The Cosmic Microwave Background (CMB)

Kosminen mikroaaltotausta (CMB)

Jäännössäteily siitä, kun maailmankaikkeus muuttui läpinäkyväksi noin 380 000 vuotta Suuren Poksahduksen jälkeen

Kosminen mikroaaltotaustasäteily (CMB) kuvataan usein vanhimmaksi valoksi, jonka voimme havaita maailmankaikkeudessa – himmeäksi, lähes tasaiseksi hehkuksi, joka läpäisee koko avaruuden. Se sai alkunsa ratkaisevalla aikakaudella, noin 380 000 vuotta Suuren Poksahduksen jälkeen, kun alkuaikojen elektronien ja protonien plasma yhdistyi muodostaen neutraaleja atomeja. Tätä ennen fotonit siroutuivat usein vapaiden elektronien kanssa, tehden maailmankaikkeudesta läpinäkymättömän. Kun neutraaleja atomeja muodostui riittävästi, sironta väheni ja fotonit pystyivät kulkemaan vapaasti – tätä hetkeä kutsutaan rekombinaatioksi. Tällä aikakaudella vapautuneet fotonit ovat matkustaneet avaruuden halki siitä lähtien, jäähtyen ja pitenien aallonpituudeltaan maailmankaikkeuden laajentuessa.

Nykyään havaitsemme nämä fotonit mikroaaltosäteilynä, jolla on lähes täydellinen mustan kappaleen spektri noin 2,725 K:n lämpötilassa. CMB:n tutkiminen on mullistanut kosmologian, tarjoten näkemyksiä maailmankaikkeuden koostumuksesta, geometriasta ja kehityksestä – varhaisimmista tiheysvaihteluista, jotka kylvivät galakseja, aina peruskosmologisten parametrien tarkkoihin arvoihin saakka.

Tässä artikkelissa käsittelemme:

  1. Historiallinen löytö
  2. Maailmankaikkeus ennen ja rekombinaation aikana
  3. CMB:n keskeiset ominaisuudet
  4. Anisotropiat ja tehonspektri
  5. Suurimmat CMB-kokeet
  6. Kosmologiset rajoitukset CMB:stä
  7. Nykyiset ja tulevat tehtävät
  8. Yhteenveto

2. Historiallinen löytö

2.1 Teoreettiset ennusteet

Ajatus siitä, että varhainen maailmankaikkeus oli kuuma ja tiheä, juontaa juurensa George Gamowin, Ralph Alpherin ja Robert Hermanin työhön 1940-luvulla. He ymmärsivät, että jos maailmankaikkeus alkoi "kuumana Suurena Poksahduksena", tuolloin vapautunut säteily pitäisi yhä olla olemassa, mutta jäähtyneenä ja punasiirtyneenä mikroaaltovyöhykkeelle. He ennustivat mustan kappaleen spektrin muutaman kelvinin lämpötilassa, mutta nämä ennusteet eivät aluksi saaneet laajaa kokeellista huomiota.

2.2 Havainnollinen löytö

Vuonna 1964–1965 Arno Penzias ja Robert Wilson Bell Labsissa tutkivat kohinan lähteitä erittäin herkällä, torvimaisella radioantennilla. He törmäsivät pysyvään taustakohinaan, joka oli isotrooppinen (sama kaikkiin suuntiin) eikä heikentynyt kalibrointiyrityksistä huolimatta. Samanaikaisesti Princetonin yliopiston ryhmä (johtajinaan Robert Dicke ja Jim Peebles) valmistausi etsimään ennustettua ”jäännössäteilyä” varhaisesta maailmankaikkeudesta. Kun ryhmät yhdistivät voimansa, kävi ilmi, että Penzias ja Wilson olivat löytäneet CMB:n (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Tämä löytö toi heille vuoden 1978 fysiikan Nobelin palkinnon ja vahvisti alkuräjähdysmallin johtavaksi teoriaksi kosmisista alkuperistä.

3. Maailmankaikkeus ennen ja rekombinaation aikana

3.1 Primordiaalinen plasma

Ensimmäisten satojen tuhansien vuosien aikana alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus oli täynnä kuumaa plasmaa, joka koostui protoneista, elektroneista, fotoneista ja (vähäisemmässä määrin) heliumytimistä. Fotonit siroutuivat jatkuvasti vapaiden elektronien kanssa (prosessia kutsutaan Thomsonin sironnaksi), tehden maailmankaikkeudesta käytännössä läpinäkymättömän—samoin kuin valo ei pääse helposti Auringon plasmaa läpi.

