모드와 B 모드라는 두 가지 類型들의 偏光이 있다. 이것은 靜電氣 와 類似하며, 여기서 電氣場( E -張)은 한 消失 回戰 _curl 을 갖고, 또한 磁氣場( B -張)은 한 消失 發散 을 갖는다. E-모드는 異種 플라즈마에서 톰슨 産卵(Thomson scattering) 으로 인해 자연스럽게 發生한다. B-모드는 標準 스칼라 類型 攝動에 依해 生成되지 않는다. 代身 그들은 두 가지 메커니즘들에 依해 生成될 수 있다. 첫 番째는 2013年 南極 望遠鏡(South Pole Telescope) 에 依해 測定된 E 모드의 重力 렌즈에 依한 것이고, ^[61] 두 番째는 宇宙 急膨脹 으로부터 發生하는 重力波에서 發生한다. 特히 前景 汚染의 程度를 알 수 없고 弱한 重力 렌즈(weak gravitational lensing) 信號가 相對的으로 剛한 E-모드 信號와 B-모드 信號를 混合하기 때문에, B-모드를 感知하는 것은 매우 어렵다. ^[62]

E-모드 [ 編輯 ]

E-모드는 DASI( Degree Angular Scale Interferometer ) 望遠鏡에 依해 2002年에 처음 發見되었다.

B-모드 [ 編輯 ]

宇宙論者 들은 두 가지 類型의 B-모드를 豫測하는데, 첫 番째는 大爆發(빅뱅) 直後 宇宙 急膨脹 中에 生成되었고, ^{[63] [64] [65]} 두 番째는 나중에 重力 렌즈 作用에 依해 生成되었다. ^[66]

遠視 增力派 [ 編輯 ]

遠視 重力波는 宇宙 마이크로파 背景의 偏光에서 觀測할 수 있는 重力波 들이고 또한 初期 宇宙 에서 그 起源을 갖는다. 宇宙 急膨脹 模型은 그러한 重力波들이 나타나야 한다고 豫測한다; 따라서, 그들의 檢出은 急膨脹 理論을 支持하고, 그것들의 强度는 다른 急膨脹 模型들을 確認하고 또한 排除할 수 있다. 그것은 急膨脹적 擴張, 急膨脹 後의 再加熱 및 物質과 輻射의 亂流의 遺體 混合 等 세 가지 것들의 結果이다. ^[67]

2014年 3月 17日, BICEP2 道具는 初期 宇宙 에서, 重力波에 存在하는 힘의 量과 아주 初期 宇宙의 다른 스칼라 密度 攝動에 存在하는 힘의 量을 比較한 r = 0.20 +0.07
?0.05 水準의 急膨脹과 重力波 와 一致하는 B-모드의 첫 番째 類型을 發見했다고 發表했다. 萬一 이것이 確認되었다면, 그것은 宇宙 急膨脹과 大爆發(빅뱅)에 對해서 ^{[68] [69] [70] [71] [72] [73] [74]} 그리고 폴 스타인하르트와 닐 투록의 에크파이로틱 宇宙 模型에 反하는 强力한 證據를 提供했을 것이다. ^[75] 그렇지만, 2014年 6月 19日에, 硏究 結果를 確認하는 데 있어 相當히 낮은 信賴度가 報告되었다. ^{[73] [76] [77]} 그리고 2014年 9月 19日, 플랑크 實驗 의 새로운 結果는 BICEP2의 結果가 宇宙塵 에 完全히 起因할 수 있다고 報告했다. ^{[78] [79]}

重力 렌즈 [ 編輯 ]

B-모드의 두 番째 類型은 2013年 허셜 宇宙望遠鏡 의 도움을 받아 南極 望遠鏡(South Pole Telescope) 을 使用하여 發見되었다. ^[80] 2014年 10月, POLARBEAR 實驗에 依해 150GHz에서 B-모드 偏頗 測定이 發表되었다. ^[81] BICEP2에 比해 POLARBEAR는 하늘의 더 작은 部分에 焦點을 맞추고 먼지 效果에 덜 敏感하다. 그 팀은 POLARBEAR의 測定된 B-모드 偏光이 97.2% 信賴 水準에서 宇宙論的 起源(但只 먼지 때문이 아님)에 依한 것이라고 이라고 報告했다. ^[82]

마이크로파 背景 觀察 [ 編輯 ]

