ดาราศาสตร์

ทำความเข้าใจความผันผวนในแผนที่ CMB

ทำความเข้าใจความผันผวนในแผนที่ CMB


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ถ้าฉันเข้าใจถูกต้อง ความผันผวนของ CMB นั้นเป็นผลมาจากโฟตอน "โปรตอนสุดท้าย" เมื่ออิเล็กตรอนมารวมกันกับนิวเคลียส ซึ่งก่อนหน้านั้นจะสร้างพลาสมา CMB เป็นหนึ่งในสิ่งอื่น ๆ ที่ใช้ในการเห็นความผันผวนของความหนาแน่นของสสารในยุคแรก ๆ ของเอกภพยุคแรกใช่ไหม?

แล้วมันเห็นได้อย่างไร? ส่วนที่อุ่นกว่าในแผนที่ซึ่งมีสสารหนาแน่นที่สุดหรือไม่ และจุดเหล่านี้อุ่นขึ้นเพราะมีโฟตอนจำนวนมากขึ้นจากจุดนั้นหรือเพราะเหตุผลอื่น


แอนไอโซโทรปีใน CMB เกิดจากผลกระทบสี่ประการ สาม ที่ พื้นผิวของการกระเจิงสุดท้าย (SoLS) และหนึ่ง หลังจาก:

  1. ความแตกต่างของอุณหภูมิ
    • บริเวณที่มีความหนาแน่นมากขึ้นจะถูกบีบอัดมากขึ้นและร้อนขึ้นโดยเฉลี่ย ดังนั้นความหนาแน่นเกินจะส่งผลให้จุดที่ร้อนขึ้นโดยมีความผันผวนเป็นเศษส่วน $เดลต้า T/T_0$.
  2. การเปลี่ยนแปลงความโน้มถ่วง
    • โฟตอนปีนขึ้น (หรือล้มลง) ศักย์โน้มถ่วง $phi$ ของ SoLS ของพวกเขาจะสูญเสีย (หรือได้รับ) พลังงาน ดังนั้น ความหนาแน่นที่มากเกินไปจะส่งผลให้จุดที่เย็นกว่า และความหนาแน่นที่น้อยเกินไปในจุดที่ร้อนกว่า เอฟเฟกต์นี้เรียกอีกอย่างว่าเอฟเฟกต์ Sachs-Wolfe ที่ไม่ได้รวมเข้าด้วยกัน และเปลี่ยนอุณหภูมิโดย $Delta T = phi/3c^2$ที่ไหน $c$ คือความเร็วแสง
  3. Doppler shift
    • SoLS มีการเคลื่อนไหวจำนวนมาก $mathbf{v}$. โดยทั่วไป ความหนาแน่นเกินจะมีก๊าซเข้ามา ดังนั้นจึงส่งผลให้จุดที่เย็นกว่า ในทิศทาง $hat{mathbf{n}}$ความแตกต่างของอุณหภูมิจะเป็น temperature $Delta T = T_0 mathbf{v}/c$.
  4. เอฟเฟกต์ Sachs-Wolfe แบบบูรณาการ
    • หากหลุมที่มีศักยภาพตื้นขึ้นทันเวลา (ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างการควบคุมพลังงานมืด) โฟตอนจะได้รับ blueshift สุทธิในการข้ามบ่อน้ำและ CMB จะร้อนขึ้น สิ่งนี้ทำให้อุณหภูมิแตกต่างของ $Delta T = 2Deltaphi/c^2$ที่ไหน $เดลต้าphi$ คือการเปลี่ยนแปลงของศักย์ไฟฟ้าในขณะที่โฟตอนเคลื่อนที่ผ่านศักย์ไฟฟ้าได้ดี

ความผันผวนของอุณหภูมิทั้งหมดเป็นผลรวมของเงื่อนไขเหล่านี้ทั้งหมด โดยทั่วไป การเปลี่ยนแนวโน้มถ่วงจะมีผลเหนือความแตกต่างของอุณหภูมิ ซึ่งจะมีผลเหนือการเปลี่ยนแปลงดอปเปลอร์

การทบทวนความผันผวนของ CMB ได้รับจาก Challinor (2013)


15.3: การสังเกตการเปลี่ยนแปลงในCMB

นักเรียนบางคนเพิ่งไปบรรยายสาธารณะโดยนักจักรวาลวิทยาแสดงแผนที่ของ CMB นักเรียนกำลังคุยกันว่าสีในแผนที่หมายถึงอะไร

  • คริสตัล: ฉันไม่รู้ว่าแผนที่นั้นแสดงอะไร สำหรับฉันดูเหมือนว่าชีสสวิส
  • เลนนี่: ฉันรู้ว่ามันเป็นไฟไมโครเวฟไม่ใช่แสงปกติ ดังนั้นสีที่ต่างกันจึงสามารถใช้แทนสีอื่นได้ ฉันแค่ไม่รู้ว่าอะไร
  • มารีแอนน์: ฉันคิดว่ามันเป็นแผนที่ว่ากาแล็กซีอยู่ที่ไหน เหมือนจุดแต่ละจุดนั้นเป็นกาแล็กซี่
  • นาซีร์: สำหรับฉันมันดูไม่เหมือนกาแล็กซี

เมื่อนักวิทยาศาสตร์พิจารณาการกระจายเชิงพื้นที่ของ CMB อย่างละเอียด พวกเขาสังเกตเห็นว่าการซ้อนทับบนพื้นหลังที่เกือบจะสม่ำเสมอนั้นมีความแตกต่างของอุณหภูมิเพียงเล็กน้อย (ประมาณ 10 & ndash 100 ส่วนต่อล้าน) การออกจากความสม่ำเสมอนี้เรียกว่า anisotropy ได้รับการสังเกตครั้งแรกโดยใช้เครื่องมือ Differential Microwave Radiometer (DMR) บนดาวเทียม COBE ในปี 1991 (รูปที่ 15.6) นี่เป็นสิ่งสำคัญเพราะเป็นครั้งแรกที่แสดงให้เห็นว่าพื้นหลังไมโครเวฟไม่เท่ากันอย่างสมบูรณ์ เนื่องจากผลลัพธ์ในช่วงต้นของ COBE ความผันผวนใน CMB ได้รับการวัดด้วยความแม่นยำที่เพิ่มขึ้นด้วยเครื่องมือหลายสิบชนิด

รูปที่ 15.2 จุดสีแดงจะร้อนกว่าจุดสีน้ำเงินเล็กน้อยประมาณ 1/10,000 องศาเคลวิน รูปที่ 15.7 แบบเคลื่อนไหวแสดงแผนที่ของ CMB ตามที่ COBE สังเกตและหลังจากนั้นโดยดาวเทียม WMAP ที่ความละเอียดที่ดีกว่า เป็นไปได้ที่จะแยกแยะขนาดเชิงมุมที่เล็กกว่าในข้อมูล WMAP จุดสีแดงในแผนที่สัมพันธ์กับบริเวณที่ร้อนกว่าเล็กน้อย และจุดสีน้ำเงินสอดคล้องกับบริเวณที่เย็นกว่า ความแตกต่างระหว่างบริเวณที่ร้อนและเย็นกว่านั้นเกินจริงอย่างมาก เพื่อที่จะเห็นผลความแตกต่างของอุณหภูมิโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1/10, 000 องศา!