3.2 Rekombinaatio

Kun maailmankaikkeus laajeni, se jäähtyi. Noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen lämpötila oli laskenut noin 3 000 K:iin. Näissä energioissa elektronit pystyivät yhdistymään protonien kanssa muodostaen neutraaleja vetyatomeja —prosessi, jota kutsutaan rekombinaatioksi. Kun vapaat elektronit sitoutuivat neutraaleihin atomeihin, fotonien sironta väheni dramaattisesti ja maailmankaikkeus muuttui säteilyn suhteen läpinäkyväksi. Tänään mittaamamme CMB-fotonit ovat samat fotonit, jotka vapautuivat tässä hetkessä, vaikka ne ovat matkustaneet ja punasiirtyneet yli 13 miljardia vuotta.

3.3 Viimeisen sironnan pinta

Ajanjaksoa, jolloin fotonit viimeksi siroutuivat merkittävästi, kutsutaan viimeisen sironnan pinnaksi. Käytännössä rekombinaatio ei ollut hetkellinen tapahtuma; suurimman osan elektronien sitoutuminen protoneihin kesti jonkin verran aikaa (ja punasiirtymäväliä). Siitä huolimatta voimme likimääräistää tämän prosessin suhteellisen ohuena ”kuorena” ajassa—CMB:n havaitsemamme alkuperäispisteenä.

4. CMB:n keskeiset ominaisuudet

4.1 Mustan kappaleen spektri

Yksi merkittävimmistä havainnoista CMB:stä on, että se noudattaa lähes täydellistä mustan kappaleen jakaumaa, jonka lämpötila on noin 2.72548 K (mitattu tarkasti COBE-FIRAS-instrumentilla [2]). Tämä on tarkin koskaan mitattu mustan kappaleen spektri. Lähes täydellinen mustan kappaleen luonne tukee vahvasti alkuräjähdysmallia: erittäin termalisoitunut, varhainen maailmankaikkeus, joka laajeni ja jäähtyi adiabaattisesti.

4.2 Isotropia ja homogeenisuus

Varhaiset havainnot osoittivat, että CMB oli lähes isotrooppinen (sama intensiteetti kaikkiin suuntiin) noin yhdellä osalla 105. Tämä lähes yhtenäisyys viittasi siihen, että universumi oli hyvin homogeeninen ja lämpötasapainossa rekombinaation aikaan. Kuitenkin pienet poikkeamat isotropiasta—tunnetaan nimellä anisotropiat—ovat ratkaisevia. Ne edustavat rakenteenmuodostuksen varhaisimpia siemeniä.

5. Anisotropiat ja tehonspektri

5.1 Lämpötilavaihtelut

Vuonna 1992 COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) -koe havaitsi pieniä lämpötilavaihteluita CMB:ssä tasolla 10−5. Nämä vaihtelut kartoitetaan taivaan "lämpökartassa", joka näyttää pieniä "kuumia" ja "kylmiä" pisteitä, jotka vastaavat hieman tiheämpiä tai harvempia alueita varhaisessa universumissa.

5.2 Akustiset värähtelyt

Ennen rekombinaatiota fotonit ja baryonit (protonit ja neutronit) olivat tiiviisti kytkeytyneitä muodostaen fotonibaryonisen nesteen. Tiheysaaltoja (akustisia värähtelyjä) kulki tässä nesteessä, joita ohjasivat gravitaation vetovoima aineen sisäänpäin ja säteilypaine ulospäin. Kun universumi muuttui läpinäkyväksi, nämä värähtelyt "jäätyivät", jättäen ominaispiirteiset huiput CMB:n tehonspektriin—mitta, joka kuvaa lämpötilavaihtelujen vaihtelua kulmaskaaloilla. Keskeisiä piirteitä ovat:

  • Ensimmäinen akustinen huippu: Liittyy suurimpaan tilaan, joka ehti suorittaa puoli värähtelyä ennen rekombinaatiota; tarjoaa mittauksen universumin geometriasta.
  • Seuraavat huiput: Antavat tietoa baryonitiheydestä, pimeän aineen tiheydestä ja muista kosmologisista parametreista.
  • Vaimentava häntä: Erittäin pienillä kulmaskaaloilla vaihtelut vaimenevat fotonidiffuusion (Silkin vaimennus) takia.

