The Cosmic Microwave Background (CMB)

宇宙微波背景辐射 (CMB)

宇宙在大爆炸后约38万年变得透明时的遗留辐射

宇宙微波背景辐射（CMB）常被描述为我们能观测到的宇宙中最古老的光——一种微弱、几乎均匀的光辉，弥漫在整个空间。它起源于一个关键时期，大约在大爆炸后38万年，当时原始的电子和质子等离子体结合形成中性原子。在此之前，光子频繁地与自由电子散射，使宇宙不透明。一旦中性原子形成数量足够，散射变得不那么频繁，光子可以自由传播——这一时刻称为复合。这一时期释放的光子从那时起一直穿越空间，随着宇宙膨胀逐渐冷却并波长拉长。

如今，我们探测到这些光子作为微波辐射，具有几乎完美的黑体谱，温度约为2.725 K。研究CMB彻底改变了宇宙学，提供了关于宇宙组成、几何形状和演化的见解——从最早的密度波动孕育星系，到基本宇宙学参数的精确数值。

本文将涵盖：

  1. 历史发现
  2. 复合前后宇宙
  3. CMB的关键特性
  4. 各向异性和功率谱
  5. 主要的CMB实验
  6. 来自CMB的宇宙学约束
  7. 当前和未来的任务
  8. 结论

2. 历史发现

2.1 理论预测

早期宇宙是炽热且致密的观点可以追溯到20世纪40年代George Gamow、Ralph Alpher和Robert Herman的工作。他们意识到，如果宇宙起始于“炽热的大爆炸”，那么那个时代最初释放的辐射应该仍然存在，但已冷却并红移到微波区域。他们预测了一个温度为几开尔文的黑体谱，但这些预测最初并未引起广泛的实验关注。

2.2 观测发现

1964年至1965年，贝尔实验室的阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊正在调查一个高度灵敏的喇叭形无线电天线中的噪声源。他们偶然发现了一种持续存在的背景噪声，该噪声各向同性（在所有方向上相同），且无论如何校准都不会减弱。与此同时，普林斯顿大学的一个团队（由罗伯特·迪克和吉姆·皮布尔斯领导）正准备寻找早期宇宙预测的“残余辐射”。两组人员一旦联系起来，便清楚彭齐亚斯和威尔逊发现了CMB（Penzias & Wilson, 1965 [1]）。这一发现使他们获得了1978年诺贝尔物理学奖，并巩固了大爆炸模型作为宇宙起源的主导理论。

3. 复合前及复合期间的宇宙

3.1 原始等离子体

在大爆炸后的最初几十万年内，宇宙充满了由质子、电子、光子和（较少量的）氦核组成的高温等离子体。光子不断与自由电子散射（这一过程称为汤姆逊散射），使宇宙实际上是不透明的——类似于光线难以穿透太阳等离子体。

3.2 复合

随着宇宙膨胀，它逐渐冷却。大爆炸后约38万年，温度降至大约3000 K。在这些能量下，电子可以与质子结合形成中性氢原子——这一过程称为复合。一旦自由电子被束缚在中性原子中，光子散射显著减少，宇宙变得对辐射透明。我们今天测量到的CMB光子就是在这一时刻释放的光子，尽管它们已经旅行并红移了超过130亿年。

3.3 最后散射面

光子最后显著散射的时代被称为最后散射面。实际上，复合过程并非瞬时事件；大多数电子与质子结合需要一定的时间（和红移区间）。即便如此，我们可以将此过程近似为时间上的一个相对薄的“壳层”——我们探测到的CMB的起源点。

4. 宇宙微波背景辐射的关键性质

4.1 黑体光谱

关于宇宙微波背景辐射（CMB）最引人注目的观察之一是它几乎完美地遵循黑体分布，温度约为2.72548 K（由COBE-FIRAS仪器精确测量 [2]）。这是迄今为止测量得最精确的黑体光谱。几乎完美的黑体特性强烈支持大爆炸模型：一个高度热平衡的早期宇宙，经历了绝热膨胀和冷却。

4.2 各向同性与均匀性

早期观测显示CMB几乎是各向同性的（所有方向强度相同），精度约为105分之一。这种近乎均匀性意味着宇宙在复合时非常均匀且处于热平衡状态。然而，微小的各向同性偏差——称为各向异性——至关重要。它们代表了结构形成的最早种子。

5. 各向异性与功率谱

5.1 温度波动

1992年，COBE-DMR（差分微波辐射计）实验探测到CMB中10−5级别的小温度波动。这些波动被绘制成天空的“温度图”，显示出对应早期宇宙中稍微密集或稀疏区域的微小“热”点和“冷”点。

5.2 声学振荡

在复合之前，光子和重子（质子和中子）紧密耦合，形成了一个光子-重子流体。密度波（声学振荡）在该流体中传播，由引力向内拉动物质和辐射压力向外推动驱动。当宇宙变得透明时，这些振荡被“冻结”，在CMB功率谱中留下特征峰值——衡量温度波动随角尺度变化的指标。关键特征包括：

  • 第一声学峰：与在复合前有时间完成半个振荡的最大模式相关；提供宇宙几何的测量。
  • 后续峰值：提供关于重子密度、暗物质密度及其他宇宙学参数的信息。
  • 阻尼尾：在非常小的角尺度上，波动因光子扩散（Silk阻尼）而被阻尼。

5.3 极化

除了温度波动外，CMB由于各向异性辐射场中的汤姆孙散射而部分极化。主要有两种极化模式：

  • E模极化：由标量密度扰动产生；2002年由DASI实验首次探测到，并由WMAP和Planck精确测量。
  • B模极化：可能源自原始引力波（例如来自暴胀）或E模的透镜效应。原始B模的探测可能是暴胀的“确凿证据”。虽然透镜B模已被探测到（例如POLARBEAR、SPT和Planck合作项目），但对原始B模的搜索仍在继续。