ภาพเคลื่อนไหวรูปที่ 15.7 แอนไอโซโทรปี CMB ถูกตรวจพบครั้งแรกโดยดาวเทียม COBE ในปี 1991 ที่สเกลเชิงมุมขนาดใหญ่ (ภาพเริ่มต้นในแอนิเมชัน) ตั้งแต่นั้นมา เครื่องมืออื่นๆ นับสิบๆ ตัวก็มีความละเอียดดีขึ้น รวมถึงดาวเทียม WMAP (ภาพสุดท้ายในแอนิเมชัน) ความคมชัดได้รับการปรับปรุงเมื่อเทียบกับแผนที่ CMB ในรูปที่ 15.2 ทำให้จุดสีแดงร้อนกว่าจุดสีน้ำเงินเล็กน้อยประมาณ 1/10,000 องศาเคลวิน ภาพ WMAP มีความละเอียดเชิงมุมที่ดีกว่าภาพ COBE/DMR ความแตกต่างระหว่าง DMR และ WMAP นั้นคล้ายคลึงกับความแตกต่างระหว่างคนสายตาสั้นที่ไม่มีแว่นกับคนที่ไม่ต้องการแว่นเพื่อพยายามจดจำใบหน้าในห้องที่มีผู้คนพลุกพล่าน คนที่ไม่ต้องการแว่นจะมองเห็นรายละเอียดได้มากกว่าคนที่ทำ เครดิต: NASA/WMAP Science Team

ในข้อมูลทั้ง COBE และ WMAP สัญญาณไมโครเวฟจากกาแลคซีของเราและกาแลคซีอื่นๆ ถูกลบออกจากแผนที่ เหลือเพียงภาพของ CMB สิ่งนี้เป็นไปได้เนื่องจาก CMB มีลายเซ็นสเปกตรัมของวัตถุสีดำที่ไม่เหมือนใคร แหล่งกำเนิดคลื่นไมโครเวฟอื่นๆ เช่น ฝุ่นในดาราจักรของเรา มีสเปกตรัมที่แตกต่างกัน การสังเกตท้องฟ้าด้วยความถี่ต่างๆ ที่หลากหลาย เราสามารถแยกและลบแหล่งที่มาอื่นที่ไม่ใช่ CMB ได้ กระบวนการนี้แสดงไว้ในภาพเคลื่อนไหวรูปที่ 15.8 พร้อมข้อมูลจากดาวเทียมพลังค์

รูปที่ 15.8 ภาพเคลื่อนไหว 15.8 รังสีไมโครเวฟจากกาแลคซีของเราและกาแลคซีอื่น ๆ ถูกลบออกจากข้อมูลเพื่อสร้างแผนที่ของ CMB เท่านั้น เครดิต: ESA และ Planck Collaboration

แหล่งกำเนิดแสงไมโครเวฟอีกแหล่งหนึ่งที่สามารถพบได้ในแผนที่ CMB คือลายเซ็นจากปฏิสัมพันธ์ของโฟตอน CMB กับกระจุกกาแลคซีที่เรียกว่า Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ) เอฟเฟกต์. เนื่องจากการสังเกตผลกระทบ SZ เรารู้ว่า CMB ต้องเป็นจักรวาลวิทยา นั่นคือมาจากทั่วทั้งจักรวาล ไม่ใช่แค่แหล่งกำเนิดใกล้เคียง (เช่นกาแล็กซีของเรา) แสงจาก CMB บิดเบี้ยวในบริเวณใกล้เคียงกระจุกดาราจักร ซึ่งหมายความว่าจะต้องมาจากที่อื่นนอกเหนือจากกระจุกดาราจักร (ซึ่งอยู่ไกลออกไป) จึงจะได้รับผลกระทบ เอฟเฟกต์ SZ สามารถมองเห็นได้ในระยะไกล เนื่องจากไม่เป็นไปตามกฎกำลังสองผกผัน ทำให้เหมาะสำหรับการหากระจุกกาแลคซี มีหลายกลุ่มที่เกี่ยวข้องในความพยายามที่จะวัดผล SZ และใช้เพื่อสำรวจกระจุกดาราจักร ดังที่อธิบายไว้ใน ก้าวต่อไป 15.1: เอฟเฟกต์ Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ)).

หมายเหตุ: เอฟเฟกต์ Sunyaev-zel&rsquodovich

ผลกระทบของ Sunyaev-Zel เกิดจากปฏิกิริยาของโฟตอนกับอนุภาคที่มีประจุ เราได้พูดคุยกันหลายครั้งแล้วว่าโฟตอนสามารถกระจัดกระจายโดยอนุภาคที่มีประจุ ซึ่งโดยทั่วไปคืออิเล็กตรอน บางครั้งการกระเจิงนี้เพียงเปลี่ยนทิศทางของโฟตอนโดยไม่เปลี่ยนพลังงาน นั่นคือสิ่งที่เกิดขึ้นกับแสงแดดเมื่อผ่านชั้นบรรยากาศของโลก และการกระเจิงของความยาวคลื่นสั้นที่ยาวกว่าปกติจะทำให้ท้องฟ้าเป็นสีฟ้าในวันที่อากาศแจ่มใส

อย่างไรก็ตาม การกระเจิงของแสงก็สามารถถ่ายเทพลังงานเข้าหรือออกจากโฟตอนได้เช่นกัน หากประชากรของอิเล็กตรอนกระเจิงมีพลังงานโดยเฉลี่ยมากกว่าประชากรของโฟตอน พลังงานก็จะถูกถ่ายโอนไปยังโฟตอน ซึ่งส่งผลให้ดูร้อนขึ้น ในทางกลับกัน หากพลังงานทั่วไปของอิเล็กตรอนต่ำกว่าพลังงานของโฟตอน แสงจะถ่ายเทพลังงานไปยังอิเล็กตรอน แสงที่เย็นลงจะทำให้สูญเสียพลังงานไปยังอิเล็กตรอน

พื้นหลังไมโครเวฟเริ่มเบาโดยมีอุณหภูมิปกติประมาณ 3000K เนื่องจากจักรวาลเติบโตขึ้นประมาณหนึ่งพันปัจจัยตั้งแต่สร้าง CMB ตอนนี้แสง CMB จึงมีอุณหภูมิประมาณ 3K และแน่นอนว่ามันเย็นลงจาก 3000K เป็น 3K ตลอดการเดินทาง อย่างไรก็ตาม โฟตอนไมโครเวฟบางตัวได้พบกระจุกดาราจักรขณะเดินทางผ่านจักรวาล โฟตอนเหล่านี้มีการปรับอุณหภูมิโดยการกระเจิงที่ได้อธิบายไว้ก่อนหน้านี้

นอกจากจะมีกาแล็กซีแล้ว กระจุกดาราจักรยังมีก๊าซร้อนจำนวนมหาศาลอีกด้วย ก๊าซซึ่งจริง ๆ แล้วครอบงำมวลแบริออนทั้งหมดของกระจุก มีอุณหภูมิประมาณ 10 ล้านเคลวิน ซึ่งสูงกว่าของ CMB มาก นี่เป็นเพราะมันอยู่ลึกลงไปในหลุมโน้มถ่วงของกระจุกดาว เมื่อโฟตอน CMB พบก๊าซร้อน พวกมันจะได้รับพลังงานจากอนุภาคของมัน เนื่องจาก CMB นั้นเย็นกว่าอิเล็กตรอนทั่วไปในก๊าซคลัสเตอร์มาก เป็นผลให้โฟตอนผ่านกระจุกมีอุณหภูมิเพิ่มขึ้นเล็กน้อยกว่าโฟตอน CMB ที่ไม่ผ่านกระจุก สเปกตรัมถูกบิดเบือนและเปลี่ยนเป็นพลังงานที่สูงขึ้น โฟตอน CMB ทำเครื่องหมายตำแหน่งของกระจุกบนท้องฟ้าเพราะจะทำให้กระจุกโดดเด่นเป็นจุดเล็กๆ ในพื้นหลังไมโครเวฟ ที่ความยาวคลื่นที่สูงกว่าจุดสูงสุดของ CMB จุดเหล่านี้จะร้อนกว่า และที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า (พลังงานต่ำกว่า) จุดเหล่านี้จะเย็นกว่า เนื่องจากโฟตอนที่ปกติมีอยู่จะถูกเปลี่ยนไปยังส่วนอื่นของสเปกตรัม ตัวอย่างของการสังเกตคลัสเตอร์ SZ แสดงในรูปที่ B.15.1