5.3 Polarisaatio

Lämpötilavaihtelujen lisäksi CMB on osittain polarisoitunut Thomsonin sironnan vuoksi anisotrooppisessa säteilykentässä. On kaksi pääpolarisaatiotilaa:

  • E-moodin polarisaatio: Syntyy skalaaritiheysheilahteluista; havaittiin ensimmäisen kerran DASI-kokeessa vuonna 2002 ja mitattiin tarkasti WMAP:n ja Planckin toimesta.
  • B-moodin polarisaatio: Voisi johtua alkuperäisistä gravitaatioaalloista (esim. inflaatiosta) tai E-moodien linsseilystä. Alkuperäisten B-moodien havaitseminen voisi olla "savukivääri" inflaatiolle. Vaikka linsseilyn B-moodit on havaittu (esim. POLARBEAR, SPT ja Planck -yhteistyöt), alkuperäisten B-moodien etsintä jatkuu.

6. Suuret CMB-kokeet

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Laukaistu vuonna 1989 NASA:n toimesta.
  • FIRAS instrumentti vahvisti CMB:n mustan kappaleen luonteen poikkeuksellisen tarkasti.
  • DMR instrumentti havaitsi ensimmäisenä laajamittaiset lämpötilan anisotropiat.
  • Merkittävä askel eteenpäin Big Bang -teorian vakiinnuttamisessa epäilyksen ulkopuolelle.
  • Päätekijät John Mather ja George Smoot saivat Nobelin fysiikan palkinnon (2006) työstä COBE:n parissa.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Laukaistiin vuonna 2001 NASA:n toimesta.
  • Tarjosi yksityiskohtaiset koko taivaan kartat CMB:n lämpötilasta (ja myöhemmin polarisaatiosta), saavuttaen kulmaresoluution noin 13 kaariminuuttiin.
  • Tarkensi keskeisiä kosmologisia parametreja ennennäkemättömällä tarkkuudella, esim. universumin ikä, Hubble'n vakio, pimeän aineen tiheys ja pimeän energian osuus.

6.3 Planck (ESA:n tehtävä)

  • Toimi vuosina 2009–2013.
  • Parannettu kulmaresoluutio (noin 5 kaariminuuttiin asti) ja lämpötilaherkkyys verrattuna WMAPiin.
  • Kartoitettu lämpötila- ja polarisaatioanisotroopit koko taivaalla useilla taajuuksilla (30–857 GHz).
  • Tuotti tähän asti yksityiskohtaisimmat CMB-kartat, kaventaen kosmologisia parametreja entisestään ja tarjoten vahvan vahvistuksen ΛCDM-mallille.

7. Kosmologiset rajoitukset CMB:stä

Näiden tehtävien (ja muiden) ansiosta CMB on nyt kulmakivi kosmologisten parametrien rajoittamisessa:

  1. Universumin geometria: Ensimmäisen akustisen huipun sijainti viittaa siihen, että universumi on hyvin lähellä spatiaalista tasaisuutta (Ωtotal ≈ 1).
  2. Pimeä aine: Akustisten huippujen suhteelliset korkeudet rajoittavat pimeän aineen tiheyttä (Ωc) verrattuna baryoniseen aineeseen (Ωb).
  3. Pimeä energia: Yhdistämällä CMB-dataa muihin havaintoihin (kuten supernovien etäisyydet ja baryonisten akustisten värähtelyjen mittaukset) määritetään pimeän energian osuus (ΩΛ) universumissa.
  4. Hubble'n vakio (H0): Akustisten huippujen kulma-asteikon mittaukset antavat epäsuoran määrityksen H0:lle. Nykyiset CMB-pohjaiset tulokset (Planckilta) viittaavat H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, vaikka tämä on ristiriidassa joidenkin paikallisten etäisyysportaan mittausten kanssa, jotka löytävät H0 ≈ 73. Tämän ristiriidan ratkaiseminen—tunnetaan nimellä Hubble-tension—on keskeinen nykyisen kosmologisen tutkimuksen kohde.
  5. Inflaatioparametrit: Primaaristen vaihteluiden amplitudia ja spektri-indeksiä (As, ns) rajoittavat CMB:n anisotroopit, asettaen rajoja inflaatiomalleille.