CMB의 發見 以後, 數百 件의 宇宙 마이크로파 背景 實驗들이 複寫의 特徵을 測定하고 特性化하기 위해 遂行되었다. 가장 有名한 實驗은 아마도 1989-1996年에 軌道를 돌고 探知 能力의 限界에서 大規模 非等方性을 探知하고 定量化한 NASA 宇宙 背景 探査船( COBE ) 위성일 것이다. 한 極度로 等方性이고 均質한 背景의 初期 COBE 結果들에서 靈感을 얻은, 一連의 地上 및 風船 基盤 實驗들은 向後 10年 동안 더 작은 角度 스케일에서 CMB 非等方性을 定量化했다. 이 實驗들의 主要 目標는 첫 番째 音響 피크의 角度 스케일을 測定하는 것이는데, 이것을 위해서 COBE는 充分한 分解能을 갖지 못했다. 이러한 測定들은 宇宙 構造 形成의 先導的인 理論으로서의 宇宙 끈(cosmic string) 들을 排除할 수 있었고, 또한 宇宙 急膨脹 이 올바른 理論임을 示唆했다.

1990年代 동안에, 感度가 增加하면서 첫 番째 피크가 測定되었고 또한 2000年까지 BOOMERanG 實驗에서는 가장 높은 電力 變動이 約 1度 縮尺들에서 發生한다고 報告했다. 다른 宇宙論 데이터와 함께, 이러한 結果들은 宇宙의 幾何學이 平平하다는 것을 의미했다. VSA(超小型 어레이) , DASI(道 角度 縮尺 干涉計) 및 CBI(宇宙 背景 이미저) 를 包含하여 많은 地上 基盤 干涉計들은 向後 3年 동안 더 높은 正確度로 變動 測定値들을 提供했다. DASI는 CMB의 偏光을 最初로 感知했으며, CBI는 T-모드 스펙트럼과 位相이 맞지 않는다는 强力한 證據와 함께 最初의 E-모드 偏光 스펙트럼을 提供했다.

2001年 6月 NASA는 全體 하늘에서 大規模 非等方性을 훨씬 더 正確하게 測定하기 위해 두 番째 CMB 宇宙 任務인 WMAP를 發射했다. WMAP는 비 하늘 信號 노이즈를 最少化하기 위해 對稱, 高速 多衆 變造 스캐닝, 高速 스위칭 輻射計들을 使用했다. ^[55] 2003年에 公開된 이 任務의 첫 番째 結果는 다양한 宇宙 媒介 變數를 嚴格하게 制限하는 일도 未滿의 縮尺에서 各 파워 스펙트럼의 詳細한 測定値들었다. 그 結果들은 宇宙 急膨脹 및 다양한 다른 競爭 理論들로부터 豫想되는 것들과 廣範圍하게 一致하며, 또한 宇宙 마이크로파 背景(CMB)에 對한 NASA의 데이터 뱅크에서 仔細히 確認할 수 있다(아래 링크들 參照). WMAP은 CMB의 큰 規模의 角度 變動을 매우 正確하게 測定할 수 있었지만, 以前의 地上 干涉計들이 觀測했던 작은 規模의 變動을 測定할 수 있는 角度 分解能은 없었다.

세 番째 宇宙 任務인 유럽 宇宙局 (ESA) 플랑크 衛星 은 2009年 5月에 發射되었으며 또한 2013年 10月에 終了될 때까지 훨씬 더 仔細한 調査를 遂行했다. 플랑크는 HEMT(High-electron-mobility transistor) 輻射計와 볼로미터(bolometer) 技術을 모두 使用했고 WMAP보다 작은 縮尺으로 CMB를 測定했다. 그것의 探知機는 只今까지 작은 角度 縮尺에서 가장 精密한 測定을 遂行한 ACBAR(分刻 宇宙論 볼로미터 어레이 受信機) 實驗으로서의 南極 Viper 望遠鏡 과 Archeops 風船 望遠鏡에서 試驗되었다.

2013年 3月 21日, 플랑크 衛星 宇宙論 探査 背後의 유럽 主導 硏究팀은 宇宙 마이크로파 背景의 任務 前天地도( 565x318 jpeg , 3600x1800 jpeg Archived 2014年 11月 22日 - 웨이백 머신 )를 發表했다. ^{[83] [84]} 이 地圖는 宇宙가 硏究員들이 豫想한 것보다 若干 더 오래되었다는 것을 示唆한다. 그 指導에 따르면, 宇宙의 나이가 約 37萬年이 되었을 때 깊은 하늘에 溫度의 微妙한 變動들이 刻印되어 있었다. 그 자국은 宇宙의 存在 初期에 10 ³⁰ 分의 1秒에 發生한 잔물결들을 反映한다. 明白하게, 이 잔물결들은 銀河團 들과 暗黑物質 의 現在의 廣大한 宇宙 網(cosmic web) 이 생기도록 한 것이다. 2013年 데이터에 따르면, 宇宙는 4.9% 一般 物質 , 26.8% 暗黑物質 , 68.3% 暗黑 에너지 가 包含하고 있다. 2015年 2月 5日, 플랑크 任務에 依해서, 宇宙의 나이가 137億 9900 ± 2100 萬年이고 허블 常數 가 67.74 ± 0.46(km/s)/Mpc로 測定된 새로운 데이터가 發表되었다. ^[85]

