รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคืออะไร

การวัด CMB ที่แม่นยำมีความสำคัญต่อจักรวาลวิทยา เนื่องจากแบบจำลองใดๆ ของจักรวาลที่เสนอจะต้องอธิบายการแผ่รังสีนี้ CMB มีสเปกตรัมตัวสีดำด้านความร้อนที่อุณหภูมิ2.725 48 ± 0.000 57  K . [5]สเปกตรัมกระจ่างใส dE ν / dνยอดเขาที่ 160.23 GHz ในไมโครเวฟช่วงของความถี่ที่สอดคล้องกับโฟตอนพลังงานประมาณ 6.626 ⋅ 10 -4 eV อีกทางหนึ่ง หากการแผ่รังสีสเปกตรัมถูกกำหนดเป็น dE λ /dλ ความยาวคลื่นสูงสุดคือ 1.063 มม. (282 GHz, 1.168 ⋅ 10 −3 eV โฟตอน) การเรืองแสงนั้นเกือบจะสม่ำเสมอในทุกทิศทาง แต่การแปรผันที่เหลือเล็กน้อยแสดงรูปแบบที่เฉพาะเจาะจงมาก เช่นเดียวกับที่คาดไว้จากก๊าซร้อนที่กระจายอย่างสม่ำเสมออย่างเป็นธรรมซึ่งขยายไปถึงขนาดปัจจุบันของจักรวาล โดยเฉพาะอย่างยิ่ง การแผ่รังสีของสเปกตรัมในมุมต่างๆ ของการสังเกตบนท้องฟ้ามีแอนไอโซโทรปีเล็กๆหรือสิ่งผิดปกติ ซึ่งแตกต่างกันไปตามขนาดของพื้นที่ที่ตรวจสอบ พวกเขาได้รับการวัดอย่างละเอียดและตรงกับสิ่งที่คาดหวังหากความแปรผันทางความร้อนเล็กน้อยที่เกิดจากความผันผวนของควอนตัมในพื้นที่เล็ก ๆ ได้ขยายไปถึงขนาดของจักรวาลที่สังเกตได้ที่เราพบในทุกวันนี้ นี่เป็นสาขาวิชาที่มีความกระตือรือร้นอย่างมาก โดยนักวิทยาศาสตร์กำลังค้นหาทั้งข้อมูลที่ดีขึ้น (เช่นยานอวกาศพลังค์ ) และการตีความเงื่อนไขเริ่มต้นของการขยายตัวได้ดีขึ้น แม้ว่ากระบวนการต่างๆ มากมายอาจก่อให้เกิดรูปแบบทั่วไปของสเปกตรัมของวัตถุสีดำ แต่ไม่มีแบบจำลองอื่นใดนอกจากบิ๊กแบงที่ยังไม่ได้อธิบายความผันผวน ด้วยเหตุนี้ นักจักรวาลวิทยาส่วนใหญ่จึงถือว่าแบบจำลองบิ๊กแบงของจักรวาลเป็นคำอธิบายที่ดีที่สุดสำหรับ CMB

ความสม่ำเสมอในระดับสูงทั่วทั้งเอกภพที่สังเกตได้และแอนไอโซโทรปีที่จางแต่วัดได้ให้การสนับสนุนอย่างมากสำหรับโมเดลบิ๊กแบงโดยทั่วไปและโดยเฉพาะโมเดล ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") ยิ่งไปกว่านั้น ความผันผวนยังสัมพันธ์กันในระดับเชิงมุมที่ใหญ่กว่าขอบฟ้าจักรวาลวิทยาที่ปรากฎที่การรวมตัวกันใหม่ ความสอดคล้องกันดังกล่าวได้รับการปรับแต่งอย่างเป็นเหตุเป็นผลหรือเกิดภาวะเงินเฟ้อในจักรวาล [6] [7]

กราฟของสเปกตรัมไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่วัดโดยเครื่องมือ FIRAS บน COBEซึ่งเป็นสเปกตรัมของวัตถุสีดำที่วัดได้อย่างแม่นยำที่สุด ในธรรมชาติ [8]แถบข้อผิดพลาดที่มีขนาดเล็กเกินไปที่จะมองเห็นได้แม้ในภาพขยายและมันเป็นไปไม่ได้ที่จะแยกแยะข้อมูลที่สังเกตจากทฤษฎีเส้นโค้ง

การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลเป็นการปล่อยพลังงานความร้อนจากร่างกายสีดำที่สม่ำเสมอซึ่งมาจากทุกส่วนของท้องฟ้า การแผ่รังสีเป็นแบบไอโซโทรปิกถึงประมาณหนึ่งส่วนใน 100,000: ค่าความแปรผันของค่าเฉลี่ยรากที่สองมีค่าเพียง 18 µK [9]หลังจากลบแอนไอโซโทรปีไดโพลออกจากการเปลี่ยนแปลงดอปเลอร์ของการแผ่รังสีพื้นหลัง หลังเกิดจากความเร็วที่แปลกประหลาดของดวงอาทิตย์เทียบกับcomovingกรอบส่วนที่เหลือของจักรวาลขณะที่มันเคลื่อนในบาง 369.82 ± 0.11 กิโลเมตร / วินาทีต่อกลุ่มดาวราศีสิงห์ (กาแล็คซี่ลองจิจูด 264.021 ± 0.011, กาแล็คซี่ละติจูด 48.253 ± 0.005) [10]มีการวัดไดโพล CMB และความคลาดเคลื่อนที่มัลติโพลที่สูงกว่า ซึ่งสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของกาแลคซี (11)

ในบิ๊กแบงแบบจำลองสำหรับการก่อตัวของจักรวาล , จักรวาลเงินเฟ้อคาดการณ์ว่าหลังจากนั้นประมาณ 10 -37วินาที[12]จักรวาลตั้งไข่รับการเจริญเติบโตที่เรียบออกเกือบทุกความผิดปกติ ความผิดปกติที่เหลือเกิดจากความผันผวนของควอนตัมในเขตเงินเฟ้อที่ทำให้เกิดเหตุการณ์เงินเฟ้อ [13]นานก่อนที่จะก่อตัวของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ที่เอกภพในยุคต้นมีขนาดเล็ก, ร้อนมากและเริ่มต้น 10 -6วินาทีหลังจากบิ๊กแบงที่เต็มไปด้วยเครื่องแบบเรืองแสงจากหมอกสีขาวร้อนของการมีปฏิสัมพันธ์พลาสม่าของโฟตอน , อิเล็กตรอนและแบริออน

เมื่อเอกภพขยาย , อะระบายความร้อนที่เกิดจากความหนาแน่นของพลังงานของพลาสมาจะลดลงจนกลายเป็นที่ดีสำหรับอิเล็กตรอนที่จะรวมกับโปรตอนสร้างไฮโดรเจนอะตอม นี้รวมตัวกันอีกเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นเมื่ออุณหภูมิอยู่ที่ประมาณ 3000 K หรือเมื่อจักรวาลอายุประมาณ 379,000 ปี [14]ในฐานะที่เป็นโฟตอนไม่ได้มีปฏิสัมพันธ์กับอะตอมเป็นกลางทางไฟฟ้าเหล่านี้ในอดีตเริ่มที่จะเดินทางได้อย่างอิสระผ่านพื้นที่ส่งผลให้decouplingของเรื่องและการฉายรังสี [15]

อุณหภูมิสีของวงดนตรีโฟตอน decoupled ได้อย่างต่อเนื่องเพื่อลดนับตั้งแต่; ตอนนี้ลงไป2.7260 ± 0.0013 K , [5]จะลดลงต่อไปเมื่อเอกภพขยายตัว ความเข้มของรังสีสอดคล้องกับรังสีวัตถุดำที่ 2.726 K เนื่องจากการแผ่รังสีตัวดำที่เปลี่ยนสีแดงนั้นเหมือนกับการแผ่รังสีวัตถุดำที่อุณหภูมิต่ำกว่า ตามรูปแบบบิ๊กแบงรังสีจากวัดเราท้องฟ้าในวันนี้มาจากพื้นผิวทรงกลมที่เรียกว่าพื้นผิวของกระเจิงที่ผ่านมา นี่แสดงถึงชุดของสถานที่ในอวกาศซึ่งคาดว่าเหตุการณ์การแยกส่วนเกิดขึ้น[16]และ ณ จุดหนึ่งที่โฟตอนจากระยะทางนั้นเพิ่งไปถึงผู้สังเกต พลังงานรังสีส่วนใหญ่ในจักรวาลอยู่ในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล[17]คิดเป็นเศษเสี้ยวของคร่าวๆ6 × 10 −5ของความหนาแน่นรวมของจักรวาล [18]

ความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ที่สุดสองประการของทฤษฎีบิ๊กแบงคือการทำนายสเปกตรัมของวัตถุสีดำที่เกือบจะสมบูรณ์แบบและการทำนายโดยละเอียดของแอนไอโซโทรปีในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล สเปกตรัม CMB ได้กลายเป็นสเปกตรัมของวัตถุสีดำที่วัดได้อย่างแม่นยำที่สุดในธรรมชาติ [8]

ความหนาแน่นของการใช้พลังงานของ CMB คือ 0.260 eV / ซม. 3 (4.17 × 10 -14  J / m 3 ) ซึ่งอัตราผลตอบแทนประมาณ 411 โฟตอน / ซม. 3 (19)

ไมโครเวฟพื้นหลังเป็นที่คาดการณ์ครั้งแรกในปี 1948 โดยราล์ฟ Alpherและโรเบิร์ตเฮอร์แมน , ในความสัมพันธ์ใกล้ชิดกับการทำงานดำเนินการโดย Alpher ของปริญญาเอกที่ปรึกษาจอร์จ Gamow [20] [21] [22] [23] Alpher และ Herman สามารถประมาณอุณหภูมิของพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลเป็น 5 K แม้ว่าสองปีต่อมาพวกเขาจะประมาณค่าใหม่อีกครั้งที่ 28 K การประมาณการที่สูงนี้เป็นเพราะ misestimate ของค่าคงที่ฮับเบิลอัลเฟรด Behr ซึ่งไม่สามารถจำลองแบบและถูกทิ้งร้างในภายหลังสำหรับการประมาณการก่อนหน้านี้ แม้ว่าจะมีการประมาณอุณหภูมิของพื้นที่ก่อนหน้านี้หลายครั้ง แต่สิ่งเหล่านี้ได้รับความทุกข์ทรมานจากข้อบกพร่องสองประการ ก่อนที่พวกเขามีการตรวจวัดที่มีประสิทธิภาพอุณหภูมิของพื้นที่และไม่ได้แนะนำพื้นที่ที่เต็มไปด้วยความร้อนพลังค์สเปกตรัม ต่อไป พวกมันขึ้นอยู่กับการที่เราอยู่ในจุดพิเศษที่ขอบดาราจักรทางช้างเผือกและพวกเขาไม่ได้แนะนำว่าการแผ่รังสีเป็นแบบไอโซโทรปิก การประมาณการจะให้ผลการคาดการณ์ที่แตกต่างกันมากหากโลกเกิดขึ้นที่อื่นในจักรวาล [24]

โฮล์มฮอร์นเสาอากาศที่ Penzias และวิลสันค้นพบไมโครเวฟพื้นหลัง เสาอากาศนี้สร้างขึ้นในปี 1959 เพื่อรองรับ Project Echoซึ่งเป็นดาวเทียมสื่อสารแบบพาสซีฟของ National Aeronautics and Space Administration ซึ่งใช้บอลลูนพลาสติกอะลูมิเนียมขนาดใหญ่ที่โคจรรอบโลกเป็นตัวสะท้อนแสงเพื่อสะท้อนสัญญาณวิทยุจากจุดหนึ่งไปยังอีกจุดหนึ่งบนโลก

1948 ผลการ Alpher และเฮอร์แมนได้กล่าวในการตั้งค่าหลายฟิสิกส์ผ่านประมาณปี 1955 เมื่อทั้งสองออกจากห้องปฏิบัติการฟิสิกส์ประยุกต์ที่Johns Hopkins University อย่างไรก็ตาม ชุมชนดาราศาสตร์กระแสหลักไม่ได้สนใจจักรวาลวิทยาในขณะนั้น คำทำนายของ Alpher และ Herman ถูกค้นพบอีกครั้งโดยYakov Zel'dovichในช่วงต้นทศวรรษ 1960 และRobert Dickeทำนายโดยอิสระในเวลาเดียวกัน การค้นพบการแผ่รังสี CMB ครั้งแรกที่ตีพิมพ์เป็นปรากฏการณ์ที่ตรวจพบได้ปรากฏในเอกสารสั้น ๆ โดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์โซเวียตAG DoroshkevichและIgor Novikovในฤดูใบไม้ผลิของปี 2507 [25]ในปี 2507 David Todd Wilkinsonและ Peter Roll เพื่อนร่วมงานของ Dicke ที่Princeton Universityได้เริ่มสร้างเครื่องวัดรังสี Dickeเพื่อวัดพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาล [26]ในปี 1964 อาร์โน Penziasและโรเบิร์ต Woodrow Wilsonที่ครอว์ฟฮิลล์สถานที่ตั้งของBell Laboratories โทรศัพท์ในบริเวณใกล้เคียงโฮล์มเมืองนิวเจอร์ซีย์ได้สร้าง Radiometer Dicke ว่าพวกเขาตั้งใจที่จะใช้สำหรับวิทยุดาราศาสตร์และการทดลองการสื่อสารผ่านดาวเทียม เมื่อวันที่ 20 พฤษภาคม พ.ศ. 2507 พวกเขาได้ทำการวัดครั้งแรกโดยแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่ามีพื้นหลังไมโครเวฟ[27]โดยเครื่องมือของพวกเขามีอุณหภูมิเสาอากาศเกิน 4.2K ซึ่งไม่สามารถระบุได้ หลังจากได้รับโทรศัพท์จากครอว์ฟอร์ด ฮิลล์ ดิ๊กก็พูดว่า "พวกหนู เราโดนหลอกแล้ว" [2] [28] [29]การประชุมระหว่างกลุ่มพรินซ์ตันและครอว์ฟอร์ดฮิลล์ระบุว่าอุณหภูมิของเสาอากาศเกิดจากพื้นหลังไมโครเวฟ Penzias และ Wilson ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ปี 1978 จากการค้นพบของพวกเขา [30]

การตีความพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลเป็นปัญหาที่ถกเถียงกันในทศวรรษ 1960 โดยมีผู้เสนอทฤษฎีสภาวะคงตัวบางคนโต้แย้งว่าพื้นหลังไมโครเวฟเป็นผลมาจากแสงดาวที่กระจัดกระจายจากดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไป [31]โดยใช้แบบจำลองนี้ และจากการศึกษาลักษณะเส้นดูดกลืนแคบในสเปกตรัมของดวงดาว นักดาราศาสตร์Andrew McKellarเขียนในปี 1941 ว่า "สามารถคำนวณได้ว่า ' อุณหภูมิการหมุน ' ของอวกาศระหว่างดวงดาวคือ 2 K" [32]อย่างไรก็ตาม ในช่วงปี 1970 ฉันทามติเป็นที่ยอมรับว่าพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลเป็นส่วนที่เหลืออยู่ของบิ๊กแบง ส่วนใหญ่เป็นเพราะการวัดใหม่ที่ช่วงความถี่แสดงให้เห็นว่าสเปกตรัมนั้นเป็นสเปกตรัมความร้อนและสีดำซึ่งเป็นผลให้แบบจำลองสถานะคงตัวไม่สามารถทำซ้ำได้ [33]