รูป B.15.1: SZ EFFECT กระจุกดาราจักร Abell 2744 ที่เห็นโดยกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (SPT) แสงจาก CMB ทำปฏิกิริยากับก๊าซร้อนในกระจุก ทำให้เกิดจุดเย็นที่ความยาวคลื่นที่ SPT สังเกต สิ่งนี้เรียกว่าเอฟเฟกต์ Sunyaev-Zel&rsquodovich (SZ) เครดิต: SPT Collaboration

เอฟเฟกต์ SZ มีความสำคัญที่ค่า L สูงหรือมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็ก เนื่องจากกระจุกดาราจักรบนท้องฟ้ามีขนาดไม่ใหญ่มาก ความผันผวนของอุณหภูมิ SZ เล็กน้อยไม่ได้เกิดจากพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาในยุคแรก แต่เป็นการดัดแปลงสเปกตรัม CMB ดั้งเดิมโดยแทรกแซงความเข้มข้นของมวลขณะที่โฟตอนเดินทางมาหาเรา ความผันผวนเหล่านี้ต้องนำมาพิจารณาในการวิเคราะห์เชิงจักรวาลวิทยาของ CMB เนื่องจากพวกมันมีสัญญาณปลอม (หรือสัญญาณรบกวน หากคุณต้องการ) เกี่ยวกับการรบกวนทางจักรวาลวิทยาที่แท้จริง

อย่างไรก็ตาม เอฟเฟกต์ SZ นั้นน่าสนใจในตัวของมันเอง เพราะมันให้วิธีการทำความเข้าใจว่ากระจุกดาราจักรก่อตัวและพัฒนาอย่างไรตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาล เนื่องจาก CMB มาถึงเราตั้งแต่เริ่มต้นของจักรวาล มันจึงสำรวจไกลที่สุดเท่าที่โฟตอนจะตรวจสอบได้ ยิ่งไปกว่านั้น เอฟเฟกต์ SZ ขึ้นกับขนาดเชิงมุมของกระจุกดาวและอุณหภูมิของก๊าซเท่านั้น ไม่ได้รับผลกระทบจากกฎการหรี่แสง 1/r 2 ที่ส่งผลต่อการวัดทางดาราศาสตร์จำนวนมาก ดังนั้น SZ จึงเป็นวิธีการที่มีประสิทธิภาพในการศึกษาโครงสร้างที่ใดก็ได้ตามแนวสายตา หนึ่งในกล้องโทรทรรศน์จำนวนมากที่ศึกษาผลกระทบของ SZ คือกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ ภาพเคลื่อนไหว ข.15.2 แสดงว่ากำลังสร้างกล้องโทรทรรศน์นี้

กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (SPT) เป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์หลายตัวที่ศึกษาผลกระทบของ SZ ซึ่งสามารถใช้เพื่อค้นหากระจุกดาราจักรได้ เครดิต: SPT Collaboration

ในกิจกรรมถัดไป คุณจะตรวจสอบแผนที่ CMB หลายแผนที่เพื่อทำความเข้าใจอุณหภูมิและมาตราส่วนเชิงมุมของการแปรผันใน CMB


โทโพโลยีที่ไม่คาดคิดของความผันผวนของอุณหภูมิในพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล

ใน: Astronomy and astrophysics , Vol. 627 ที่ กรกฎาคม 2562, A163, 01.07.2019.

ผลงานวิจัย : ผลงานวารสาร › บทความ › วิชาการ › peer-review

T1 - โทโพโลยีที่ไม่คาดคิดของความผันผวนของอุณหภูมิในพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล

N2 - เราศึกษาโทโพโลยีที่เกิดจากความผันผวนของอุณหภูมิของการแผ่รังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลัง (CMB) โดยวัดจากจำนวนส่วนประกอบและรูที่กำหนดอย่างเป็นทางการโดยหมายเลข Betti ในชุดการเบี่ยงเบนที่เพิ่มขึ้น เราเปรียบเทียบแผนที่ CMB ที่สังเกตโดยดาวเทียมพลังค์กับแผนที่จำลองนับพันที่สร้างขึ้นตามกระบวนทัศน์ ΛCDM กับความผันผวนแบบกระจายแบบเกาส์เซียน การเปรียบเทียบเป็นแบบหลายสเกล ซึ่งดำเนินการในลำดับของแผนที่ที่เสื่อมคุณภาพ โดยมีการแยกพิกเซลเฉลี่ยตั้งแต่ 0.05 ถึง 7.33° การสำรวจ CMB เหนือ 핊2 นั้นไม่สมบูรณ์เนื่องจากเอฟเฟกต์การทำให้งงงวยโดยแหล่งกำเนิดจุดสว่างและวัตถุเบื้องหน้าอื่นๆ ที่ขยายออกไป เช่น กาแลคซีของเราเอง เพื่อจัดการกับสถานการณ์ดังกล่าว ซึ่งการวิเคราะห์เมื่อมี "หน้ากาก" มีความสำคัญ เราขอแนะนำแนวคิดเรื่องความคล้ายคลึงกัน การทดสอบพารามิเตอร์ χ2 แสดงความแตกต่างระหว่างการสังเกตและการจำลอง โดยให้ค่า p ที่เปอร์เซ็นต์ถึงน้อยกว่าระดับเพอร์มิลโดยประมาณระหว่าง 2 ถึง 7° โดยมีความแตกต่างในจำนวนของส่วนประกอบและรูที่มีจุดสูงสุดที่มากกว่า 3σ เป็นระยะๆ ที่สเกลเหล่านี้ ความเบี่ยงเบนสูงสุดที่สังเกตได้ระหว่างการสังเกตและการจำลองสำหรับ b0 และ b1 อยู่ที่ประมาณระหว่าง 3σ และ 4σ ที่สเกล 3-7° มีรายงานพฤติกรรมที่ไม่ปกติเล็กน้อยของลักษณะออยเลอร์ที่ 3.66° ในวรรณคดี ซึ่งคำนวณจากการตรวจวัดความผันผวนของอุณหภูมิ CMB อย่างอิสระโดยดาวเทียม Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ของพลังค์ พฤติกรรมผิดปกติเล็กน้อยของคุณลักษณะออยเลอร์มีความสัมพันธ์เชิงปรากฏการณ์กับพฤติกรรมผิดปกติอย่างร้ายแรงของส่วนประกอบและรู หรือตัวเลขเบ็ตตีที่ศูนย์และหมายเลขแรกตามลำดับ นอกจากนี้ เนื่องจากตัวอธิบายทอพอโลยีเหล่านี้แสดงพฤติกรรมผิดปกติที่สม่ำเสมอเหนือการวัดพลังค์และ WMAP ที่เป็นอิสระ ข้อผิดพลาดเกี่ยวกับเครื่องมือและระบบอาจเป็นแหล่งที่มาที่ไม่น่าเป็นไปได้ เหล่านี้ยังเป็นมาตราส่วนซึ่งแผนที่ที่สังเกตพบมีความแปรปรวนต่ำเมื่อเทียบกับการจำลอง และประมาณช่วงของมาตราส่วนที่สเปกตรัมกำลังแสดงการลดลงเมื่อเทียบกับแบบจำลองทางทฤษฎี การทดสอบแบบไม่อิงพารามิเตอร์แสดงให้เห็นความแตกต่างที่ชัดเจนยิ่งขึ้นในเกือบทุกขนาด การจำลองแบบเกาส์เซียนที่อิงตามสเปกตรัมพลังงานที่ตรงกับคุณลักษณะของสเปกตรัมกำลังการจุ่มที่สังเกตพบนั้น จะไม่สามารถแก้ไขความผิดปกติได้ การทำความเข้าใจที่มาของความผิดปกติใน CMB ไม่ว่าจะเป็นทางจักรวาลวิทยาหรือเกิดขึ้นเนื่องจากผลกระทบในช่วงดึกนั้นเป็นงานที่ท้าทายอย่างยิ่ง นอกเหนือความเป็นไปได้เล็กน้อยที่ว่านี่อาจเป็นปรากฏการณ์ของกรณีเกาส์เซียนสุดโต่ง การสังเกตเหล่านี้ ร่วมกับมาตราส่วนขอบฟ้าที่เกี่ยวข้อง อาจกระตุ้นการศึกษาเรื่องที่ไม่ใช่เกาส์เซียนในยุคแรกเริ่ม สถานการณ์ทางเลือกที่ควรค่าแก่การสำรวจอาจเป็นแบบจำลองที่มีโทโพโลยีที่ไม่สำคัญ ซึ่งรวมถึงแบบจำลองข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยี

AB - เราศึกษาโทโพโลยีที่เกิดจากความผันผวนของอุณหภูมิของการแผ่รังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลัง (CMB) โดยวัดจากจำนวนส่วนประกอบและรู ที่กำหนดอย่างเป็นทางการโดยหมายเลข Betti ในชุดการเบี่ยงเบนที่เพิ่มขึ้น เราเปรียบเทียบแผนที่ CMB ที่สังเกตโดยดาวเทียมพลังค์กับแผนที่จำลองนับพันที่สร้างขึ้นตามกระบวนทัศน์ ΛCDM กับความผันผวนแบบกระจายแบบเกาส์เซียน การเปรียบเทียบเป็นแบบหลายสเกล ซึ่งดำเนินการในลำดับของแผนที่ที่เสื่อมคุณภาพ โดยมีการแยกพิกเซลเฉลี่ยตั้งแต่ 0.05 ถึง 7.33° การสำรวจ CMB เหนือ 핊2 นั้นไม่สมบูรณ์เนื่องจากผลกระทบจากแหล่งกำเนิดจุดสว่างและวัตถุเบื้องหน้าอื่นๆ เช่น ดาราจักรของเราเอง เพื่อจัดการกับสถานการณ์ดังกล่าว ซึ่งการวิเคราะห์เมื่อมี "หน้ากาก" มีความสำคัญ เราขอแนะนำแนวคิดเรื่องความคล้ายคลึงกัน การทดสอบพาราเมตริก χ2 แสดงความแตกต่างระหว่างการสังเกตและการจำลอง โดยให้ค่า p ที่เปอร์เซ็นต์ถึงน้อยกว่าระดับเพอร์มิลโดยประมาณระหว่าง 2 ถึง 7° โดยมีความแตกต่างในจำนวนของส่วนประกอบและรูที่มีจุดสูงสุดที่มากกว่า 3σ เป็นระยะๆ ที่สเกลเหล่านี้ ความเบี่ยงเบนสูงสุดที่สังเกตได้ระหว่างการสังเกตและการจำลองสำหรับ b0 และ b1 อยู่ที่ประมาณระหว่าง 3σ และ 4σ ที่สเกล 3-7° มีรายงานพฤติกรรมที่ไม่ปกติเล็กน้อยของลักษณะออยเลอร์ที่ 3.66° ในวรรณคดี ซึ่งคำนวณจากการตรวจวัดความผันผวนของอุณหภูมิ CMB อย่างอิสระโดยดาวเทียม Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ของพลังค์ พฤติกรรมผิดปกติเล็กน้อยของคุณลักษณะออยเลอร์มีความสัมพันธ์เชิงปรากฏการณ์กับพฤติกรรมผิดปกติอย่างร้ายแรงของส่วนประกอบและรู หรือตัวเลขเบ็ตตีที่ศูนย์และหมายเลขแรกตามลำดับ นอกจากนี้ เนื่องจากตัวอธิบายทอพอโลยีเหล่านี้แสดงพฤติกรรมผิดปกติที่สม่ำเสมอเหนือการวัดพลังค์และ WMAP ที่เป็นอิสระ ข้อผิดพลาดเกี่ยวกับเครื่องมือและระบบอาจเป็นแหล่งที่มาที่ไม่น่าเป็นไปได้ เหล่านี้ยังเป็นมาตราส่วนซึ่งแผนที่ที่สังเกตพบมีความแปรปรวนต่ำเมื่อเทียบกับการจำลอง และประมาณช่วงของมาตราส่วนที่สเปกตรัมกำลังแสดงการลดลงเมื่อเทียบกับแบบจำลองทางทฤษฎี การทดสอบแบบไม่อิงพารามิเตอร์แสดงให้เห็นความแตกต่างที่ชัดเจนยิ่งขึ้นในเกือบทุกขนาด การจำลองแบบเกาส์เซียนที่อิงตามสเปกตรัมกำลังที่ตรงกับคุณลักษณะของสเปกตรัมกำลังที่ต่ำที่สังเกตพบนั้น จะไม่สามารถแก้ไขความผิดปกติได้ การทำความเข้าใจที่มาของความผิดปกติใน CMB ไม่ว่าจะเป็นทางจักรวาลวิทยาหรือเกิดขึ้นเนื่องจากผลกระทบในช่วงดึกนั้นเป็นงานที่ท้าทายอย่างยิ่ง นอกเหนือความเป็นไปได้เล็กน้อยที่ว่านี่อาจเป็นปรากฏการณ์ของกรณีเกาส์เซียนสุดโต่ง การสังเกตเหล่านี้ ร่วมกับมาตราส่วนขอบฟ้าที่เกี่ยวข้อง อาจกระตุ้นการศึกษาเรื่องที่ไม่ใช่เกาส์เซียนในยุคแรกเริ่ม สถานการณ์ทางเลือกที่ควรค่าแก่การสำรวจอาจเป็นแบบจำลองที่มีโทโพโลยีที่ไม่สำคัญ ซึ่งรวมถึงแบบจำลองข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยี


Cosmic Background Explorer

COBE การก่อสร้างยานอวกาศ: ในปี 1989 Cosmic Background Explorer (COBE) ยานอวกาศถูกปล่อยขึ้นสู่วงโคจรโลกเพื่อสร้างแผนที่ท้องฟ้าเต็มรูปแบบของรังสีคอสมิกไมโครเวฟพื้นหลัง (CMB) COBE พบความผิดปกติที่ละเอียดอ่อนมากใน CMB ที่มีรูปแบบเดียวกัน ซึ่งถือเป็นหลักฐานสำคัญที่สนับสนุนทฤษฎีบิ๊กแบง
เครดิต: NASA / COBE ทีมวิทยาศาสตร์

Cosmic Background Explorer (COBE) ภารกิจนำโดย John Mather COBE กลุ่มกำลังพยายามหาวิธีวัดรังสีพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาล แม้ว่าวิทยาศาสตร์เฉพาะที่ฉันทำที่ชิคาโกจะแตกต่างกัน แต่เทคนิคที่เราใช้สำหรับการทดลองอินฟราเรดก็เป็นสิ่งที่จำเป็นอย่างแท้จริงในการสร้าง COBE. จอห์นพัฒนา "ทฤษฎีการทำงาน" สำหรับเครื่องตรวจจับที่เราจะใช้ใน COBE. นี่เป็นคำอธิบายทางคณิตศาสตร์ว่าอุปกรณ์ควรทำงานอย่างไร ในเวลานั้น ภรรยาของจอห์นเป็นครูสอนบัลเล่ต์ในนิวยอร์ก และเขาจะนั่งในชั้นเรียนของเธอด้วยเครื่องคิดเลขที่ตั้งโปรแกรมได้ (แต่ก่อนจะมีแล็ปท็อป) เพื่อพยายามหาทางแก้ไขปัญหา นี่เป็นวิธีการทำสิ่งต่าง ๆ ที่ต่างออกไปจริงๆ เพราะผู้คนมักจะเริ่มต้นด้วยการคิดว่าจะใช้เครื่องตรวจจับแบบใด และเครื่องตรวจจับประเภทต่างๆ ที่สามารถทำได้ และหาซื้อได้ที่ไหน เป็นต้น แต่จอห์นพยายามพัฒนาพื้นฐานทางทฤษฎี เพื่อที่คุณจะเข้าใจว่าประสิทธิภาพของเครื่องตรวจจับสามารถเปลี่ยนแปลงได้อย่างไร ถ้าคุณดัดแปลงอุปกรณ์ด้วยวิธีใดวิธีหนึ่ง