南極의 南極 望遠鏡(South Pole Telescope) 과 提案된 Clover 프로젝트, 아타카마 宇宙論 望遠鏡(Atacama Cosmology Telescope) , 칠레의 QUIET 望遠鏡(QUIET telescope) 과 같은 追加 地上 基盤 裝備들은 衛星 觀測에서 얻을 수 없는 追加 데이터를 提供할 것이며, 아마 B 모드 偏光을 包含할 것이다.

데이터 縮小 및 分析 [ 編輯 ]

WMAP이나 플랑크와 같은 宇宙船에서 나온 美加工 CMBR 데이터는 宇宙 마이크로파 背景의 微細한 構造를 完全히 模糊하게 하는 前景 效果를 包含한다. 微細 規模 構造는 遠視 CMBR 데이터에 重疊되지만 美加工 데이터의 規模에서 보기에는 너무 작다. 가장 눈에 띄는 前景 效果는 CMBR 背景에 對한 太陽의 움직임으로 인해 發生하는 雙極子 非等方性이다. CMBR 背景의 微細 規模 構造를 特徵 짓는 極히 작은 變化들을 드러내기 위해서는 太陽에 對한 地球의 年間 運動과 銀河系 및 다른 곳의 수많은 마이크로파 소스로 因한 雙極子 非等方性 및 다른 것들을 빼야만 한다. CMBR 背景의 微細 規模 構造를 特徵 짓는 極히 작은 變化들을 알 수 있다.

地圖들, 한 角度 파워 스펙트럼 및 窮極的으로 宇宙論的 媒介 變數들을 生成하기 위한 CMBR 데이터의 詳細한 分析은 한 複雜하고 計算的으로 어려운 問題이다. 한 指導로부터 한 파워 스펙트럼을 計算하는 것은 原則的으로 簡單한 푸리에 變換 이지만, 하늘의 地圖를 球面 調和 函數 로 分解하는 것은, ^[86]

여기서 ${\displaystyle a_{\ell m}}$항은 平均 溫度를 測定하고 ${\displaystyle Y(\theta ,\varphi )}$항은 變動을 說明하며, 여기서 ${\displaystyle Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}$는 球面 調和 函數 를 나타내며 ℓ 은 多重劇 數이고 m 은 方位角 數이다.

角度 相關函數를 適用함으로써, 그 合計는 오직 ℓ 과 파워 스펙트럼 港 ${\displaystyle C\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle }$灣을 包含하는 式으로 축소핳 수 있다. 角진 括弧는 宇宙의 모든 觀測者에 對한 平均을 나타낸다. 宇宙는 均質하고 等方性이기 때문에 選好하는 觀測 方向이 없다. 따라서, C 는 m 으로부터 獨立的이다. 다른 ℓ 는 CMB의 多重劇 모멘트에 該當한다.

實際로 노이즈과 前景 소스의 影響을 考慮하는 것은 어렵다. 特히, 이러한 全景은 制動 輻射 , 싱크로트론 放射 , 마이크로파 帶域에서 放出하는 먼지 와 같은 銀河 放出에 依해 支配된다; 實際로는 銀河가 除去되야야 하므로, 全體 하늘 地圖가 아닌 한 CMB 指導가 生成된다. 또한 銀河들 및 性團들과 같은 點 소스들은 CMB 파워 스펙트럼의 짧은 스케일 構造를 歪曲하지 않도록 除去되야 하는 戰警의 또 다른 소스를 나타낸다.

많은 宇宙 媒介 變數에 對한 制約 條件들은 파워 스펙트럼에 미치는 影響에서 얻을 수 있으며 또한 結果들은 種種 마르코프 連鎖 몬테카를로 샘플링 技術들을 使用하여 計算된다.