แฮร์ริสันเบิลส์, Yu และ Zel dovich ของตระหนักว่าเอกภพในยุคต้นจะต้องมี inhomogeneities ที่ระดับ 10 -4หรือ 10 -5 [34] [35] [36] ภายหลังRashid Sunyaevได้คำนวณรอยประทับที่สังเกตได้ซึ่งความไม่เท่าเทียมกันเหล่านี้จะมีอยู่บนพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล [37]ข้อจำกัดที่เข้มงวดมากขึ้นบนแอนไอโซโทรปีของพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกถูกกำหนดโดยการทดลองบนพื้นดินในช่วงทศวรรษ 1980 RELIKT-1การทดลอง anisotropy พื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกของโซเวียตบนดาวเทียม Prognoz 9 (เปิดตัว 1 กรกฎาคม 1983) ให้ขีดจำกัดบนของแอนไอโซโทรปีขนาดใหญ่ นาซา COBEภารกิจได้รับการยืนยันอย่างชัดเจน anisotropy หลักกับเครื่องดนตรีที่แตกต่างไมโครเวฟ Radiometer เผยแพร่ผลการวิจัยของพวกเขาในปี 1992 [38] [39]ทีมที่ได้รับรางวัลโนเบลในสาขาฟิสิกส์ในปี 2006 สำหรับการค้นพบนี้

แรงบันดาลใจจากผลลัพธ์ของ COBE ชุดของการทดลองบนพื้นดินและบอลลูนเป็นการวัดค่าแอนไอโซโทรปีของพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกบนเครื่องชั่งเชิงมุมที่เล็กกว่าในทศวรรษหน้า เป้าหมายหลักของการทดลองนี้คือการวัดขนาดของพีคเสียงแรก ซึ่ง COBE ไม่มีความละเอียดเพียงพอที่จะแก้ไข จุดสูงสุดนี้สอดคล้องกับความแปรผันของความหนาแน่นขนาดใหญ่ในเอกภพยุคแรกที่สร้างขึ้นโดยความไม่คงตัวของแรงโน้มถ่วง ส่งผลให้เกิดการสั่นของเสียงในพลาสมา [40] พีคแรกในแอนไอโซโทรปีตรวจพบอย่างไม่แน่นอนโดยการทดลอง Tocoและผลลัพธ์ได้รับการยืนยันโดยการทดลองBOOMERanGและMAXIMA [41] [42] [43]วัดเหล่านี้แสดงให้เห็นว่ารูปทรงเรขาคณิตของจักรวาลอยู่ที่ประมาณแบนมากกว่าโค้ง [44]พวกเขาตัดสายจักรวาลออกเป็นองค์ประกอบหลักของการก่อตัวโครงสร้างจักรวาล และแนะนำการพองตัวของจักรวาลเป็นทฤษฎีที่เหมาะสมของการสร้างโครงสร้าง [45]

พีคที่สองถูกตรวจพบอย่างไม่แน่นอนโดยการทดลองหลายครั้งก่อนที่จะถูกตรวจพบโดยWMAPซึ่งตรวจพบพีคที่สามอย่างไม่แน่นอน [46]ในปี 2010 มีการทดลองหลายอย่างเพื่อปรับปรุงการวัดโพลาไรซ์และพื้นหลังไมโครเวฟบนเครื่องชั่งเชิงมุมขนาดเล็ก เหล่านี้รวมถึง Dasi, WMAP, บูมเมอแรง, Quad , Planck ยานอวกาศ , Atacama จักรวาลกล้องโทรทรรศน์ , ขั้วโลกใต้กล้องโทรทรรศน์และกล้องโทรทรรศน์ที่เงียบสงบ

สัตว์เลี้ยงลูกด้วยนมแรกสุด

การแผ่รังสีพื้นหลังของไมโครเวฟในจักรวาลและความสัมพันธ์ของระยะห่างระหว่างสีแดงกับจักรวาลถือเป็นหลักฐานที่ดีที่สุดสำหรับทฤษฎีบิกแบง วัด CMB ได้ทำให้เงินเฟ้อทฤษฎีบิ๊กแบงมาตรฐานดาราศาสตร์รุ่น [47]การค้นพบของ CMB ในทศวรรษ 1960- กลางลดความสนใจในทางเลือกเช่นทฤษฎีความมั่นคงของรัฐ [48]

ในช่วงปลายทศวรรษ 1940 Alpher และ Herman ให้เหตุผลว่าหากมีบิ๊กแบง การขยายตัวของเอกภพจะยืดออกและทำให้การแผ่รังสีพลังงานสูงของเอกภพยุคแรกๆ เย็นลงสู่บริเวณไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและลดลงจนถึงอุณหภูมิ ประมาณ 5 ก. พวกเขาคิดผิดเล็กน้อยกับค่าประมาณ แต่พวกเขามีความคิดที่ถูกต้อง พวกเขาทำนาย CMB เพนเซียสและวิลสันต้องใช้เวลาอีก 15 ปีจึงจะสะดุดเมื่อพบว่าพื้นหลังไมโครเวฟอยู่ที่นั่นจริงๆ [49]

CMB ให้ภาพรวมของจักรวาลเมื่อตามจักรวาลวิทยามาตรฐาน อุณหภูมิลดลงพอที่จะยอมให้อิเล็กตรอนและโปรตอนสร้างอะตอมไฮโดรเจนซึ่งจะทำให้เอกภพเกือบจะโปร่งใสต่อการแผ่รังสีเพราะแสงไม่ได้กระจัดกระจายจากอิเล็กตรอนอิสระอีกต่อไป เมื่อกำเนิดขึ้นประมาณ 380,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง—เวลานี้โดยทั่วไปเรียกว่า "เวลาของการกระเจิงครั้งสุดท้าย" หรือช่วงเวลาของการรวมตัวกันใหม่หรือการแยกตัว - อุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ประมาณ 3000 K ซึ่งสอดคล้องกับพลังงานประมาณ 0.26  eV , [50]ซึ่งน้อยกว่าพลังงานไอออไนเซชัน 13.6 eV ของไฮโดรเจนมาก [51]

นับตั้งแต่การแยกส่วน อุณหภูมิของรังสีพื้นหลังลดลงโดยเฉลี่ย 1090 [52]เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ เมื่อเอกภพขยายตัว โฟตอน CMB จะเปลี่ยนไปเป็นสีแดงทำให้พลังงานลดลง อุณหภูมิของการเข้าพักรังสีเหล่านี้สัดส่วนผกผันพารามิเตอร์ที่อธิบายการขยายตัวญาติของจักรวาลในช่วงเวลาที่รู้จักกันเป็นสเกลความยาว อุณหภูมิT rของ CMB ตามฟังก์ชันของ redshift, zสามารถแสดงเป็นสัดส่วนกับอุณหภูมิของ CMB ตามที่สังเกตได้ในปัจจุบัน (2.725 K หรือ 0.2348 meV): [53]

สำหรับรายละเอียดเกี่ยวกับเหตุผลว่ารังสีเป็นหลักฐานสำหรับบิ๊กแบงเห็นรังสีพื้นหลังของจักรวาลของบิ๊กแบง

แอนไอโซโทรปีปฐมภูมิ

สเปกตรัมกำลังของแอนไอโซโทรปีอุณหภูมิรังสีพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกในแง่ของมาตราส่วนเชิงมุม (หรือ โมเมนต์หลายขั้ว ) ข้อมูลที่แสดงมาจากเครื่องมือ WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) และ VSA (2004) แสดงให้เห็นด้วยว่าเป็นแบบจำลองทางทฤษฎี (เส้นทึบ)

anisotropyหรือพึ่งพาทิศทางของไมโครเวฟพื้นหลังจะถูกแบ่งออกเป็นสองประเภท: anisotropy หลักเนื่องจากผลกระทบที่เกิดขึ้นที่พื้นผิวของกระเจิงที่ผ่านมาและก่อน; และแอนไอโซโทรปีทุติยภูมิเนื่องจากผลกระทบเช่นปฏิกิริยาของรังสีพื้นหลังกับก๊าซร้อนหรือศักย์โน้มถ่วงที่แทรกแซงซึ่งเกิดขึ้นระหว่างพื้นผิวกระเจิงสุดท้ายกับผู้สังเกต

โครงสร้างของ anisotropies พื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลถูกกำหนดโดยผลกระทบสองประการ: การสั่นของเสียงและการหน่วงการกระจาย (เรียกอีกอย่างว่าการทำให้หมาด ๆ ไม่มีการชนหรือการทำให้หมาด ๆ ของไหม ) การสั่นของเสียงเกิดขึ้นเนื่องจากความขัดแย้งในโฟตอน – บาริออนพลาสมาในเอกภพยุคแรก ความกดดันของโฟตอนมีแนวโน้มที่จะลบ anisotropies ในขณะที่แรงดึงดูดของ baryons ซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็วช้ากว่าแสงมากทำให้มีแนวโน้มที่จะยุบตัวเพื่อสร้างความหนาแน่นมากเกินไป เอฟเฟกต์ทั้งสองนี้แข่งขันกันเพื่อสร้างการสั่นของเสียง ซึ่งทำให้พื้นหลังไมโครเวฟมีโครงสร้างสูงสุดที่มีลักษณะเฉพาะ พีคนั้นสัมพันธ์กันอย่างคร่าว ๆ กับเรโซแนนซ์ที่โฟตอนแยกตัวออกเมื่อโหมดใดโหมดหนึ่งอยู่ที่แอมพลิจูดสูงสุด

ยอดเขามีลายเซ็นทางกายภาพที่น่าสนใจ มาตราส่วนเชิงมุมของยอดเขาแรกกำหนดความโค้งของจักรวาล (แต่ไม่ใช่โทโพโลยีของจักรวาล) พีคถัดไป—อัตราส่วนของพีคคี่ต่อพีคคู่—กำหนดความหนาแน่นแบริออนที่ลดลง [54]จุดสูงสุดที่สามสามารถใช้เพื่อรับข้อมูลเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารมืด [55]

ตำแหน่งของยอดเขาให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับธรรมชาติของการรบกวนความหนาแน่นขั้นต้น มีสองประเภทพื้นฐานของเยี่ยงอย่างหนาแน่นเรียกว่าอะเดียแบติกและisocurvature การรบกวนความหนาแน่นทั่วไปเป็นส่วนผสมของทั้งสอง และทฤษฎีที่แตกต่างกันที่อ้างว่าจะอธิบายสเปกตรัมการรบกวนของความหนาแน่นดั้งเดิมทำนายสารผสมที่แตกต่างกัน

สเปกตรัม CMB สามารถแยกแยะระหว่างสองสิ่งนี้ได้เนื่องจากความแปรปรวนสองประเภทนี้สร้างตำแหน่งสูงสุดที่แตกต่างกัน การรบกวนของความหนาแน่นของไอโซเคิร์ฟทำให้เกิดชุดของพีคที่มีสเกลเชิงมุม ( ค่าℓของพีค) คร่าวๆ ในอัตราส่วน 1 : 3 : 5 : ... ในขณะที่การรบกวนของความหนาแน่นแบบอะเดียแบติกจะสร้างพีคที่มีตำแหน่งอยู่ในอัตราส่วน 1 : 2 : 3 : ... [56] การสังเกตจะสอดคล้องกับการรบกวนของความหนาแน่นตั้งแต่แรกเริ่มเป็นแอเดียแบติกทั้งหมด การให้การสนับสนุนที่สำคัญสำหรับอัตราเงินเฟ้อ และการแยกแบบจำลองของการสร้างโครงสร้างหลายแบบที่เกี่ยวข้อง ตัวอย่างเช่น สตริงคอสมิก

การทำให้หมาด ๆ โดยไม่เกิดการชนเกิดขึ้นจากผลกระทบสองประการ เมื่อการบำบัดพลาสมาปฐมภูมิเมื่อของเหลวเริ่มแตกตัว:

• เส้นทางอิสระเฉลี่ยที่เพิ่มขึ้นของโฟตอนเมื่อพลาสมายุคแรกเริ่มหายากขึ้นเรื่อยๆ ในจักรวาลที่กำลังขยายตัว
• ความลึกจำกัดของพื้นผิวกระเจิงสุดท้าย (LSS) ซึ่งทำให้เส้นทางอิสระเฉลี่ยเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วในระหว่างการแยกส่วน แม้ในขณะที่การกระเจิงคอมป์ตันบางส่วนยังคงเกิดขึ้น

ผลกระทบเหล่านี้มีส่วนช่วยในการปราบปรามของแอนไอโซโทรปีอย่างเท่าเทียมกันในเกล็ดเล็กๆ และก่อให้เกิดหางลดแรงม้าแบบเอ็กซ์โปเนนเชียลที่มีลักษณะเฉพาะที่เห็นในแอนไอโซโทรปีที่มีสเกลเชิงมุมขนาดเล็กมาก

ความลึกของ LSS หมายถึงข้อเท็จจริงที่ว่าการแยกตัวของโฟตอนและแบริออนไม่ได้เกิดขึ้นทันที แต่ต้องใช้เศษส่วนของอายุของเอกภพจนถึงยุคนั้น วิธีหนึ่งในการหาปริมาณว่ากระบวนการนี้ใช้เวลานานเท่าใดโดยใช้ฟังก์ชันการมองเห็นโฟตอน (PVF) ฟังก์ชั่นนี้ถูกกำหนดไว้เพื่อให้ denoting PVF โดยP ( T ) น่าจะเป็นที่โฟตอน CMB กระจัดกระจายสุดท้ายระหว่างเวลาTและT + dtจะได้รับจากP ( T )  dt

ค่าสูงสุดของ PVF (เวลาที่มีความเป็นไปได้มากที่สุดที่โฟตอน CMB ที่กำหนดจะกระจัดกระจายไปครั้งสุดท้าย) เป็นที่ทราบกันดีทีเดียว ผลลัพธ์WMAPปีแรกระบุเวลาที่P ( t ) มีสูงสุด 372,000 ปี [57]มักถูกมองว่าเป็น "เวลา" ที่ CMB ก่อตัวขึ้น อย่างไรก็ตาม ในการหาว่าโฟตอนและแบริออนใช้เวลานานเท่าใดในการแยกส่วน เราจำเป็นต้องมีการวัดความกว้างของ PVF ทีม WMAP พบว่า PVF มีค่ามากกว่าครึ่งหนึ่งของค่าสูงสุด ("ความกว้างเต็มที่ที่ค่าสูงสุดครึ่งหนึ่ง" หรือ FWHM) ในช่วงเวลา 115,000 ปี โดยมาตรการนี้ การแยกส่วนเกิดขึ้นประมาณ 115,000 ปี และเมื่อสร้างเสร็จแล้ว เอกภพมีอายุประมาณ 487,000 ปี

นับตั้งแต่ CMB เกิดขึ้น ดูเหมือนว่าจะได้รับการแก้ไขโดยกระบวนการทางกายภาพที่ตามมาหลายขั้นตอน ซึ่งเรียกรวมกันว่า anisotropy ในช่วงเวลาสุดท้าย หรือ anisotropy ทุติยภูมิ เมื่อโฟตอน CMB มีอิสระที่จะเดินทางโดยปราศจากสิ่งกีดขวาง สสารธรรมดาในจักรวาลส่วนใหญ่อยู่ในรูปของไฮโดรเจนที่เป็นกลางและอะตอมฮีเลียม อย่างไรก็ตาม การสังเกตกาแลคซีในปัจจุบันดูเหมือนจะบ่งชี้ว่าปริมาตรส่วนใหญ่ของตัวกลางในอวกาศ (IGM) ประกอบด้วยวัสดุที่แตกตัวเป็นไอออน (เนื่องจากมีเส้นการดูดกลืนแสงน้อยเนื่องจากอะตอมของไฮโดรเจน) นี่บอกเป็นนัยถึงช่วงเวลาของการรีออไนเซชันในระหว่างที่วัสดุบางส่วนในจักรวาลแตกออกเป็นไฮโดรเจนไอออน

โฟตอน CMB กระจัดกระจายโดยประจุฟรีเช่นอิเล็กตรอนที่ไม่ผูกมัดในอะตอม ในเอกภพที่แตกตัวเป็นไอออน อนุภาคที่มีประจุดังกล่าวได้รับการปลดปล่อยจากอะตอมที่เป็นกลางโดยรังสีอัลตราไวโอเลต ทุกวันนี้ ประจุฟรีเหล่านี้มีความหนาแน่นต่ำเพียงพอในปริมาตรส่วนใหญ่ของจักรวาล ซึ่งไม่ส่งผลกระทบต่อ CMB อย่างวัดได้ อย่างไรก็ตาม หาก IGM ถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนในช่วงแรกๆ ที่เอกภพยังคงหนาแน่นขึ้น จะมีผลกระทบหลักสองประการต่อ CMB:

1. แอนไอโซโทรปีขนาดเล็กจะถูกลบออก (เช่นเดียวกับการมองวัตถุผ่านหมอก รายละเอียดของวัตถุจะคลุมเครือ)
2. ฟิสิกส์ของการกระเจิงของโฟตอนโดยอิเล็กตรอนอิสระ ( การกระเจิงของทอมสัน ) ทำให้เกิดแอนไอโซโทรปีโพลาไรเซชันบนเกล็ดเชิงมุมขนาดใหญ่ โพลาไรซ์มุมกว้างนี้มีความสัมพันธ์กับการรบกวนของอุณหภูมิในมุมกว้าง

ยานอวกาศ WMAP สังเกตเห็นผลกระทบทั้งสองนี้ ซึ่งเป็นหลักฐานว่าเอกภพถูกแตกตัวเป็นไอออนในช่วงแรกๆ โดยเปลี่ยนทิศทางแดงมากกว่า 17 [ จำเป็นต้องชี้แจง ]แหล่งที่มาโดยละเอียดของรังสีไอออไนซ์ในช่วงแรกนี้ยังคงเป็นประเด็นถกเถียงทางวิทยาศาสตร์ . มันอาจรวมถึงแสงดาวจากกลุ่มดาวกลุ่มแรก ( กลุ่มประชากร III stars) มหานวดาราเมื่อดาวฤกษ์ดวงแรกเหล่านี้ถึงจุดสิ้นสุดของชีวิต หรือการแผ่รังสีไอออไนซ์ที่เกิดจากจานเพิ่มมวลของหลุมดำมวลมหาศาล

เวลาหลังการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง - และก่อนการสังเกตดาวดวงแรก - นักจักรวาลวิทยาเรียกว่ายุคมืดกึ่งอารมณ์ขันและเป็นช่วงเวลาที่นักดาราศาสตร์ศึกษาอย่างเข้มข้น (ดูการแผ่รังสี 21 ซม. ) .

ผลกระทบอีกสองประการที่เกิดขึ้นระหว่างการรีออไนเซชันและการสังเกตพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกของเรา และที่ดูเหมือนจะทำให้เกิดแอนไอโซโทรปี คือผลกระทบ Sunyaev–Zel'dovichซึ่งกลุ่มเมฆของอิเล็กตรอนพลังงานสูงกระจายการแผ่รังสี โดยถ่ายเทพลังงานบางส่วนไป โฟตอน CMB และเอฟเฟกต์ Sachs–Wolfeซึ่งทำให้โฟตอนจากพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกถูกเปลี่ยนด้วยแรงโน้มถ่วงเป็นสีแดงหรือเปลี่ยนเป็นสีน้ำเงินเนื่องจากสนามโน้มถ่วงที่เปลี่ยนไป

ความประทับใจของศิลปินคนนี้แสดงให้เห็นว่าแสงจากเอกภพยุคแรกเบี่ยงเบนไปจากเอฟเฟกต์เลนส์โน้มถ่วงของโครงสร้างคอสมิกขนาดมหึมาที่ก่อตัวเป็นโหมด B ขณะเดินทางข้ามจักรวาลได้อย่างไร

พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลมีโพลาไรซ์ที่ระดับไมโครเคลวินสองสามตัว โพลาไรซ์มีสองประเภทเรียกว่าโหมด E และโหมด B นี้อยู่ในเปรียบเทียบกับไฟฟ้าสถิตซึ่งในสนามไฟฟ้า ( E -field) มีหายไปขดและสนามแม่เหล็ก ( B -field) มีหายไปความแตกต่าง โหมด E เกิดขึ้นตามธรรมชาติจากการกระเจิงของทอมสันในพลาสมาที่ต่างกัน โหมด B ไม่ได้เกิดจากการรบกวนประเภทสเกลาร์มาตรฐาน กลไกเหล่านี้สร้างขึ้นได้ด้วยกลไกสองอย่าง กลไกแรกคือเลนส์โน้มถ่วงของโหมด E ซึ่งวัดโดยกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ในปี 2013; [58]คนที่สองจากคลื่นแรงโน้มถ่วงที่เกิดขึ้นจากจักรวาลเงินเฟ้อ การตรวจจับโหมด B ทำได้ยากมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อไม่ทราบระดับของการปนเปื้อนที่พื้นหน้า และสัญญาณเลนส์โน้มถ่วงที่อ่อนจะผสมสัญญาณโหมด E ที่ค่อนข้างแรงกับสัญญาณโหมด B [59]

โหมดอี

โหมด E พบเห็นครั้งแรกในปี 2545 โดยดีกรีแองกูลาร์สเกลอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ (DASI)

โหมด B

นักจักรวาลวิทยาทำนายโหมด B สองประเภท แบบแรกเกิดขึ้นในช่วงอัตราเงินเฟ้อของจักรวาลหลังจากเกิดบิ๊กแบงไม่นาน[60] [61] [62]และแบบที่สองที่เกิดจากเลนส์โน้มถ่วงในเวลาต่อมา [63]

คลื่นความโน้มถ่วงปฐมภูมิ

คลื่นความโน้มถ่วงดั่งเดิมมีคลื่นความโน้มถ่วงที่สามารถสังเกตได้ในโพลาไรซ์ของไมโครเวฟพื้นหลังและมีต้นกำเนิดของพวกเขาในเอกภพในยุคต้น แบบจำลองของอัตราเงินเฟ้อในจักรวาลทำนายว่าคลื่นความโน้มถ่วงดังกล่าวควรปรากฏขึ้น ดังนั้นการตรวจจับของพวกมันจึงสนับสนุนทฤษฎีของอัตราเงินเฟ้อ และความแข็งแกร่งของพวกมันสามารถยืนยันและยกเว้นแบบจำลองต่างๆ ของอัตราเงินเฟ้อ เป็นผลมาจากสามสิ่ง: การขยายตัวของพื้นที่โดยพองตัว การอุ่นซ้ำหลังจากพองตัว และของเหลวที่ปั่นป่วนผสมสสารและการแผ่รังสี [64]

เมื่อวันที่ 17 มีนาคม 2557 มีการประกาศว่าเครื่องมือBICEP2ตรวจพบโหมด B ประเภทแรก ซึ่งสอดคล้องกับอัตราเงินเฟ้อและคลื่นความโน้มถ่วงในเอกภพยุคแรกๆที่ระดับr =0.20+0.07
−0.05ซึ่งเป็นปริมาณพลังงานที่มีอยู่ในคลื่นความโน้มถ่วงเมื่อเทียบกับปริมาณพลังงานที่มีอยู่ในการรบกวนความหนาแน่นสเกลาร์อื่นๆ ในเอกภพยุคแรกๆ ได้รับการยืนยันนี้มันจะมีหลักฐานที่แข็งแกร่งสำหรับจักรวาลเงินเฟ้อและบิ๊กแบง[65] [66] [67] [68] [69] [70] [71]และต่อekpyroticรูปแบบของพอล Steinhardtและนีลทูรอค [72]อย่างไรก็ตาม เมื่อวันที่ 19 มิถุนายน พ.ศ. 2557 มีการรายงานความเชื่อมั่นในการยืนยันผลการวิจัยที่ลดลงอย่างมาก[70] [73] [74]และในวันที่ 19 กันยายน พ.ศ. 2557 ผลการทดลองใหม่ของพลังค์รายงานว่าผลลัพธ์ของ BICEP2 สามารถนำมาประกอบกับจักรวาลฝุ่น [75] [76]

เลนส์โน้มถ่วง

ประเภทที่สองของ B-โหมดที่ถูกค้นพบในปี 2013 โดยใช้ขั้วโลกใต้กล้องโทรทรรศน์ด้วยความช่วยเหลือจากหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล [77]ในเดือนตุลาคม 2014 การวัดโพลาไรซ์โหมด B ที่ 150 GHz ได้รับการเผยแพร่โดยการทดลองPOLARBEAR [78]เมื่อเปรียบเทียบกับ BICEP2 แล้ว POLARBEAR มุ่งเน้นไปที่ท้องฟ้าที่มีขนาดเล็กกว่าและมีความอ่อนไหวต่อผลกระทบของฝุ่นน้อยกว่า ทีมงานรายงานว่าโพลาไรซ์โหมด B ที่วัดได้ของ POLARBEAR มีต้นกำเนิดจากจักรวาลวิทยา (ไม่ใช่เพียงเพราะฝุ่น) ที่ระดับความเชื่อมั่น 97.2% [79]

ภายหลังการค้นพบ CMB มีการทดลองพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลหลายร้อยครั้งเพื่อวัดและกำหนดลักษณะเฉพาะของลายเซ็นของรังสี การทดลองที่มีชื่อเสียงที่สุดน่าจะเป็นดาวเทียม NASA Cosmic Background Explorer ( COBE ) ที่โคจรรอบในปี 2532-2539 และตรวจพบและวัดปริมาณแอนไอโซโทรปีขนาดใหญ่ที่ขีดจำกัดความสามารถในการตรวจจับ แรงบันดาลใจจากผลลัพธ์ COBE เริ่มต้นของพื้นหลังที่มีไอโซโทรปิกและเป็นเนื้อเดียวกันอย่างยิ่ง ชุดของการทดลองบนพื้นดินและแบบบอลลูนได้แสดงปริมาณแอนไอโซโทรปีของ CMB ในมาตราส่วนเชิงมุมที่เล็กกว่าในทศวรรษหน้า เป้าหมายหลักของการทดลองนี้คือการวัดมาตราส่วนเชิงมุมของพีคอะคูสติกแรก ซึ่ง COBE ไม่มีความละเอียดเพียงพอ การวัดเหล่านี้สามารถแยกแยะสตริงของจักรวาลออกเป็นทฤษฎีชั้นนำของการก่อตัวโครงสร้างจักรวาลและอัตราเงินเฟ้อของจักรวาลที่แนะนำเป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง ในช่วงปี 1990 จุดสูงสุดแรกถูกวัดด้วยความไวที่เพิ่มขึ้น และในปี 2000 การทดลอง BOOMERanGรายงานว่าความผันผวนของพลังงานสูงสุดเกิดขึ้นที่ระดับประมาณหนึ่งองศา ร่วมกับข้อมูลดาราศาสตร์อื่น ๆ ผลลัพธ์เหล่านี้ส่อให้เห็นว่ารูปทรงเรขาคณิตของจักรวาลคือแบน จำนวนของพื้นดินตามinterferometersจัดให้มีการตรวจวัดความผันผวนที่มีความแม่นยำสูงในช่วงสามปีข้างหน้ารวมทั้งอาร์เรย์ขนาดเล็กมาก , ปริญญาเชิงมุมชั่ง Interferometer (Dasi) และประวัติความเป็นมาของจักรวาล Imager (CBI) DASI ได้ทำการตรวจหาโพลาไรซ์ของ CMB เป็นครั้งแรก และ CBI ได้จัดเตรียมสเปกตรัมโพลาไรซ์โหมด E แรกพร้อมหลักฐานที่น่าสนใจว่าสเปกตรัม T-mode นั้นไม่อยู่ในเฟส

แผนที่All-sky mollweideของCMBสร้างขึ้นจากข้อมูลWMAP 9 ปี

เปรียบเทียบ ผลลัพธ์CMBจาก COBE , WMAPและ Planck
(21 มีนาคม 2556)

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2544 NASA ได้เปิดตัวภารกิจอวกาศ CMB ครั้งที่สองWMAPเพื่อทำการตรวจวัดแอนไอโซโทรปีขนาดใหญ่บนท้องฟ้าได้อย่างแม่นยำยิ่งขึ้น WMAPใช้การสแกนแบบสมมาตร แบบหลายมอดูเลตอย่างรวดเร็ว และเรดิโอมิเตอร์แบบสลับอย่างรวดเร็ว เพื่อลดสัญญาณรบกวนที่ไม่ใช่ท้องฟ้า [52]ผลลัพธ์แรกจากภารกิจนี้ ซึ่งเปิดเผยในปี พ.ศ. 2546 เป็นการวัดรายละเอียดของสเปกตรัมกำลังเชิงมุมในระดับที่น้อยกว่าหนึ่งองศา ซึ่งจำกัดพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาต่างๆ ไว้อย่างแน่นหนา ผลลัพธ์มีความสอดคล้องในวงกว้างกับสิ่งที่คาดหวังจากอัตราเงินเฟ้อของจักรวาลตลอดจนทฤษฎีการแข่งขันอื่น ๆ และมีรายละเอียดที่ธนาคารข้อมูลของ NASA สำหรับพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) (ดูลิงก์ด้านล่าง) แม้ว่า WMAP จะให้การวัดที่แม่นยำมากของความผันผวนเชิงมุมขนาดใหญ่ใน CMB (โครงสร้างที่กว้างบนท้องฟ้าพอๆ กับดวงจันทร์) แต่ก็ไม่มีความละเอียดเชิงมุมในการวัดความผันผวนของสเกลที่เล็กกว่าที่เคยสังเกตจากภาคพื้นดินในอดีตinterferometers

ภารกิจอวกาศที่สามคือESA (European Space Agency) Planck Surveyorเปิดตัวในเดือนพฤษภาคม 2552 และทำการตรวจสอบอย่างละเอียดยิ่งขึ้นจนกว่าจะปิดตัวลงในเดือนตุลาคม 2556 พลังค์ใช้ทั้งเครื่องวัดรังสีHEMTและเทคโนโลยีโบโลมิเตอร์และวัด CMB ที่ ขนาดที่เล็กกว่า WMAP เครื่องตรวจจับของมันถูกทดลองในกล้องโทรทรรศน์แอนตาร์กติกไวเปอร์เป็นการทดลอง ACBAR ( ตัวรับอาร์คนาทีคอสโมโลจีโบโลมิเตอร์อาเรย์ ) ซึ่งให้การวัดที่แม่นยำที่สุดที่เครื่องชั่งเชิงมุมขนาดเล็กจนถึงปัจจุบัน และในกล้องโทรทรรศน์บอลลูนอาร์ชีโอปส์

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม พ.ศ. 2556 ทีมวิจัยที่นำโดยยุโรปซึ่งอยู่เบื้องหลังโพรบจักรวาลวิทยา Planck ได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของภารกิจ ( 565x318 jpeg , 3600x1800 jpeg ) ของพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก [80] [81]แผนที่แสดงให้เห็นว่าจักรวาลนั้นเก่ากว่าที่นักวิจัยคาดไว้เล็กน้อย ตามแผนที่ อุณหภูมิที่ผันผวนเล็กน้อยประทับอยู่บนท้องฟ้าลึกเมื่อจักรวาลอยู่ใกล้ wasอายุ 370 000ปี รอยประทับสะท้อนถึงระลอกคลื่นที่เกิดขึ้นในช่วงแรกของการดำรงอยู่ของจักรวาล เป็นหนึ่งล้านล้านในเสี้ยววินาที เห็นได้ชัดว่าระลอกคลื่นเหล่านี้ก่อให้เกิดเว็บจักรวาลอันกว้างใหญ่ของกระจุกกาแลคซีและสสารมืดในปัจจุบัน บนพื้นฐานของข้อมูลปี 2013 จักรวาลมี 4.9% เรื่องสามัญ 26.8% สารมืดและ 68.3% พลังงานมืด เมื่อวันที่ 5 กุมภาพันธ์ 2558 ภารกิจ Planck ได้เปิดเผยข้อมูลใหม่ตามอายุของจักรวาล13.799 ± 0.021 พันล้านปี และวัดค่าคงที่ฮับเบิลเป็น67.74 ± 0.46 (กิโลเมตร [82]

เครื่องมือภาคพื้นดินเพิ่มเติม เช่นกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ในแอนตาร์กติกาและโครงการโคลเวอร์ที่เสนอกล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตากามาและกล้องโทรทรรศน์ QUIETในชิลี จะให้ข้อมูลเพิ่มเติมที่ไม่สามารถหาได้จากการสำรวจดาวเทียม ซึ่งอาจรวมถึงโพลาไรเซชันแบบโหมด B

ข้อมูล CMBR ดิบ แม้กระทั่งจากยานอวกาศ เช่น WMAP หรือ Planck มีเอฟเฟกต์เบื้องหน้าที่บดบังโครงสร้างระดับละเอียดของพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาล โครงสร้างมาตราส่วนละเอียดถูกซ้อนทับบนข้อมูล CMBR ดิบ แต่มีขนาดเล็กเกินกว่าจะมองเห็นได้ที่ขนาดของข้อมูลดิบ เอฟเฟกต์เบื้องหน้าที่โดดเด่นที่สุดคือไดโพลแอนไอโซโทรปีที่เกิดจากการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ที่สัมพันธ์กับพื้นหลัง CMBR แอนไอโซโทรปีไดโพลและอื่น ๆ เนื่องจากการเคลื่อนที่ประจำปีของโลกสัมพันธ์กับดวงอาทิตย์และแหล่งไมโครเวฟจำนวนมากในระนาบดาราจักรและที่อื่น ๆ จะต้องถูกลบออกเพื่อเปิดเผยรูปแบบเล็ก ๆ น้อย ๆ ที่แสดงลักษณะโครงสร้างระดับละเอียดของพื้นหลัง CMBR

การวิเคราะห์ข้อมูล CMBR โดยละเอียดเพื่อสร้างแผนที่ สเปกตรัมกำลังเชิงมุม และพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาในท้ายที่สุด เป็นปัญหาที่ซับซ้อนและยากในการคำนวณ แม้ว่าคำนวณคลื่นไฟฟ้าจากแผนที่ที่อยู่ในหลักการง่ายฟูเรียร์ , เน่าเฟะแผนที่ของท้องฟ้าลงในดนตรีทรงกลม , [83]

ที่ไหน ℓม{\displaystyle a_{\ell m}} เทอมวัดอุณหภูมิเฉลี่ยและ Y(θ,φ){\displaystyle Y(\theta ,\varphi )} บัญชีระยะยาวสำหรับความผันผวนโดยที่ Yℓม(θ,φ){\displaystyle Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}หมายถึงฮาร์โมนิกทรงกลมและℓคือจำนวนหลายขั้วในขณะที่mคือจำนวนแอซิมุทัล

โดยการใช้ฟังก์ชันสหสัมพันธ์เชิงมุม ผลรวมสามารถลดลงเป็นนิพจน์ที่เกี่ยวข้องกับℓและระยะสเปกตรัมกำลังเท่านั้น ค≡⟨|ℓม|2⟩.{\displaystyle C\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .}วงเล็บเหลี่ยมระบุค่าเฉลี่ยเทียบกับผู้สังเกตการณ์ทั้งหมดในจักรวาล เนื่องจากเอกภพมีลักษณะเป็นเนื้อเดียวกันและเป็นไอโซโทรปิก ดังนั้นจึงไม่มีทิศทางการสังเกตที่พึงประสงค์ ดังนั้นCเป็นอิสระจากม. ตัวเลือกที่แตกต่างกันของℓสอดคล้องกับช่วงเวลาหลายขั้วของ CMB

ในทางปฏิบัติ การพิจารณาผลกระทบของสัญญาณรบกวนและแหล่งที่มาเบื้องหน้านั้นทำได้ยาก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เบื้องหน้าเหล่านี้ถูกครอบงำโดยการปล่อยกาแลคซีเช่นBremsstrahlung , ซินโครตรอนและฝุ่นที่ปล่อยออกมาในแถบไมโครเวฟ ในทางปฏิบัติ กาแล็กซีจะต้องถูกลบออก ส่งผลให้แผนที่ CMB ไม่ใช่แผนที่เต็มท้องฟ้า นอกจากนี้ แหล่งกำเนิดแบบจุด เช่น กาแล็กซีและกระจุกยังเป็นตัวแทนของอีกแหล่งหนึ่งของพื้นหน้า ซึ่งจะต้องถูกลบออกเพื่อไม่ให้บิดเบือนโครงสร้างขนาดสั้นของสเปกตรัมพลังงาน CMB

สามารถรับข้อจำกัดของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาหลายอย่างได้จากผลกระทบที่มีต่อสเปกตรัมกำลัง และผลลัพธ์มักจะคำนวณโดยใช้เทคนิคการสุ่มตัวอย่างแบบเชนของมาร์คอฟแบบมอนติคาร์โล

CMBR โมโนโพลแอนไอโซโทรปี ( ℓ = 0)

เมื่อℓ = 0, theY(θ,φ){\displaystyle Y(\theta ,\varphi )}เทอมลดลงเหลือ 1 และสิ่งที่เราเหลือไว้ที่นี่ก็แค่อุณหภูมิเฉลี่ยของ CMB “ค่าเฉลี่ย” นี้เรียกว่า CMB โมโนโพล และสังเกตได้ว่ามีอุณหภูมิเฉลี่ยประมาณT γ = 2.7255 ± 0.0006K [83]โดยมีค่าความเชื่อมั่นเบี่ยงเบนมาตรฐานหนึ่งค่า ความแม่นยำของอุณหภูมิเฉลี่ยนี้อาจลดลงจากการวัดที่หลากหลายโดยการวัดการทำแผนที่ที่แตกต่างกัน วัดดังกล่าวมีความต้องการอุปกรณ์อุณหภูมิสัมบูรณ์เช่นตราสาร FIRAS บนCOBEดาวเทียม kT ที่วัดได้γเทียบเท่ากับ 0.234 meV หรือ 4.6 × 10 −10 m e c 2 . ความหนาแน่นของเลขโฟตอนของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิดังกล่าวเท่ากับนγ{\displaystyle n_{\gamma }} = (2ζ(3)/พาย2)ตู่γ3≈411ซม−3{\displaystyle (2\zeta (3)/\pi ^{2})T_{\gamma }^{3}\ประมาณ 411\,{\text{cm}}^{-3}}. ความหนาแน่นของพลังงานคือργ=(พาย2/15)ตู่γ4≈4.64×10−34กซม−3≈0.260eVซม−3{\displaystyle \rho _{\gamma }=(\pi ^{2}/15)T_{\gamma }^{4}\approx 4.64\times 10^{-34}\,{\text{g}} \,{\text{cm}}^{-3}\ประมาณ 0.260\,{\text{eV}}\,{\text{cm}}^{-3}}และอัตราส่วนความหนาแน่นที่สำคัญเป็นโอห์มแกมมา = 5.38 × 10 -5 [83]

CMBR ไดโพลแอนไอโซโทรปี ( ℓ = 1)

ไดโพล CMB แสดงถึงแอนไอโซโทรปีที่ใหญ่ที่สุด ซึ่งอยู่ในฮาร์โมนิกทรงกลมแรก ( ℓ = 1) เมื่อℓ = 1,Y(θ,φ){\displaystyle Y(\theta ,\varphi )}เทอมลดเหลือฟังก์ชันโคไซน์หนึ่งฟังก์ชันและเข้ารหัสความผันผวนของแอมพลิจูด แอมพลิจูดของไดโพล CMB อยู่ที่ประมาณ 3.3621 ± 0.0010 mK [83]เนื่องจากสันนิษฐานว่าเอกภพเป็นเอกภาพและเป็นไอโซโทรปิก ผู้สังเกตควรเห็นสเปกตรัมของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิTทุกจุดบนท้องฟ้า สเปกตรัมของไดโพลได้รับการยืนยันแล้วว่าเป็นดิฟเฟอเรนเชียลของสเปกตรัมของวัตถุสีดำ

ไดโพล CMB ขึ้นอยู่กับเฟรม โมเมนต์ไดโพล CMB ยังสามารถตีความได้ว่าเป็นการเคลื่อนที่ที่แปลกประหลาดของโลกไปยัง CMB แอมพลิจูดของมันขึ้นอยู่กับเวลาอันเนื่องมาจากวงโคจรของโลกรอบศูนย์กลางแบรีเซ็นเตอร์ของระบบสุริยะ ซึ่งช่วยให้เราเพิ่มคำที่ขึ้นกับเวลาให้กับนิพจน์ไดโพลได้ การปรับระยะนี้คือ 1 ปี[83] [84]ซึ่งเหมาะสมกับการสังเกตที่ทำโดย COBE FIRAS [84] [85]โมเมนต์ไดโพลไม่ได้เข้ารหัสข้อมูลดั้งเดิมใดๆ

จากข้อมูล CMB จะเห็นได้ว่าดวงอาทิตย์ดูเหมือนจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 368 ± 2 กม./วินาที สัมพันธ์กับหน้าต่างอ้างอิงของ CMB (เรียกอีกอย่างว่ากรอบพัก CMB หรือกรอบอ้างอิงที่ไม่มีการเคลื่อนที่ผ่าน ซีเอ็มบี) กลุ่มท้องถิ่น — กลุ่มดาราจักรที่รวมดาราจักรทางช้างเผือกของเราด้วย — ดูเหมือนจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 627 ± 22 กม./วินาที ในทิศทางของลองจิจูดของดาราจักรℓ = 276° ± 3°, b = 30° ± 3° [83] [11]การเคลื่อนไหวนี้ส่งผลให้เกิดแอนไอโซโทรปีของข้อมูล (CMB ปรากฏอุ่นขึ้นเล็กน้อยในทิศทางของการเคลื่อนไหวมากกว่าในทิศทางตรงกันข้าม) [83]การตีความมาตรฐานของการแปรผันของอุณหภูมินี้คือการเปลี่ยนแปลงความเร็วอย่างง่ายของสีแดงและการเลื่อนสีน้ำเงินอันเนื่องมาจากการเคลื่อนที่สัมพันธ์กับ CMB แต่แบบจำลองทางจักรวาลวิทยาทางเลือกสามารถอธิบายเศษส่วนของการกระจายอุณหภูมิไดโพลที่สังเกตได้ใน CMB

หลายขั้ว ( ℓ ≥ 2)

ความแปรผันของอุณหภูมิในแผนที่อุณหภูมิ CMB ที่ขั้วหลายขั้วที่สูงขึ้น หรือℓ ≥ 2 ถือได้ว่าเป็นผลมาจากการรบกวนของความหนาแน่นในเอกภพยุคแรก ก่อนยุคการรวมตัวใหม่ ก่อนการรวมตัวใหม่ จักรวาลประกอบด้วยพลาสมาที่ร้อนและหนาแน่นของอิเล็กตรอนและแบริออน ในสภาพแวดล้อมที่ร้อนจัด อิเล็กตรอนและโปรตอนไม่สามารถสร้างอะตอมที่เป็นกลางได้ แบริออนในเอกภพยุคแรกนั้นยังคงแตกตัวเป็นไอออนสูง และถูกรวมเข้ากับโฟตอนอย่างแน่นหนาผ่านผลของการกระเจิงของทอมป์สัน ปรากฏการณ์เหล่านี้ทำให้เกิดแรงกดและผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงทำปฏิกิริยาซึ่งกันและกัน และทำให้เกิดความผันผวนในโฟตอน-บาริออนพลาสมา หลังจากยุคการรวมตัวใหม่อย่างรวดเร็ว การขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาลทำให้พลาสมาเย็นลงและความผันผวนเหล่านี้ "ถูกแช่แข็ง" ในแผนที่ CMB ที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน ขั้นตอนดังกล่าวเกิดขึ้นที่ redshift ประมาณ  z  ⋍ 1100 [83]

ความผิดปกติอื่นๆ

ด้วยข้อมูลที่แม่นยำยิ่งขึ้นจาก WMAP มีการกล่าวอ้างจำนวนหนึ่งว่า CMB แสดงความผิดปกติ เช่น แอนไอโซโทรปีขนาดใหญ่มาก การจัดตำแหน่งที่ผิดปกติ และการแจกแจงที่ไม่ใช่แบบเกาส์เซียน [86] [87] [88]ยาวนานที่สุดของเหล่านี้เป็นต่ำℓขัดแย้ง multipole แม้แต่ในแผนที่ COBE ก็พบว่าควอดรูโพล ( ℓ = 2, ฮาร์โมนิกทรงกลม) มีแอมพลิจูดต่ำเมื่อเทียบกับการคาดการณ์ของบิ๊กแบง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง quadrupole และ octupole ( ℓ = 3) โหมดการปรากฏว่ามีแนวร่วมไม่ได้อธิบายกับแต่ละอื่น ๆ และกับทั้งสุริยุปราคาและมีนาคม , [89] [90] [91]จำนวนของกลุ่มมีข้อเสนอแนะว่านี้อาจเป็น ลายเซ็นของฟิสิกส์ใหม่ในระดับที่สังเกตได้มากที่สุด กลุ่มอื่น ๆ สงสัยว่ามีข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบในข้อมูล [92] [93] [94]ในท้ายที่สุด เนื่องจากเบื้องหน้าและปัญหาความแปรปรวนของจักรวาลโหมดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดจะไม่ถูกวัดได้ดีเท่ากับโหมดมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็ก การวิเคราะห์ดำเนินการบนแผนที่สองแผนที่ที่มีการลบพื้นหน้าออกให้มากที่สุด: แผนที่ "การรวมเชิงเส้นภายใน" ของการทำงานร่วมกันของ WMAP และแผนที่ที่คล้ายกันซึ่งจัดทำโดยMax Tegmarkและอื่น ๆ [46] [52] [95] การวิเคราะห์ในภายหลังได้ชี้ให้เห็นว่าโหมดเหล่านี้เป็นโหมดที่ไวต่อการปนเปื้อนในเบื้องหน้าจากซินโครตรอนฝุ่น และBremsstrahlungและจากความไม่แน่นอนในการทดลองในโมโนโพลและไดโพล การวิเคราะห์แบบเบย์เซียนเต็มรูปแบบของสเปกตรัมพลังงาน WMAP แสดงให้เห็นว่าการทำนายสี่เท่าของจักรวาลวิทยา Lambda-CDMนั้นสอดคล้องกับข้อมูลที่ระดับ 10% และออคทูโพลที่สังเกตได้นั้นไม่โดดเด่น [96] การพิจารณาอย่างรอบคอบสำหรับขั้นตอนที่ใช้ในการลบพื้นหน้าออกจากแผนที่เต็มท้องฟ้าจะลดความสำคัญของการจัดตำแหน่งลงอีกประมาณ 5% [97] [98] [99] [100]การสังเกตการณ์ล่าสุดด้วยกล้องโทรทรรศน์พลังค์ซึ่งมีความไวมากกว่า WMAP มากและมีความละเอียดเชิงมุมที่ใหญ่กว่า บันทึกความผิดปกติแบบเดียวกัน และข้อผิดพลาดเครื่องมือ (แต่ไม่ใช่การปนเปื้อนเบื้องหน้า) จึงปรากฏขึ้น ที่จะถูกตัดออก [101]บังเอิญเป็นคำอธิบายที่เป็นไปได้หัวหน้านักวิทยาศาสตร์จากWMAP , ชาร์ลส์แอลเบนเน็ตต์แนะนำเรื่องบังเอิญและจิตวิทยาของมนุษย์ที่มีส่วนเกี่ยวข้อง "ผมไม่คิดว่าจะมีบิตของผลทางจิตวิทยา. คนที่ต้องการที่จะหาสิ่งผิดปกติ" [102]

สมมติว่าเอกภพขยายตัวอย่างต่อเนื่องและไม่ต้องประสบกับBig Crunch , Big Ripหรือชะตากรรมที่คล้ายกันอื่น ๆ พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลจะทำการ redshifting ต่อไปจนกว่าจะไม่สามารถตรวจพบได้อีกต่อไป[103]และจะถูกแทนที่ก่อนโดยสิ่งที่สร้างขึ้น โดยแสงดาวและบางทีในภายหลังโดยสาขารังสีพื้นหลังของกระบวนการที่อาจจะเกิดขึ้นในอนาคตไกลของจักรวาลเช่นการสลายตัวของโปรตอน , การระเหยของหลุมดำและpositroniumผุ [104]

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคืออะไร และมีความสำคัญอย่างไร

รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง เกิดช่วงใด

ไมโครเวฟพื้นหลังของอวกาศหมายถึงอะไร

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคืออะไรค้นพบได้อย่างไร