แผนที่ COBE All-Sky: สุดท้าย COBE แผนที่ทั่วท้องฟ้าของความผันผวนที่เห็นได้ชัดในพื้นหลังของจักรวาล ซึ่งคิดว่าเป็นเมล็ดพันธุ์ของโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล
เครดิต: NASA


แผนที่ที่มีรายละเอียดมากที่สุดของพลังค์เผยให้เห็นจักรวาลที่เกือบจะสมบูรณ์แบบ

แอนไอโซโทรปีของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) ตามที่พลังค์สังเกต CMB เป็นภาพถ่ายของแสงที่เก่าแก่ที่สุดในจักรวาลของเรา ประทับบนท้องฟ้าเมื่อจักรวาลมีอายุเพียง 380,000 ปี มันแสดงให้เห็นความผันผวนของอุณหภูมิเล็กน้อยที่สัมพันธ์กับบริเวณที่มีความหนาแน่นต่างกันเล็กน้อย ซึ่งแสดงถึงเมล็ดพันธุ์ของโครงสร้างในอนาคตทั้งหมด: ดวงดาวและกาแลคซีในปัจจุบัน เครดิต: ESA

(Phys.org) - ได้มาโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศพลังค์ของ ESA แผนที่ที่มีรายละเอียดมากที่สุดที่เคยสร้างจากพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก - รังสีที่ระลึกจากบิ๊กแบง - ได้รับการเปิดเผยในวันนี้เผยให้เห็นการมีอยู่ของคุณสมบัติที่ท้าทายรากฐานของความเข้าใจในปัจจุบันของเรา จักรวาล.

ภาพนี้อ้างอิงจากข้อมูล 15.5 เดือนแรกจากพลังค์ และเป็นภาพแรกของภารกิจบนท้องฟ้าที่มีแสงที่เก่าแก่ที่สุดในจักรวาลของเรา ประทับบนท้องฟ้าเมื่ออายุเพียง 380,000 ปี

ในเวลานั้น จักรวาลรุ่นเยาว์เต็มไปด้วยซุปร้อนหนาแน่นของโปรตอน อิเล็กตรอน และโฟตอนที่มีปฏิสัมพันธ์กันที่อุณหภูมิประมาณ 2700ºC เมื่อโปรตอนและอิเล็กตรอนรวมกันเป็นอะตอมไฮโดรเจน แสงก็ถูกปล่อยเป็นอิสระ เมื่อเอกภพขยายตัว แสงนี้ในปัจจุบันได้ขยายออกไปเป็นความยาวคลื่นไมโครเวฟ เทียบเท่ากับอุณหภูมิเพียง 2.7 องศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์

'พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล' - CMB - แสดงความผันผวนของอุณหภูมิเล็กน้อยที่สอดคล้องกับบริเวณที่มีความหนาแน่นต่างกันเล็กน้อยในช่วงแรก ๆ ซึ่งแสดงถึงเมล็ดพันธุ์ของโครงสร้างในอนาคตทั้งหมด: ดาวและกาแลคซีในปัจจุบัน

ตามแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยา การผันผวนเกิดขึ้นทันทีหลังจากบิกแบงและขยายไปถึงระดับขนาดใหญ่ในจักรวาลวิทยาในช่วงเวลาสั้นๆ ของการขยายตัวแบบเร่งที่เรียกว่าอัตราเงินเฟ้อ

เมื่อเปรียบเทียบกับการสังเกตที่เหมาะสมที่สุดกับแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยา ความสามารถที่มีความแม่นยำสูงของพลังค์เผยให้เห็นว่าความผันผวนของพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลในระดับขนาดใหญ่นั้นไม่รุนแรงเท่าที่ควร กราฟิกแสดงแผนที่ที่ได้มาจากความแตกต่างระหว่างทั้งสอง ซึ่งเป็นตัวแทนของความผิดปกติที่อาจดูเหมือน เครดิต: ESA

พลังค์ได้รับการออกแบบมาเพื่อทำแผนที่ความผันผวนเหล่านี้ทั่วทั้งท้องฟ้าด้วยความละเอียดและความไวที่มากขึ้นกว่าที่เคยเป็นมา ด้วยการวิเคราะห์ลักษณะและการกระจายของเมล็ดพืชในภาพ CMB ของพลังค์ เราสามารถกำหนดองค์ประกอบและวิวัฒนาการของจักรวาลได้ตั้งแต่กำเนิดจนถึงปัจจุบัน

โดยรวมแล้ว ข้อมูลที่ดึงมาจากแผนที่ใหม่ของพลังค์ให้การยืนยันที่ยอดเยี่ยมเกี่ยวกับแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยาด้วยความแม่นยำอย่างที่ไม่เคยมีมาก่อน กำหนดเกณฑ์มาตรฐานใหม่ในรายการของเราเกี่ยวกับเนื้อหาของจักรวาล

แต่เนื่องจากความแม่นยำของแผนที่ของพลังค์นั้นสูงมาก มันจึงทำให้สามารถเปิดเผยลักษณะพิเศษบางอย่างที่ไม่สามารถอธิบายได้ซึ่งอาจต้องใช้ฟิสิกส์ใหม่เพื่อให้เข้าใจ

"ภาพเหมือนเอกภพทารกของพลังค์คุณภาพที่ไม่ธรรมดาช่วยให้เราสามารถลอกชั้นของมันกลับคืนสู่ฐานราก เผยให้เห็นว่าพิมพ์เขียวจักรวาลของเรายังห่างไกลจากความสมบูรณ์ การค้นพบดังกล่าวเกิดขึ้นได้ด้วยเทคโนโลยีเฉพาะที่พัฒนาขึ้นเพื่อจุดประสงค์นั้นโดยชาวยุโรป อุตสาหกรรม" Jean-Jacques Dordain ผู้อำนวยการทั่วไปของ ESA กล่าว

"ตั้งแต่มีการเปิดตัวภาพ All-sky แรกของพลังค์ในปี 2010 เราได้แยกวิเคราะห์และวิเคราะห์การปล่อยก๊าซในส่วนโฟร์กราวด์ที่อยู่ระหว่างเรากับแสงแรกของจักรวาลอย่างรอบคอบ โดยเผยให้เห็นพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลในรายละเอียดที่ยิ่งใหญ่ที่สุด" จอร์จกล่าวเสริม Efstathiou แห่งมหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ สหราชอาณาจักร

ข้อค้นพบที่น่าประหลาดใจที่สุดประการหนึ่งคือความผันผวนของอุณหภูมิ CMB ที่มาตราส่วนเชิงมุมขนาดใหญ่ไม่ตรงกับที่คาดการณ์โดยแบบจำลองมาตรฐาน – สัญญาณของพวกมันไม่แรงเท่าที่ควรจากโครงสร้างมาตราส่วนขนาดเล็กที่เปิดเผยโดยพลังค์

อีกประการหนึ่งคือความไม่สมดุลในอุณหภูมิเฉลี่ยบนซีกโลกตรงข้ามของท้องฟ้า สิ่งนี้ขัดต่อการคาดการณ์ของแบบจำลองมาตรฐานที่จักรวาลควรจะมีความคล้ายคลึงกันอย่างมากในทุกทิศทางที่เรามอง

ยิ่งไปกว่านั้น จุดเยือกแข็งแผ่ขยายไปทั่วผืนฟ้าที่กว้างกว่าที่คาดไว้มาก

ความไม่สมดุลและจุดเยือกแข็งนั้นได้รับการบอกใบ้จากบรรพบุรุษของพลังค์ซึ่งเป็นภารกิจ WMAP ของ NASA แต่ส่วนใหญ่ถูกละเลยเพราะความสงสัยเกี่ยวกับต้นกำเนิดของจักรวาล

"ความจริงที่ว่าพลังค์ได้ทำการตรวจจับความผิดปกติเหล่านี้อย่างมีนัยสำคัญช่วยขจัดข้อสงสัยเกี่ยวกับความเป็นจริงของพวกเขา ไม่สามารถพูดได้อีกต่อไปว่าพวกเขาเป็นสิ่งประดิษฐ์ของการวัด สิ่งเหล่านี้เป็นของจริงและเราต้องมองหาคำอธิบายที่น่าเชื่อถือ" เปาโลกล่าว Natoli จากมหาวิทยาลัย Ferrara ประเทศอิตาลี

“ลองนึกภาพสำรวจฐานรากของบ้านแล้วพบว่าส่วนต่างๆ ของบ้านอ่อนแอ คุณอาจไม่รู้ว่าจุดอ่อนในที่สุดจะถล่มบ้านหรือไม่ แต่คุณก็อาจจะเริ่มมองหาวิธีเสริมความแข็งแกร่งให้เร็วขึ้นเหมือนกัน” François Bouchet แห่ง Institut d'Astrophysique de Paris

วิธีหนึ่งในการอธิบายความผิดปกติคือการเสนอว่าในความเป็นจริงจักรวาลนั้นไม่เหมือนกันในทุกทิศทางในระดับที่ใหญ่กว่าที่เราจะสังเกตได้ ในสถานการณ์นี้ รังสีของแสงจาก CMB อาจใช้เส้นทางที่ซับซ้อนกว่าผ่านจักรวาลมากกว่าที่เคยเข้าใจ ส่งผลให้เกิดรูปแบบที่ผิดปกติบางอย่างที่สังเกตได้ในปัจจุบัน

"เป้าหมายสูงสุดของเราคือการสร้างแบบจำลองใหม่ที่ทำนายความผิดปกติและเชื่อมโยงเข้าด้วยกัน แต่นี่เป็นเพียงช่วงแรกๆ ที่เราไม่รู้ว่ามันเป็นไปได้หรือไม่และอาจต้องใช้ฟิสิกส์ประเภทใหม่ประเภทใด และนั่นก็น่าตื่นเต้น ” ศาสตราจารย์เอฟสตาธีอูกล่าว

อย่างไรก็ตาม นอกเหนือจากความผิดปกติแล้ว ข้อมูลพลังค์ยังสอดคล้องกับความคาดหวังของแบบจำลองที่ค่อนข้างเรียบง่ายของจักรวาล ซึ่งช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถดึงค่าที่กลั่นกรองได้ดีที่สุดสำหรับส่วนผสมของมัน

สสารปกติที่ประกอบเป็นดาวและกาแล็กซีมีส่วนเพียง 4.9% ของความหนาแน่นมวล/พลังงานของเอกภพ สสารมืดซึ่งจนถึงขณะนี้ตรวจพบโดยอิทธิพลทางโน้มถ่วงเท่านั้น คิดเป็น 26.8% มากกว่าการประมาณการครั้งก่อนเกือบหนึ่งในห้า

ในทางกลับกัน พลังงานมืด พลังลึกลับที่คิดว่ารับผิดชอบในการเร่งการขยายตัวของจักรวาล มีน้อยกว่าที่เคยคิดไว้

สุดท้าย ข้อมูลพลังค์ยังตั้งค่าใหม่สำหรับอัตราการขยายตัวของจักรวาลในปัจจุบัน หรือที่เรียกว่าค่าคงที่ฮับเบิล ที่ 67.15 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก ซึ่งน้อยกว่าค่ามาตรฐานทางดาราศาสตร์ในปัจจุบันอย่างมาก ข้อมูลบ่งบอกว่าอายุของจักรวาลอยู่ที่ 13.82 พันล้านปี

Jan Tauber นักวิทยาศาสตร์โครงการ Planck ของ ESA กล่าวว่า "ด้วยแผนที่ที่แม่นยำและมีรายละเอียดมากที่สุดของท้องฟ้าด้วยคลื่นไมโครเวฟที่เคยทำมา Planck กำลังวาดภาพใหม่ของจักรวาลที่ผลักดันเราให้ก้าวข้ามขีดจำกัดของการทำความเข้าใจทฤษฎีจักรวาลวิทยาในปัจจุบัน" Jan Tauber นักวิทยาศาสตร์โครงการ Planck ของ ESA กล่าว

"เราเห็นความเหมาะสมที่เกือบจะสมบูรณ์แบบสำหรับแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยา แต่ด้วยคุณลักษณะที่น่าสนใจที่บังคับให้เราต้องคิดทบทวนสมมติฐานพื้นฐานบางอย่างของเรา

"นี่คือจุดเริ่มต้นของการเดินทางครั้งใหม่ และเราคาดหวังว่าการวิเคราะห์ข้อมูลพลังค์อย่างต่อเนื่องของเราจะช่วยให้กระจ่างเกี่ยวกับปริศนานี้"


การสั่นสะเทือนของหัวกลองจักรวาล

โทโพโลยีที่เชื่อมต่อหลายจุดแปลเป็นความจริงที่ว่าวัตถุใด ๆ ในอวกาศอาจมีสำเนาของตัวเองหลายชุดในจักรวาลที่สังเกตได้ สำหรับวัตถุที่ขยายออกไป เช่น บริเวณที่แผ่รังสี CMB เราสังเกต (พื้นผิวกระเจิงสุดท้ายที่เรียกว่า) อาจเกิดขึ้นได้โดยที่มันตัดกับตัวมันเองตามแนววงกลม [5] ในกรณีนี้ เทียบเท่ากับการบอกว่าผู้สังเกตการณ์ (อยู่ที่ศูนย์กลางของพื้นผิวกระเจิงสุดท้าย) จะเห็นบริเวณเดียวกันของจักรวาลจากทิศทางที่ต่างกัน เป็นผลให้ความผันผวนของอุณหภูมิจะจับคู่ตามจุดตัดของพื้นผิวกระเจิงสุดท้ายกับตัวมันเองดังแสดงในรูปด้านบน แผนที่ CMP นี้จำลองขึ้นสำหรับพื้นที่ราบที่เชื่อมต่อกันหลายจุด กล่าวคือไฮเปอร์โทรัสลูกบาศก์ซึ่งมีความยาวน้อยกว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของพื้นผิวกระเจิงสุดท้าย 3.17 เท่า

นักจักรวาลวิทยาหวังว่าจะ “ ได้ยินรูปร่างของอวกาศ” กล่าวคือ โทโพโลยีของมัน โดยการวิเคราะห์รายละเอียดความผันผวนของอุณหภูมิในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ทีมนักจักรวาลวิทยาระดับนานาชาติ รวมถึงนักวิจัยจาก l’Observatoire de Paris ได้พัฒนาแบบจำลองการสั่นสะเทือนของจักรวาลเมื่อเร็วๆ นี้ เป็นครั้งแรก [1] พวกเขาได้จำลองแผนที่ CMB ความละเอียดสูงที่มีลายเซ็นของโทโพโลยีที่หลากหลาย เพื่อเปรียบเทียบกับข้อมูลดาวเทียม MAP ที่กำลังจะมีขึ้นในต้นปี 2546

ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา นักจักรวาลวิทยาเริ่มสนใจรูปร่างของอวกาศทั่วโลก [2] ก่อนหน้านี้ คนส่วนใหญ่ละเลยความจริงที่ว่าแม้ว่าพื้นที่จะราบเป็นวงกว้าง แต่ก็สามารถมีรูปร่างที่แตกต่างกันได้มากมาย เช่น รูปร่างคล้ายโดนัท พื้นที่ของความโค้งที่กำหนดยอมรับโทโพโลยีจำนวนหนึ่ง อันที่จริง โทโพโลยีแบบแบน 18 แบบพร้อมกับทรงกลมและไฮเพอร์โบลิกจำนวนอนันต์เป็นตัวแปรทางทฤษฎีที่จะอธิบายรูปร่างของสเปซทางกายภาพ

แม้ว่าการสังเกต CMB ล่าสุดจะจำกัดค่าของความโค้งของอวกาศให้อยู่ในช่วงที่แคบมากประมาณศูนย์ แต่ก็ยังเปิดประเด็นที่ยังเปิดกว้างว่าความโค้งเฉลี่ยเป็นศูนย์พอดีหรือไม่ (สอดคล้องกับเอกภพแบนราบ) เป็นบวกเล็กน้อย (เอกภพทรงกลม) หรือเป็นลบเล็กน้อย เอกภพ) และเหนือสิ่งอื่นใดไม่ว่าโทโพโลยีจะเรียบง่ายหรือไม่ (เช่น พื้นที่ราบอนันต์) หรือไม่ก็ตาม (เช่น ไฮเปอร์โทรัสแบนราบจำกัด)
ในบทความก่อนหน้านี้ [3] ผู้เขียนสามคนได้พิสูจน์ว่าโทโพโลยีทรงกลมจะตรวจจับได้ง่ายกว่าการสังเกตแบบไฮเปอร์โบลิกหรือแบบแบน เหตุผลก็คือ ไม่ว่าพื้นที่ใกล้เคียงจะทำให้ความเรียบสมบูรณ์แบบแค่ไหน ก็มีเพียงรูปร่างทรงกลมจำนวนจำกัดเท่านั้นที่จะถูกละเว้นโดยข้อจำกัดการสังเกต เนื่องจากโครงสร้างพิเศษของช่องว่างทรงกลม รอยประทับทอพอโลยีจึงอาจตรวจพบได้ภายในเอกภพที่สังเกตได้ ดังนั้นนักจักรวาลวิทยาจึงหันมาสนใจอวกาศทรงกลมอีกครั้งในฐานะแบบจำลองที่เป็นไปได้สำหรับเอกภพทางกายภาพ ตอนนี้คำถามหลักคือ วิธีการตรวจสอบโทโพโลยีของอวกาศ?

จักรวาลเป็นหัวกลอง

หากคุณโรยทรายละเอียดอย่างสม่ำเสมอบนหัวดรัมแล้วทำให้สั่นสะเทือน เม็ดทรายจะสะสมเป็นจุดและรูปร่างที่มีลักษณะเฉพาะ เรียกว่ารูปแบบ Chladni รูปแบบเหล่านี้เปิดเผยข้อมูลมากมายเกี่ยวกับขนาดและรูปร่างของดรัมและความยืดหยุ่นของเมมเบรน โดยเฉพาะอย่างยิ่งการกระจายของจุดนั้นไม่เพียงแต่จะขึ้นอยู่กับลักษณะที่ดรัมสั่นในตอนแรกเท่านั้น แต่ยังขึ้นกับรูปร่างโดยรวมของดรัมด้วย เพราะคลื่นจะสะท้อนต่างกันไปตามขอบของดรัมเป็นวงกลม วงรี วงรี สี่เหลี่ยมจัตุรัสหรือรูปทรงอื่นๆ

ในจักรวาลวิทยา เอกภพในยุคแรกถูกข้ามโดยคลื่นเสียงที่แท้จริงซึ่งเกิดขึ้นไม่นานหลังจากบิกแบง การสั่นสะเทือนดังกล่าวทิ้งรอยประทับไว้ 300,000 ปีต่อมาเนื่องจากความผันผวนของความหนาแน่นเล็กน้อยในพลาสมายุคแรกเริ่ม จุดร้อนและเย็นในรังสี 2.7 K CMB ในปัจจุบันเผยให้เห็นความผันผวนของความหนาแน่นเหล่านั้น ดังนั้นความผันผวนของอุณหภูมิ CMB จึงดูเหมือนรูปแบบ Chladni ซึ่งเป็นผลมาจากหัวดรัมสามมิติที่ซับซ้อนซึ่งสั่นสะเทือนเป็นเวลา 300,000 ปี พวกเขาให้ข้อมูลมากมายเกี่ยวกับสภาพร่างกายที่มีอยู่ในเอกภพยุคแรก เช่นเดียวกับคุณสมบัติทางเรขาคณิตในปัจจุบัน เช่น ความโค้งของอวกาศและโทโพโลยี ที่แม่นยำยิ่งขึ้น ความผันผวนของความหนาแน่นอาจแสดงเป็นการผสมผสานระหว่างโหมดการสั่นสะเทือนของพื้นที่ เช่นเดียวกับการสั่นสะเทือนของดรัมเฮดอาจแสดงเป็นการผสมผสานระหว่างฮาร์โมนิกของดรัมเฮด

เป็นครั้งแรกที่ทีมนักฟิสิกส์ได้แสดงให้เห็นว่าสามารถได้ยินรูปทรงของพื้นที่ทรงกลมในลักษณะพิเศษได้อย่างไร พวกเขาคำนวณฮาร์โมนิกส์ (เรียกว่า “eigenmodes ของตัวดำเนินการ Laplace”) สำหรับโทโพโลยีทรงกลมส่วนใหญ่ [4] ถัดไป เริ่มจากชุดของเงื่อนไขเริ่มต้นที่กำหนดว่าจักรวาลสั่นสะเทือนอย่างไร (ที่เรียกว่าสเปกตรัม Harrison-Zeldovich) พวกเขาพัฒนาฮาร์โมนิกไปข้างหน้าทันเวลาเพื่อจำลองแผนที่ CMB ที่เหมือนจริงสำหรับโทโพโลยีจำนวนหนึ่ง รวมถึงแบบแบนและทรงกลม [ 1].

Balloon-borne CMB experiments (Boomerang, DASI, Archeops) have put tight constraints on the curvature of space, but provide too little data to test the topology of the Universe because they cover only a small portion of the sky. The situation is about to change dramatically with the MAP (Microwave Anisotropy Probe) satellite mission.

Launched by NASA in April, 2001, it will provide high resolution maps of CMB fluctuations on the whole sky, excluding the portion obscured by our own Milky Way galaxy. The 6-month MAP data will be released late January or early February 2003. A topological signal as predicted in [5], and simulated in the maps of [1], may be subtly encoded in these data, and may eventually answer the fascinating question whether space is finite.

Peer reviewed publications and references

[1] A. Riazuelo, J.-P. Uzan, R. Lehoucq and J. Weeks, “Simulating Cosmic microwave background maps in multi-connected universes” (e-print astro-ph/0212223).

[2] J.- P. Luminet: “L’Univers chiffonné”, Fayard, Paris, 2001, 369 p.
R. Lehoucq: “L’univers a-t-il une forme ?”, Flammarion, Paris 2002, 152 p.
J. Weeks : “The Shape of Space”, Dekker, 2nd edition, 2001, 328 p.

[3] J. Weeks, R. Lehoucq and J.-P. Uzan: “Detecting topology in a Nearly Flat Spherical Universe”, (e-print astro-ph/0209389).

[4] R. Lehoucq, J. Weeks, J.-P. Uzan, E. Gausmann and J.-P. Luminet, “Eigenmodes of 3-dimensional spherical spaces and their application to cosmology”, Classical and
Quantum Gravity,(2002) 19, 4683-4708 (e-print gr-qc/0205009).

[5] N. Cornish, D. Spergel and G. Starkman,”Circles in the sky: finding topology with the microwave background radiation”, Classical and Quantum Gravity (1998), 15,
2657-2670 (e-print astro-ph/9801212).


W ayne h u

The Thomson scattering cross section depends on polarization as (see e.g. [Chandrasekhar] 1960)

where ( ) are the incident (scattered) polarization directions. Heuristically, the incident light sets up oscillations of the target electron in the direction of the electric field vector , i.e. the polarization. The scattered radiation intensity thus peaks in the direction normal to, with polarization parallel to, the incident polarization. More formally, the polarization dependence of the cross section is dictated by electromagnetic gauge invariance and thus follows from very basic principles of fundamental physics.