CMBR 홀劇子 港 ( ℓ = 0) [ 編輯 ]

ℓ = 0 일 때 ${\displaystyle Y(\theta ,\varphi )}$ 항은 1로 줄어들고 여기에 남은 것이 바로 平均 溫度뿐이다. CMB. 이 "平均"을 CMB 홀劇子라고 불리며 또한 일 標準 偏差 信賴度로 約 T _γ = 2.7255 ± 0.0006 K ^[86] 의 한 平均 溫度를 갖는 것으로 觀測된다. 이 平均 溫度의 正確度는 다른 매핑 測定들에 依해 遂行되는 다양한 測定들로 인해 損傷될 수 있다. 이러한 測定들에는 COBE 衛星의 FIRAS 裝備와 같은 絶對 溫度 裝置가 必要하다. 測定된 kT _γ 는 0.234 meV 또는 4.6 × 10 ^?10   m _e c ² 에 該當한다. 이러한 溫度를 갖는 黑體의 光子 수 密度는 ${\textstyle n_{\gamma }={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}T_{\gamma }^{3}\approx \mathrm {411\,cm^{-3}} }$. 그것의 에너지 密度는 ${\textstyle \rho _{\gamma }={\frac {\pi ^{2}}{15}}T_{\gamma }^{4}\approx \mathrm {4.64\times 10^{-34}\,g{\cdot }cm^{-3}} \approx \mathrm {0.260\,eV{\cdot }cm^{-3}} }$, 그리고 臨界값에 對한 比率 密度는 Ω _γ = 5.38 × 10 ^?5 이다.

CMBR 雙極子 非等方性 (ℓ = 1) [ 編輯 ]

CMB 雙極子는 첫 番째 球面 調和 函數 (ℓ = 1)에 있는 가장 큰 非等方性을 나타낸다. ℓ = 1 일 때, ${\displaystyle Y(\theta ,\varphi )}$ 항은 하나의 코사인 函數로 減少하고 또한 따라서 振幅 變動을 符號化한다. CMB 雙極子의 振幅은 約 3.3621 ± 0.0010 mK 이다. ^[86] 宇宙는 均質하고 等方性이기 때문에 觀測者는 하늘의 모든 支店에서 溫度 T를 가진 黑體 스펙트럼을 볼 수 있다. 雙極子의 스펙트럼은 黑體 스펙트럼의 微分人 것으로 確認되었다.

CMB 雙極子는 프레임에 依存的이다. CMB 雙極子 모멘트는 또한 CMB를 向한 地球의 獨特한 움직임으로도 解釋될 수 있다. 그것의 振幅은 太陽系의 質量中心 周圍를 도는 地球 軌道로 인한 時間에 따라 달라진다. 이를 通해 雙極子 表現에 時間 從屬 港을 追加할 수 있다. 이 期間의 變造는 1年이며 ^{[86] [87]} COBE FIRAS가 遂行한 觀察과 一致한다. ^{[87] [88]} 雙極子 모멘트는 遠視 情報를 暗號化하지 않는다.

CMB 데이터에서 太陽은 CMB의 基準 프레임(CMB 停止 프레임 또는 움직임이 없는 基準 프레임이라고도 函)에 비해 368 ± 2km/s로 움직이는 것으로 보인다. CMB). 우리銀河를 包含하는 銀河軍人 局部銀河群 은 627 ± 22km/s의 速度로 銀河頃 ℓ = 276° ± 3°, b = 30° ± 3°方向으로 움직이고 있는 것으로 보인다. ^{[86] [13]} 이 움직임은 데이터의 非等方性을 招來한다(CMB는 反對 方向보다 移動 方向에서 若干 더 따뜻하게 나타남). ^[86] 이 溫度 變化에 對한 標準 解釋은 CMB에 對한 相對的인 움직임으로 인한 單純한 速度 赤色편이 및 靑色便易이지만 大體 宇宙 模型은 CMB에서 觀察된 雙極子 溫度 分布의 一部를 說明할 수 있다.

廣域 적回線 探査船 의 2021年 硏究는 높은 統計的 信賴度로 CMB 바等方性의 運動學的 解釋에 疑問을 提起한다. ^[89]

多重劇子 (ℓ ≥ 2) [ 編輯 ]

더 높은 多重劇者에서 CMB 溫度 地圖들에서의 溫度 變化 또는 ℓ ≥ 2는 再結合 時代 以前의 初期 宇宙에서 密度의 攝動들의 結果로 看做된다. 再結合 以前에는, 宇宙는 한 뜨겁고 密度가 높은 電子들와 重粒子들의 플라즈마로 構成되어 있었다. 이러한 뜨겁고 密度가 높은 環境에서는, 電子들과 陽性者들은 中性 原子들을 形成할 수 없었다. 그러한 初期 宇宙의 重粒子들은 高度로 이온化된 狀態로 남아 있었고 따라서 톰슨 産卵 效果를 통해 光子들과 密接하게 結合되었다. 이러한 現象들은 壓力과 重力 效果들이 서로 作用하였고 또한 光子-重粒子 플라즈마의 變動들을 發生시켰다. 再結合 時代 直後, 宇宙의 急速한 膨脹은 플라즈마가 冷却시켰고 또한 이러한 變動들은 오늘날 우리가 觀察하는 CMB 地圖들 "속으로 凍結"되었다. 상기 節次는 z ? 1100 附近의 한 赤色편이에서 일어났다. ^[86]

