الخلفية الكونية الميكروية

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 23 صور
الموسوعة الحرة
خريطة حرارية لتقلبات درجات الحرارة في الخلفية الكونية للميكروويف باستخدام مسبار ويلكنسون لتباين الموجات الميكروية لمدة تسع سنوات
جزء من سلسلة عن
علم الكونيات الفيزيائي
صورة للسماء كاملة مستمدة من بيانات WMAP التي تم جمعها على مدار تسع سنوات
الكون المبكر
الخلفيات
التوسع  · المستقبل
المكونات  · الهيكل
عناصر
بناء
التجارب
العلماء
تاريخ الموضوع
  •  فئة
  • بوابة علم الفلك
  • ف
  • ت
  • هـ

الخلفية الكونية الميكروية ( CMB ، CMBR )، أو الإشعاع المتبقي ، هو إشعاع ميكروويف يملأ كل الفضاء في الكون المرئي . باستخدام تلسكوب بصري قياسي ، تكون المساحة الخلفية بين النجوم والمجرات مظلمة بالكامل تقريبًا. ومع ذلك، يكتشف تلسكوب راديوي حساس بدرجة كافية توهجًا خلفيًا خافتًا موحدًا تقريبًا ولا يرتبط بأي نجم أو مجرة ​​أو أي جسم آخر . يكون هذا التوهج أقوى في منطقة الميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي. كان الاكتشاف العرضي للخلفية الكونية الميكروية في عام 1965 من قبل علماء الفلك الراديوي الأمريكيين أرنو بنزياس وروبرت ويلسون تتويجًا للعمل الذي بدأ في أربعينيات القرن العشرين.

إن الخلفية الكونية للميكروويف هي دليل بارز على نظرية الانفجار العظيم لأصل الكون. في النماذج الكونية للانفجار العظيم ، خلال الفترات المبكرة، كان الكون مليئًا بضباب معتم من البلازما الكثيفة الساخنة للجسيمات دون الذرية . ومع توسع الكون، بردت هذه البلازما إلى النقطة التي اتحدت فيها البروتونات والإلكترونات لتكوين ذرات محايدة من الهيدروجين في الغالب. وعلى عكس البلازما، لم تتمكن هذه الذرات من تشتيت الإشعاع الحراري عن طريق تشتت تومسون ، وبالتالي أصبح الكون شفافًا. يُعرف هذا الحدث الانفصالي باسم عصر إعادة التركيب ، حيث أطلق فوتونات للسفر بحرية عبر الفضاء. ومع ذلك، أصبحت الفوتونات أقل نشاطًا بسبب الانزياح الأحمر الكوني المرتبط بتوسع الكون . يشير سطح التشتت الأخير إلى غلاف على مسافة مناسبة في الفضاء بحيث يتم الآن استقبال الفوتونات التي تم إصدارها في الأصل في وقت الانفصال.

لا يكون CMB سلسًا وموحدًا تمامًا، ويُظهر تباينًا خافتًا يمكن رسمه بواسطة أجهزة كشف حساسة. وقد استُخدمت تجارب أرضية وفضائية مثل COBE و WMAP و Planck لقياس عدم تجانس درجات الحرارة هذه. يتم تحديد بنية التباين من خلال تفاعلات مختلفة للمادة والفوتونات حتى نقطة الانفصال، مما ينتج عنه نمط متكتل مميز يختلف باختلاف المقياس الزاوي. يحتوي توزيع التباين عبر السماء على مكونات تردد يمكن تمثيلها بواسطة طيف طاقة يعرض سلسلة من القمم والوديان. تحتوي قيم ذروة هذا الطيف على معلومات مهمة حول الخصائص الفيزيائية للكون المبكر: تحدد الذروة الأولى الانحناء الكلي للكون ، بينما توضح الذروة الثانية والثالثة كثافة المادة العادية وما يسمى بالمادة المظلمة ، على التوالي. قد يكون استخراج التفاصيل الدقيقة من بيانات CMB أمرًا صعبًا، حيث خضع الانبعاث للتعديل بواسطة ميزات المقدمة مثل مجموعات المجرات .

سمات

رسم بياني لطيف الخلفية الكونية للميكروويف حول ذروته في نطاق ترددات الميكروويف ، [1] كما تم قياسه بواسطة أداة FIRAS على COBE . [2] [3] في حين تم تضمين " أشرطة الخطأ " المبالغ فيها إلى حد كبير هنا لإظهار نقاط البيانات المقاسة، فإن أشرطة الخطأ الحقيقية صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها حتى في صورة مكبرة، ومن المستحيل التمييز بين البيانات المرصودة وطيف الجسم الأسود لـ 2.725  كلفن .

إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي هو انبعاث للطاقة الحرارية المنتظمة للجسم الأسود القادمة من جميع الاتجاهات. يتم التعبير عن شدة إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي بالكلفن (K)، وحدة قياس درجة الحرارة في النظام الدولي للوحدات. يحتوي إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي على طيف حراري للجسم الأسود عند درجة حرارة2.725 48 ± 0.000 57  K. [4] يتم التعبير عن الاختلافات في الشدة على أنها اختلافات في درجة الحرارة. تميز درجة حرارة الجسم الأسود بشكل فريد شدة الإشعاع عند جميع الأطوال الموجية؛ يمكن تحويل درجة حرارة السطوع المقاسة عند أي طول موجي إلى درجة حرارة الجسم الأسود. [5]

الإشعاع موحد بشكل ملحوظ عبر السماء، على عكس البنية شبه النقطية للنجوم أو مجموعات النجوم في المجرات. [6] الإشعاع متساوي الخواص إلى ما يقرب من جزء واحد في 25000: الاختلافات في الجذر التربيعي المتوسط ​​تزيد قليلاً عن 100 ميكروكلفن، [7] بعد طرح تباين ثنائي القطب من تحول دوبلر للإشعاع الخلفي. يحدث الأخير بسبب السرعة الغريبة للشمس بالنسبة لإطار السكون الكوني المتحرك أثناء تحركها بسرعة 369.82 ± 0.11 كم / ثانية نحو كوكبة الحفرة بالقرب من حدودها مع كوكبة الأسد [8] تم قياس ثنائي قطب CMB والانحراف عند أقطاب متعددة أعلى، بما يتفق مع حركة المجرة. [9] على الرغم من الدرجة الصغيرة جدًا من تباين الخواص في CMB، يمكن قياس العديد من الجوانب بدقة عالية وهذه القياسات مهمة للنظريات الكونية. [6]

بالإضافة إلى التباين الحراري، يجب أن يكون للخلفية الكونية الميكروية اختلاف زاوي في الاستقطاب . الاستقطاب في كل اتجاه في السماء له اتجاه موصوف من حيث استقطاب الوضع E والوضع B. إشارة الوضع E أقل قوة بعامل 10 من التباين الحراري؛ فهي تكمل بيانات درجة الحرارة حيث ترتبط. إشارة الوضع B أضعف ولكنها قد تحتوي على بيانات كونية إضافية. [6]

ترتبط التباينات بالأصل الفيزيائي للاستقطاب. يؤدي إثارة الإلكترون بواسطة الضوء المستقطب خطيًا إلى توليد ضوء مستقطب بزاوية 90 درجة بالنسبة لاتجاه السقوط. إذا كان الإشعاع الوارد متماثل الخواص، فإن الاتجاهات الواردة المختلفة تخلق استقطابات تلغي بعضها البعض. إذا كان الإشعاع الوارد متباين الخواص رباعي الأقطاب، فسوف نرى الاستقطاب المتبقي. [10]

بخلاف التباين في درجة الحرارة والاستقطاب، من المتوقع أن يتميز طيف تردد الخلفية الكونية الميكروية بانحرافات طفيفة عن قانون الجسم الأسود المعروف باسم التشوهات الطيفية . كما أنها محور جهود بحثية نشطة على أمل إجراء أول قياس في غضون العقود القادمة، لأنها تحتوي على ثروة من المعلومات حول الكون البدائي وتكوين الهياكل في وقت متأخر. [11]

تحتوي الخلفية الكونية الميكروية على الغالبية العظمى من الفوتونات في الكون بعامل 400 إلى 1؛ [12] : 5  كثافة عدد الفوتونات في الخلفية الكونية الميكروية هي مليار مرة (10 9 ) كثافة عدد المادة في الكون. بدون تمدد الكون للتسبب في تبريد الخلفية الكونية الميكروية، فإن سماء الليل ستشرق بنفس سطوع الشمس. [13] كثافة طاقة الخلفية الكونية الميكروية هي 0.260 إلكترون فولت/سم 3 (4.17 × 10 −14  جول/م 3 ) ، حوالي 411 فوتون/سم 3. [14]