If the incoming radiation field were isotropic, orthogonal polarization states from incident directions separated by would balance so that the outgoing radiation would remain unpolarized. Conversely, if the incident radiation field possesses a quadrupolar variation in intensity or temperature (which possess intensity peaks at separations), the result is a linear polarization of the scattered radiation (see Fig. 1). A reversal in sign of the temperature fluctuation corresponds to a rotation of the polarization, which reflects the spin-2 nature of polarization.

  Fig. 1: Thomson scattering of radiation with a quadrupole anisotropy generates linear polarization. Blue colors (thick lines) represent hot and red colors (thin lines) cold radiation.

In terms of a multipole decomposition of the radiation field into spherical harmonics, , the five quadrupole moments are represented by , . The orthogonality of the spherical harmonics guarantees that no other moment can generate polarization from Thomson scattering. In these spherical coordinates, with the north pole at , we call a N-S (E-W) polarization component Q >0 ( Q <0) and a NE-SW (NW-SE) component U >0 ( U <0). The polarization amplitude and angle clockwise from north are

Alternatively, the Stokes parameters Q and U represent the diagonal and off diagonal components of the symmetric, traceless, intensity matrix in the polarization plane spanned by ( , ),

where are the Pauli matrices and circular polarization is assumed absent.

If Thomson scattering is rapid, then the randomization of photon directions that results destroys any quadrupole anisotropy and polarization. The problem of understanding the polarization pattern of the CMB thus reduces to understanding the quadrupolar temperature fluctuations at last scattering.

Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources: the scalar (compressional), vector (vortical) and tensor (gravitational wave) perturbations. Formally, they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor. We shall consider each of these below and show that the scalar, vector, and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively. This leads to different patterns of polarization for the three sources as we shall discuss in ډ.


Understanding The Fluctuations In The CMB Maps - Astronomy

Paper Information

Journal Information

International Journal of Astronomy

p-ISSN: 2169-8848 e-ISSN: 2169-8856

Cosmology with the Cosmic Microwave Background

1 Department of Physics, University of Kashmir, Hazratbal, 190006, Srinagar, J&K, India

2 Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, Ganeshkhind, Pune, India

Correspondence to: Manzoor A. Malik, Department of Physics, University of Kashmir, Hazratbal, 190006, Srinagar, J&K, India.

อีเมล์:

Copyright © 2012 Scientific & Academic Publishing. สงวนลิขสิทธิ์.

Cosmic Microwave Background is credited with bringing out Cosmology from Speculation to Precision Science. Many of the key cosmological parameters like its age (13.75 Billion Years), its composition (4.6% Baryons, 22.7% Dark Matter, 72.8% Dark Energy) and curvature (flat) are now known to a high degree of accuracy (sub-percent to percent level). It not only provides a more acceptable basis for the Big Bang Model but also gives an observational basis to the formation of structures that we see in the present Universe, ruling out many cosmological models. In this paper, I intend to review as to what we have learnt from the cosmic microwave background and what we expect to learn from it in future, in light of the recent (and upcoming) experimental/observational and theoretical advances.

คำสำคัญ: Cosmic Microwave Background, Anisotropies, COBE, WMAP, PLANCK

Cite this paper: Manzoor A. Malik, Cosmology with the Cosmic Microwave Background, International Journal of Astronomyฉบับที่ 2 No. 2, 2013, pp. 17-22. doi: 10.5923/j.astronomy.20130202.01.

Article Outline

1. Introduction

2. Discovery and Early History

3K. Again, nobody realized the importance of this work at that point. In 1957, Shamaonov[11] had reported that the absolute effective temperature of the radio emission background (now known as CMB) to be around 4K. Their measurements showed that the radiation intensity was independent of either the time or the direction of observations. This work also went almost unnoticed. In the literature, we find a number of near misses which could all have been treated as a discovery of CMB. In 1964, two radio astronomers, Penzias and Wilson began their search to detect sources of radiation that might potentially harm satellites. To their frustration, they found a uniform signal in the microwave range, seeming to come from all directions. Having no clue what it was, they tried everything to eliminate this “unwanted” background noise but failed. Luckily, Penzias talked to Burke, a scientist at MIT, who advised him to talk to Bob Dicke at Princeton. When the phone call ended, Dicke is reported to have told his colleagues “Boys, we have been scooped”. This was because Bob Dicke and his collaborators (including Dave Wilkinson after whom WMAP was later named) were precisely looking for the signal that was an unwanted noise for Penzias and Wilson and were almost ready with an experiment to find the CMB. CMB had been discovered by Penzias and Wilson! The spectrum of CMB fitted a nearly perfect black body with its temperature at around 3K. The experimental results of Penzias and Wilson[12] detailing the observation and the cosmological interpretation by Dicke, Peebles, Roll and Wilkinson[13] were published side by side in the Astrophysical Journal. For their discovery, Penzias and Wilson, were awarded the 1978 Nobel prize in Physics. Following the serendipitous discovery of the CMB, the next step was to look for the anisotropies in the CMB. Early attempts limited by the low sensitivity of instruments, indicated that CMB was discouragingly smooth. Many experiments were designed to look for the characteristics of CMB but the real breakthrough came with the COBE mission’s confirmation of the perfect black body spectrum of the CMB and the small (1 part in 10 5 ) but significant anisotropies in the cosmic microwave background. John Mather and George Smoot shared the 2006 Nobel prize in Physics for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation respectively.


W ayne h u

Key Concepts

  • Gravitational waves show a power spectrum with both E and B mode contributions
  • Limits on the gravitational wave contribution to the temperature anisotropy imply B-modes < a few tenths of a microKelvin.
  • Gravitational waves probe the physics of inflation but will require a thorough understanding of foregrounds and secondary effects for their detection.

If there were only gravitational waves and no density perturbations in the Universe, the CMB temperature, polarization and temperature-polarization cross power spectra would look like:

Notice that the polarization contains power in both the E and B-modes. That we do see acoustic peaks in the spectrum indicates that this scenario cannot actually be true. At most, gravitational waves contribute a fraction of the power in temperature anisotropies. Adding back in the density fluctuations, the power spectrum as a function of the ratio of power in the gravitational wave (tensor, T) versus density (scalar, S) modes becomes:

For realistic values of this ratio or " T/S ", the power in the B-mode corresponds to a tenth of a micro Kelvin signal on scales of l

Needless to say, this signal will be very difficult to detect in the presence of foregrounds and secondary anisotropies that also produce B-modes. The rewards of detecting it are however great. The amplitude and spectrum of the gravitational wave contributions are our best probes of the physics of the inflationary epoch .


อ้างอิง

  1. E. Komatsu และคณะ, Astrophys. J. Suppl. Ser. 192, 18 (2011)
  2. S. Das และคณะ, Phys. รายได้เลตต์ 107, 021301 (2011)
  3. B. D. Sherwin และคณะ, Phys. รายได้เลตต์ 107, 021302 (2011)
  4. M. Lueker และคณะ, Astrophys. เจ 719, 1045 (2010)
  5. R. Hlozek และคณะ, arXiv:1105.4887 (2011)
  6. M. Brown และคณะ, Astrophys. เจ 705, 978 (2009)
  7. K. Smith, O. Zahn, and O Doré, Phys. Rev. D 76, 043510 (2007)
  8. C. Hirata และคณะ, Phys. Rev. D 78, 043520 (2008)
  9. A. Conley และคณะ, Astrophys. J. Suppl. Ser. 192, 1 (2011)
  10. T. Giannantonio และคณะ, Phys. Rev. D 77, 123520 (2008)
  11. P. Ade และคณะ (Planck Collaboration), arXiv:1101.2022 (2011)
  12. S. Galli และคณะ, Phys. Rev. D 82, 123504 (2010)


ดูวิดีโอ: Kartor (กันยายน 2022).