8. Nykyiset ja tulevat tehtävät

8.1 Maassa ja ilmapallolla tehtävät havainnot

WMAPin ja Planckin jälkeen useat korkean herkkyyden maassa ja ilmapallolla toimivat teleskoopit jatkavat CMB:n lämpötilan ja polarisaation ymmärryksen tarkentamista:

  • Atacama Cosmology Telescope (ACT) ja South Pole Telescope (SPT): Suurilla aukkoilla varustetut kaukoputket, jotka on suunniteltu mittaamaan pienimuotoisia CMB-anisotropioita ja polarisaatiota.
  • Ilmapallokokeet: Kuten BOOMERanG, Archeops ja SPIDER, jotka tarjoavat korkean resoluution mittauksia lähes avaruuden korkeuksista.

8.2 B-moodien etsintä

Hankkeet kuten BICEP, POLARBEAR ja CLASS keskittyvät B-moodin polarisaation havaitsemiseen tai rajoittamiseen. Jos alkuräjähdysaikaiset B-moodit vahvistetaan tietylle tasolle, ne tarjoaisivat suoran todisteen inflaation aikaisista gravitaatioaalloista. Vaikka varhaiset väitteet (esim. BICEP2 vuonna 2014) myöhemmin osoittautuivat galaktisen pölyn aiheuttamiksi, puhtaan inflaatiob-moodien havaitsemisen etsintä jatkuu.

8.3 Seuraavan sukupolven missiot

  • CMB-S4: Suunniteltu maanpäällinen hanke, joka ottaa käyttöön suuren joukon kaukoputkia, tavoitteena mitata CMB-polarisaatiota ennennäkemättömällä herkkyydellä, erityisesti pienillä kulmaskaaloilla.
  • LiteBIRD (suunniteltu JAXA:n missio): Satelliitti, joka on omistettu mittaamaan laajamittaista CMB-polarisaatiota, erityisesti etsien alkuräjähdysaikaisten B-moodien merkkejä.
  • CORE (ehdotettu ESA:n missio, ei tällä hetkellä valittu): Parantaisi Planckin polarisaatioherkkyyttä.

9. Yhteenveto

Cosmic Microwave Background tarjoaa ainutlaatuisen ikkunan varhaiseen maailmankaikkeuteen — aikaan, jolloin se oli vain muutaman sadantuhannen vuoden ikäinen. Sen lämpötilan, polarisaation ja pienten anisotropioiden mittaukset ovat vahvistaneet alkuräjähdysmallin, osoittaneet pimeän aineen ja pimeän energian olemassaolon sekä antaneet meille tarkan kosmologisen kehyksen, joka tunnetaan nimellä ΛCDM. Lisäksi CMB jatkaa fysiikan rajojen työntämistä: alkuräjähdysaikaisten gravitaatioaaltojen etsinnästä ja inflaatiomallien testaamisesta aina mahdollisen uuden fysiikan tutkimiseen, joka liittyy Hubble-jännitteeseen ja sen yli.

Kun tulevat kokeet parantavat herkkyyttä ja kulmaresoluutiota, odotamme entistä rikkaampaa kosmologista tietoa. Olipa kyse inflaation tuntemuksemme tarkentamisesta, pimeän energian luonteen määrittämisestä tai uusien fysiikan ilmiöiden hienovaraisten merkkien paljastamisesta, CMB on edelleen yksi voimakkaimmista ja valaisevimmista työkaluista nykyaikaisessa tähtitieteessä ja kosmologiassa.

Viitteet ja lisälukemista

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). ”Ylimääräisen antennilämpötilan mittaus taajuudella 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). ”Cosmic Microwave Background -spektrin mittaus COBE FIRAS -instrumentilla.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Link]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Link]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – Historialliset ja tieteelliset näkökulmat CMB:n löytämiseen ja merkitykseen.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Kattava käsittely varhaisen universumin fysiikasta ja CMB:n roolista.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Syvällinen keskustelu kosmisesta inflaatiosta, CMB:n anisotropioista ja modernin kosmologian teoreettisista perusteista.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin