宇宙マイクロ波背景放射
宇宙マイクロ波背景放射は、宇宙が初めて透明になったときに放出された、かすかでほぼ均一な残光放射であり、観測可能な最古の光であり、高温ビッグバンモデルの基礎をなすものです。
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Definition
宇宙マイクロ波背景放射は、ビッグバンから約38万年後に電子と陽子が結合して中性原子になったときに放出された、高温で高密度の初期宇宙からの熱放射であり、現在では全空間を満たす2.7ケルビンの黒体として観測されています。
Scope
この分野は、宇宙マイクロ波背景放射の発見とそのほぼ完全な黒体スペクトル、それが起源となる再結合と最終散乱面の物理学、宇宙の内容と幾何学を符号化する微小な温度異方性とその角度パワースペクトル、そして初期宇宙と再電離期を探るかすかな偏光を扱います。
Sub-topics
Core questions
- なぜ宇宙はほぼ均一なマイクロ波放射で輝いているのでしょうか？
- 宇宙マイクロ波背景放射を放出した出来事は何で、それはいつ起こったのでしょうか？
- その微小な異方性は、どのように宇宙の組成と幾何学を明らかにしているのでしょうか？
- その偏光は初期宇宙について何を教えてくれるのでしょうか？
Key concepts
- 黒体スペクトル
- 最終散乱面
- 再結合
- 温度異方性
- 音響ピーク
- 角度パワースペクトル
- 偏光
Key theories
- 残光黒体放射
- 高温の初期宇宙は熱平衡状態の放射で満たされており、物質から分離した後、膨張によって数ケルビンに冷却されたほぼ完全な黒体スペクトルとして今日まで残っています。
- 音響ピーク
- 原始プラズマ中の音波は、温度異方性の角度パワースペクトルに特徴的な一連のピークを刻み込み、その位置と高さは宇宙論的パラメータを厳密に制約します。
Clinical relevance
宇宙マイクロ波背景放射は、宇宙論における単一で最も強力な観測的支柱です。その黒体スペクトルは高温ビッグバンを裏付け、その異方性は通常の物質、ダークマター、ダークエネルギーの密度をパーセントレベルの精度で測定し、その統計はインフレーションと空間の幾何学を検証します。
History
1940年代にガモフのグループによって残光放射として予測され、ディッケとピーブルスによって理論的に再発見されたこの背景放射は、1965年にペンジアスとウィルソンによって偶然発見されました。COBEは1990年代にその黒体スペクトルを確認し、異方性を検出し、WMAPとPlanckはコンコーダンス宇宙論を確立する精度でそれをマッピングしました。
Debates
- 大規模な異常
- 低四重極や見かけ上の整列など、最大の角度スケールでいくつかの予期せぬ特徴が、統計的偶然、前景汚染、あるいは標準モデルを超える新しい物理を反映しているのかどうかについて議論を巻き起こしています。
Key figures
- Arno Penzias
- Robert Wilson
- Robert Dicke
- James Peebles
- George Smoot
Related topics
Seminal works
- penzias1965
- dicke1965
Frequently asked questions
- なぜ宇宙マイクロ波背景放射はマイクロ波帯にあるのですか？
- それは約3,000ケルビンのプラズマから可視光線および赤外線として放出されましたが、宇宙の膨張によってその波長は約1,000倍に引き伸ばされ、マイクロ波領域に赤方偏移し、約2.7ケルビンに冷却されました。
- 宇宙マイクロ波背景放射よりも古いものを見ることはできますか？
- 光では不可能です。再結合以前の宇宙は光子に対して不透明であったため、宇宙マイクロ波背景放射は観測可能な最も初期の電磁信号です。それ以前の時代に到達するには、ニュートリノや重力波などの他のメッセンジャーが必要です。