6. 主要的CMB实验

6.1 COBE（宇宙背景探测者）

  • 由NASA于1989年发射。
  • FIRAS仪器以极高精度确认了CMB的黑体特性。
  • DMR仪器首次探测到大尺度温度各向异性。
  • 在确立大爆炸理论无可置疑方面取得重大进展。
  • 首席研究员John Mather和George Smoot因其在COBE上的工作获得了2006年诺贝尔物理学奖。

6.2 WMAP（威尔金森微波各向异性探测器）

  • 由NASA于2001年发射。
  • 提供了详细的全天空CMB温度（及后期极化）图，角分辨率达到约13角分。
  • 以前所未有的精度精炼了关键宇宙学参数，例如宇宙年龄、哈勃常数、暗物质密度和暗能量比例。

6.3 Planck（ESA任务）

  • 运行时间为2009年至2013年。
  • 相比WMAP，角分辨率提高（达到约5角分）且温度灵敏度增强。
  • 在多个频率（30–857 GHz）下绘制了全天空的温度和极化各向异性图。
  • 制作了迄今为止最详细的CMB图，进一步缩小了宇宙学参数范围，并为ΛCDM模型提供了有力确认。

7. 来自CMB的宇宙学约束

多亏了这些任务（以及其他任务），CMB现在成为约束宇宙学参数的基石：

  1. 宇宙的几何形状：第一个声学峰的位置表明宇宙空间几乎是平坦的（Ωtotal ≈ 1）。
  2. 暗物质：声学峰的相对高度约束了暗物质密度（Ωc）与重子物质密度（Ωb）的比例。
  3. 暗能量：结合CMB数据与其他观测（如超新星距离和重子声学振荡）确定宇宙中暗能量的比例（ΩΛ）。
  4. 哈勃常数 (H0)：声学峰的角尺度测量提供了H0的间接确定。当前基于CMB的结果（来自Planck）表明H0 ≈ 67.4 ± 0.5 km s−1 Mpc−1，但这与一些局部距离阶梯测量得到的H0 ≈ 73存在矛盾。解决这一被称为哈勃张力的分歧是当前宇宙学研究的重点。
  5. 暴胀参数：原始涨落的振幅和谱指数（As，ns）由CMB各向异性约束，对暴胀模型施加限制。

8. 当前和未来任务

8.1 地面和气球载观测

继WMAP和Planck之后，许多高灵敏度的地面和气球载望远镜继续深化我们对CMB温度和极化的理解：

  • 阿塔卡马宇宙学望远镜 (ACT) 和 南极望远镜 (SPT)：大型口径望远镜，设计用于测量小尺度 CMB 各向异性和极化。
  • 气球载实验：如 BOOMERanG、Archeops 和 SPIDER，它们从近太空高度提供高分辨率测量。

8.2 寻找 B 模式

诸如 BICEP、POLARBEAR 和 CLASS 等项目专注于检测或限制 B 模式极化。如果原初 B 模式在某一水平上得到确认，它们将提供暴胀时期引力波的直接证据。尽管早期声称（例如 2014 年的 BICEP2）后来被归因于银河尘埃污染，但对清晰检测暴胀 B 模式的追求仍在继续。

8.3 下一代任务

  • CMB-S4：一个计划中的地面项目，将部署大量望远镜阵列，旨在以前所未有的灵敏度测量 CMB 极化，尤其是在小角尺度上。
  • LiteBIRD（计划中的 JAXA 任务）：一颗专门测量大尺度 CMB 极化的卫星，特别是寻找原初 B 模式的特征。
  • CORE（拟议的 ESA 任务，当前未被选中）：将提升 Planck 的极化灵敏度。

9. 结论

宇宙微波背景辐射为我们提供了观察早期宇宙的独特窗口——回溯到宇宙仅有数十万年历史的时候。对其温度、极化和微小各向异性的测量证实了大爆炸模型，确立了暗物质和暗能量的存在，并为我们提供了一个精确的宇宙学框架，即 ΛCDM。此外，CMB 继续推动物理学的前沿：从寻找原初引力波和检验暴胀模型，到研究与哈勃张力及其他相关的新物理可能性。

随着未来实验灵敏度和角分辨率的提升，我们预计将获得更加丰富的宇宙学数据。无论是精炼我们对暴胀的认识，确定暗能量的本质，还是揭示新物理的微妙特征，CMB 依然是现代天体物理学和宇宙学中最强大且富有启发性的工具之一。

参考文献与进一步阅读

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “在 4080 Mc/s 处测量过量天线温度。” 天体物理学杂志, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “通过 COBE FIRAS 仪器测量宇宙微波背景辐射谱。” 天体物理学杂志, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “COBE DMR 首年地图中的结构。” 天体物理学杂志快报, 396, L1–L5. [链接]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “九年威尔金森微波各向异性探测器 (WMAP) 观测：最终地图与结果。” 天体物理学杂志增刊系列, 208, 20. [链接]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 结果. VI. 宇宙学参数。” 天文学与天体物理学, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). 寻找大爆炸。剑桥大学出版社。– 关于CMB发现及其重要性的历史与科学视角。
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). 早期宇宙。 Addison-Wesley。– 全面论述早期宇宙物理及CMB的作用。
  8. Mukhanov, V. (2005). 宇宙学的物理基础。 剑桥大学出版社。– 深入讨论宇宙暴胀、CMB各向异性及现代宇宙学的理论基础。

 

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