기타 異常 現象 [ 編輯 ]

WMAP에서 漸漸 더 精密해지는 데이터를 提供하면서, CMB가 매우 큰 規模의 非等方性들, 非正常的인 整列들 및 非가우스 分布들과 같은 異常 現象을 나타낸다는 主張이 많이 提起되었다. ^{[90] [91] [92]} 이들 中 가장 오래 持續된 것은 low-ℓ 多劇子 論爭이다. COBE 地圖에서도 四重極子(quadrupole) (ℓ=2, 球面 調和 函數)는 大爆發(빅뱅)의 豫測에 비해 振幅이 작은 것으로 觀測되었다. 特히, 四重極者와 팔中劇子(ℓ = 3) 모드는 黃道 面과 分店 들 둘 다에 對해 어떤 說明할 수 없는 整列을 갖는 것으로 나타난다. ^{[93] [94] [95]} 많은 그룹들이 이것이 觀測 可能한 가장 큰 規模에서 새로운 物理學의 特徵이 될 수 있다고 提案했다; 다른 그룹들은 데이터에서의 體系的 誤謬를 疑心한다. ^{[96] [97] [98]}

窮極的으로, 戰警과 宇宙 分散(cosmic variance) 問題로 인해 가장 큰 모드는 작은 角度 縮尺 모드만큼 잘 測定되지 않는다. 戰警들이 最大限 除去된 두 個의 地圖들에서 分析들이 遂行되었다: WMAP 協業의 "內部 線形 組合" 指導 및 맥스 테그마크 _{Max Tegmark} 等이 準備한 類似한 指導. ^{[49] [55] [99]} 以後 分析들은 이것들은 싱크로트론 放射 , 먼지 및 制動 輻射 放出과 홀劇子 및 雙極子에서의 實驗的 不確實性으로부터의 前景 汚染에 가장 脆弱한 모드들이 기울인 글씨 라고 指摘했다.

WMAP 파워 스펙트럼의 한 全體 베이즈 分析 은 ΛCDM 宇宙論 의 四重極子 豫測이 10% 水準에서 데이터와 一致하고 또한 觀測된 팔中極者는 注目할 만 것이 아님을 보여준다. ^[100] 全體 하늘 地圖에서 戰警을 除去하는 데 使用되는 節次를 注意 깊게 考慮하면 整列의 重要性이 約 5%까지 減少한다. ^{[101] [102] [103] [104]} WMAP보다 훨씬 더 敏感하고 角度 分解能이 더 큰 플랑크 望遠鏡 을 使用한 最近 觀測은 同一한 非正常을 記錄하고, 그래서 機器 誤謬(全面 汚染은 아님)가 排除된 것으로 보인다. ^[105] 偶然의 一致는 한 可能한 說明이며. WMAP 의 首席 科學者인 찰스 L. 베넷 _{Charles L. Bennett} 은 偶然과 人間 心理들이 관여되어 있다고 提案했다, "나는 若干의 어떤 心理的 效果가 있다고 생각한다; 사람들은 特異한 것들을 찾기를 願한다." ^[106]

未來의 鎭火 [ 編輯 ]

宇宙가 繼續 膨脹하고 어떤 對艦몰 , 빅 립 또는 다른 類似한 運命을 겪지 않는다고 假定하면, 宇宙 마이크로파 背景은 더 以上 感知할 수 없을 때까지 繼續 赤色 便易가 일어나며, ^[107] 처음 별빛 에 依해 生成된 것으로 代替되고, 그리고 아마도 나중에는 陽性子 崩壞 , 블랙홀의 蒸發 및 포지트로늄 崩壞와 같은 宇宙의 먼 未來에 일어날 수 있는 過程의 背景 複寫 場에 依해 代替될 수 있다. ^[108]

豫測, 發見 및 解釋의 年表 [ 編輯 ]

熱(비 마이크로파 背景) 溫度 豫測 [ 編輯 ]

• 1896年 ? 샤를 에두아르 기욤 은 "별의 複寫"를 5?6 K로 推定한다. ^[109]
• 1926年 - 아서 에딩턴 卿은 銀河에서 별빛 의 非熱輻射를 "...食 E = σT ⁴ 에 依해 이 密度에 該當하는 有效溫度는 絶對溫度 3.18°이다... 黑體"라고 推定한다. ^[110]
• 1930年代 - 宇宙論者 에리히 리제너 _{Erich Regener} 는 銀河에 있는 宇宙船의 卑劣 스펙트럼의 有效 溫度가 2.8 K라고 計算한다.
• 1931年 - 마이크로파 라는 用語가 印刷物에 처음 使用되었다: "18cm의 낮은 波長을 가진 實驗이 알려졌을 때, 마이크로파의 問題가 그렇게 빨리 解決되었다는 明白한 놀라움+理 있었다." Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934年 ? 리처드 톨먼 은 膨脹하는 宇宙의 黑體 輻射가 冷却되지만 熱을 維持한다는 것을 보여준다.
• 1938年 - 노벨賞 受賞者 발터 네른스트 는 宇宙船 溫度를 0.75 K로 재추정한다.
• 1946年 - 로버트 딕 은 "宇宙 物質로부터의 複寫"가 20 K 未滿일 것이라고 豫測하지만, 背景 放射線에 對해서는 言及하지 않았다. ^[111]
• 1946年 ? 조지 街모프 는 50 K (30億 年 된 宇宙라고 家庭)의 溫度를 計算하고, ^[112] "... 性間 空間의 實際 溫度와 合理的인 一致"라고 言及했지만, 背景 複寫에 對해서는 言及하지 않았다. ^[113]
• 1953年 - 에르빈 핀레이-프룬들리히 _{Erwin Finlay-Freundlich} 는 自身의 疲勞한 빛(tired light) 理論을 支持하기 위해, 擴張 宇宙論과 無限 宇宙論 사이의 仲裁者로서 電波 天文學을 提案하는 막스 보른 의 論評과 더불어 銀河間 空間의 黑體 溫度를 2.3 K로 導出한다. ^[114]

마이크로파 背景 複寫 豫測 및 測定 [ 編輯 ]

• 1941年 ? 앤드루 맥켈러 _{Andrew McKellar} 는 월터 시드니 애덤스가 B별에서 測定한 CN 二重線의 여기를 使用하여 宇宙 마이크로파 背景을 星間 媒質의 가장 차가운 構成 要素로 感知하여 "空間의 有效 溫度"(平均 볼로미터(bolometer) 溫度) 2.3 K를 發見했다. ^{[35] [115]}
• 1946年 ? 조지 街모프 는 50 K (30億 年 된 宇宙라고 家庭)의 溫度를 計算하고, ^[112] "... 性間 空間의 實際 溫度와 合理的인 一致"라고 言及했지만 背景 複寫에 對해서는 言及하지 않았다.
• 1948年 ? 랠프 앨퍼 와 로버트 허먼 은 "宇宙의 溫度"를 5 K로 推定한다. 그들이 背景 複寫에 對해 具體的으로 言及하지는 않았지만, 그것은 推論될 수 있다. ^[116]
• 1949年 - 랠프 앨퍼와 로버트 허먼은 溫度를 28 K로 다시 推定한다.
• 1953年 - 조지 街모프 는 7 K를 推定한다. ^[111]
• 1956年 ? 조지 街모프 는 6 K를 推定한다. ^[111]
• 1955年 - 難差異 라디오 天文臺(Nancay Radio Observatory) 의 에밀 르 壘 _{Emile Le Roux} 는 λ = 33 cm의 하늘 調査에서 3 K 플러스 마이너스 2에 가까운 等方性 背景 複寫를 報告했다. ^[111]
• 1957年 티그란 슈마오노프 _{Tigran Shmaonov} 는 "放射線 放出 背景의 絶對 有效 溫度는... 는 4±3 K이다."라고 報告한다. ^[117] "測定 結果 放射線 强度는 觀測 時間이나 方向과 無關했다... 이제 슈마오노프가 3.2 cm의 波長에서 宇宙 마이크로파 背景을 觀察했다는 것이 明白해졌다."라고 한것이 注目된다. ^{[118] [119]}
• 1960年代 - 로버트 딕 은 한 40 K의 마이크로파 背景 複寫 溫度를 재추정한다. ^{[111] [120]}
• 1964年 - 안드레이 道路슈케비치 _{Andrei Doroshkevich} 와 이고르 노비코프 는 街모프, 알퍼 및 헤르만이 豫測한 黑體 複寫에 對한 提案하는 짧은 論文을 發表했는데, 여기소 그들은 CMB 複寫 現象을 感知하는한 것으로 명명한다. ^[121]
• 1964年부터 1965年까지 아노 앨런 펜지어스 와 로버트 우드로 윌슨 은 約 3 K로 測定한다. 로버트 딕 , 제임스 피블스 , P. G. 롤 _Roll , 데이비드 토드 윌킨슨 은 이 複寫를 大爆發(빅뱅)의 信號로 解釋한다.
• 1966年 - 라이너 K. 삭스 _{Rainer K. Sachs} 와 아서 M. 울프 는 理論的으로 觀測者와 마지막 産卵 表面 사이의 重力 퍼텐셜 變化에 依해 生成되는 마이크로파 背景 變動 振幅을 豫測한다( 삭스-울프 效果(Sachs?Wolfe effect) 參照).
• 1968年 ? 마틴 리스 _{Martin Rees} 와 데니스 市아마 _{Dennis W. Sciama} 는 理論的으로 光子가 時間 依存的인 퍼텐셜 우물을 通過하면서 發生하는 마이크로파 背景 變動 振幅을 豫測한다.
• 1969年 - 라시드 수냐에프 와 야코프 젤圖비치 는 뜨거운 電子에 依한 마이크로파 背景 光子의 驛 컴프턴 産卵 을 硏究한다.( 수냐에프-젤도비치 效果 參照)
• 1983年 ? 케임브리지 傳播天文 그룹(Cambridge Radio Astronomy Group) 와 오웬스 밸리 電波天文臺(Owens Valley Radio Observatory) 의 硏究員들이 銀河團에서 수냐에프-젤도비치 效果 를 처음으로 感知한다.
• 1983年 - RELIKT-1 蘇聯의 CMB 바等方性 實驗이 始作되었다.
• 1990年 ? COBE 衛星의 FIRAS는 CMB 스펙트럼의 黑體 形態를 精巧한 精密度로 測定했으며, 마이크로파 背景이 거의 完璧한 黑體 스펙트럼을 가지고 있어 銀河間 媒質(intergalatic medium) 의 密度를 强하게 制限한다는 것을 보여준다.
• 1992年 1月 ? RELIKT-1 의 데이터를 分析한 科學者들은 모스크바 天體物理學 세미나에서 宇宙 마이크로파 背景에서 非等方性의 發見을 報告한다. ^[122]
• 1992年 ? COBE DMR의 데이터를 分析했던 科學者들은 宇宙 마이크로파 背景에서 非等方性 의 發見을 報告한다. ^[123]
• 1995年 - 宇宙 非等方性 望遠鏡(Cosmic Anisotropy Telescope, CAT) 은 宇宙 마이크로파 背景에 對한 最初의 高解像度 觀測을 遂行한다.
• 1999年 - TOCO, BOMEANG, Maxima Experiments으로부터 CMB 非等方性 角度 파워 스펙트럼에서의 音響 振動들의 첫 測定値들. BOOMERanG 實驗은 中間 解像度에서 더 높은 品質의 地圖를 만들고, 또한 宇宙가 "平平"하다는 것을 確認한다.
• 2002年 - DASI(Degree Angular Scale Interferometer) 에 依해 偏光 發見. ^[124]
• 2003年 - CBI가 獲得한 E-모드 偏光 스펙트럼. ^[125] CBI(Cosmic Background Imager) 와 VSA(Very Small Array) 는 高解像度(하늘의 작은 領域을 包含)에서 더 높은 品質의 地圖를 生成한다.
• 2003年 ? 윌킨슨 마이크로파 非等方性 探索機는 全體 하늘의 저解像度 및 中間 解像度에서 훨씬 더 높은 品質의 地圖를 生成한다(WMAP은 高解像度 데이터를 提供하지 않지만 BOOMERanG 의 中間 海上도 指導를 改善한다).
• 2004年 - CBI(Cosmic Background Imager) 가 獲得한 E-모드 偏光 스펙트럼. ^[126]
• 2004年 ? ACBAR(Arcminute 宇宙論 보로미터어레이 受信機) 는 WMAP에 依해 매핑되지 않은 高解像度 救助의 高品質 地圖를 生成한다.
• 2005年 - AMI(Arcminute Microkelvin Imager) 와 SZA(Sunyaev?Zel'dovich Array) 은 수냐에프-젤도비치 效果 를 利用하여 매우 높은 赤色편이 銀河團 에 對한 첫 調査를 始作한다.
• 2005年 - 랠프 A. 앨퍼 는 核合成에 對한 劃期的인 業績과 宇宙 膨脹이 背景 複寫를 남긴다는 豫測으로 인해 大爆發 理論의 模型을 提供한 功勞로 國家 科學 메달 을 受賞한다.
• 2006年 ? 오랫동안 기다려온, 以前의 分析을 確認하고, 몇 가지 事項을 修正하며 偏光 데이터를 包含하는, 3年 WMAP 結果가 發表된다.
• 2006年 ? COBE의 主要 硏究者들 中 두 名인 조지 스무트 와 존 매더 는 CMBR의 精密度를 測定한 功勞로 2006年에 노벨 物理學賞 을 受賞했다.
• 2006?2011年 ? WMAP 의 改善된 測定, 새로운 超新星 調査 EESSENCE와 SNLS, 슬론 디지털 全天探査 와 WiggleZ 의 重粒子 音響 振動은 ΛCDM 模型 과 繼續 一致한다.
• 2010年 - 플랑크 望遠鏡 의 最初 前天體 指導가 發表되었다.
• 2013年 - WMAP의 測定을 改善하고 훨씬 더 작은 規模까지 擴張하는, 플랑크 望遠鏡 의 改善된 前天體 指導가 發表된다.
• 2014年 3月 17日, BICEP2 의 天體物理學者들은 B-모드 파워 스펙트럼(power spectrum) 에서 急膨脹의 重力波 를 發見했다고 發表했는데, 이것이 確認되면 急膨脹 理論 에 對한 明確한 實驗的 證據를 提供할 것이다. ^{[68] [69] [70] [71] [73] [127]} 그렇지만, 2014年 6月 19日, 宇宙 急膨脹 結果를 確認하는 데 對한 信賴度가 낮아진 것으로 報告되었다. ^{[73] [76] [77]}
• 2015年 ? 2015年 1月 30日, 같은 BICEP2 所屬 天文學者 팀이 前年度 主張을 撤回했다. 유럽宇宙局 은 BICEP2와 플랑크의 結合된 데이터를 바탕으로 이 信號가 全的으로 銀河水의 먼지 에 起因한다고 發表했다. ^[128]
• 2018年 - 플랑크 望遠鏡 의, 大規模로 偏光 改善된 廁廳齒들을 갖는, 最終 데이터와 指導가 發表된다, ^[129]
• 2019年 - 플랑크 望遠鏡 의 2018年 最終 데이터 分析이 繼續 發表된다. ^[130]

大衆文化에서 [ 編輯 ]

• 《 스타게이트 유니버스 》 TV 시리즈 (2009-2011)에서는 CMBR의 패턴을 硏究하기 위해 한 古代(Ancients) 宇宙船 데스티니 가 製作되었는데, 이는 時間이 始作될 때부터 남겨진 遲刻的인 메시지이다. ^[131]
• 이언 스튜어트 와 & 잭 코헨 _{Jack Cohen} 의 小說 (2000) 《 윌러즈(Wheelers) 》에서 CMBR은 古代 文明의 暗號化된 電送으로 說明된다. 이것은 木星의 "블림프"들이 現在 觀察되는 宇宙의 나이보다 더 오래된 社會를 가질 수 있게 해준다. ^{[ 出處 必要 ]}
• 류츠신 의 2008年 小說 《 三體 》에서 한 外界 文明의 探査船은 文明이 CMBR 自體를 造作할 수 있는 힘이 있다고 믿도록 한 캐릭터를 속이기 위해 CMBR을 모니터링하는 裝備들을 損傷시킨다. ^[132]
• 2017年 스위스 20 프랑 紙幣(Swiss 20 francs bill) 는 여러 天體들의 거리를 羅列한다 - CMB는 430 · 10 ¹⁵ 狂草 로 言及된다. ^[133]
• 2021年 마블 시리즈 《 완다비전 》에서는 宇宙 마이크로파 背景 안에서 한 神祕로운 텔레비전 放送이 發見된다. ^[134]

같이 보기 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

追加 읽기 [ 編輯 ]

• Balbi, Amedeo (2008). The music of the big bang : the cosmic microwave background and the new cosmology . Berlin: Springer
• Durrer, Ruth (2008). The Cosmic Microwave Background . Cambridge University Press
• Evans, Rhodri (2015). The Cosmic Microwave Background: How It Changed Our Understanding of the Universe . Springer

外部 링크 [ 編輯 ]

• Student Friendly Intro to the CMB 學部 物理學 背景을 가진 사람들에게 적합한 宇宙 마이크로파 背景 電力 스펙트럼 分析에 對한 敎育學的, 段階別 紹介. 一般的인 온라인 사이트보다 더 깊이 있다. 宇宙論 텍스트보다는 密度가 낮다.
• CMBR Theme on arxiv.org
• Audio: Fraser Cain and Dr. Pamela Gay ? Astronomy Cast. The Big Bang and Cosmic Microwave Background ? October 2006
• Visualization of the CMB data from the Planck mission
• Copeland, Ed. "CMBR: Cosmic Microwave Background Radiation" . Sixty Symbols . Brady Haran for the University of Nottingham.