تاريخ

التكهنات المبكرة

في عام 1931، تكهن جورج لوميتر بأن بقايا الكون المبكر قد تكون قابلة للملاحظة على شكل إشعاع، لكن مرشحه كان الأشعة الكونية . [15] : 140  أظهر ريتشارد سي تولمان في عام 1934 أن توسع الكون من شأنه أن يبرد إشعاع الجسم الأسود مع الحفاظ على الطيف الحراري. تم التنبؤ بالخلفية الكونية للميكروويف لأول مرة في عام 1948 من قبل رالف ألفر وروبرت هيرمان ، في تصحيح [16] أعدوه لورقة بحثية لمستشار ألفر للدكتوراه جورج جامو . [17] تمكن ألفر وهيرمان من تقدير درجة حرارة الخلفية الكونية للميكروويف بـ 5 كلفن. [18]

اكتشاف

هوائي هولمديل هورن الذي اكتشف من خلاله بينزياس وويلسون الخلفية الكونية للميكروويف. [19]

ظهر أول اعتراف منشور بإشعاع الخلفية الكونية الميكرويفية كظاهرة يمكن اكتشافها في ورقة بحثية موجزة لعلماء الفيزياء الفلكية السوفييت AG Doroshkevich و Igor Novikov ، في ربيع عام 1964. [20] في عام 1964، بدأ ديفيد تود ويلكينسون وبيتر رول، زملاء ديكي في جامعة برينستون ، في بناء مقياس إشعاع ديكي لقياس الخلفية الكونية للميكروويف. [21] في عام 1964، قام أرنو بينزياس وروبرت وودرو ويلسون في موقع كروفورد هيل التابع لمختبرات بيل للهاتف في بلدة هولمديل القريبة بولاية نيو جيرسي ببناء مقياس إشعاع ديكي الذي كانا يعتزمان استخدامه في تجارب علم الفلك الراديوي والاتصالات عبر الأقمار الصناعية. تم بناء الهوائي في عام 1959 لدعم مشروع إيكو - أقمار الاتصالات السلبية التابعة للإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء، والتي استخدمت بالونات بلاستيكية كبيرة مغطاة بالألمنيوم تدور حول الأرض كعاكسات لارتداد الإشارات الراديوية من نقطة على الأرض إلى أخرى. [19] في 20 مايو 1964، أجروا أول قياس لهم أظهر بوضوح وجود الخلفية الميكروية، [22] حيث كانت درجة حرارة الهوائي في جهازهم 4.2 كلفن زائدة عن الحد، ولم يتمكنوا من تفسير ذلك. بعد تلقي مكالمة هاتفية من كروفورد هيل، قال ديكي "يا أولاد، لقد سبقونا". [23] [24] [25] [15] : 140  حدد اجتماع بين مجموعتي برينستون وكروفورد هيل أن درجة حرارة الهوائي كانت بالفعل بسبب الخلفية الميكروية. حصل بينزياس وويلسون على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1978 لاكتشافهما. [26]

أصل كوني

كان تفسير الخلفية الكونية للموجات الميكروية قضية مثيرة للجدل في أواخر الستينيات. وتضمنت التفسيرات البديلة الطاقة من داخل النظام الشمسي، ومن المجرات، ومن البلازما بين المجرات ومن مصادر راديوية متعددة خارج المجرات. وكان من شأن شرطين أن يظهرا أن إشعاع الموجات الميكروية كان "كونيًا" حقًا. أولاً، كان من الضروري إظهار أن الكثافة مقابل التردد أو الطيف يتطابقان مع مصدر حراري أو جسم أسود. وقد تم تحقيق ذلك بحلول عام 1968 في سلسلة من القياسات لدرجة حرارة الإشعاع عند أطوال موجية أعلى وأدنى. ثانيًا، كان من الضروري إظهار أن الإشعاع متساوي الخواص، وهو نفسه من جميع الاتجاهات. وقد تم تحقيق ذلك أيضًا بحلول عام 1970، مما يدل على أن هذا الإشعاع كان كونيًا حقًا في الأصل. [27]

التقدم في النظرية

في سبعينيات القرن العشرين، أظهرت دراسات عديدة أن الانحرافات الطفيفة عن خواص التماثل في إشعاع الخلفية الكونية الميكروييف قد تنتج عن أحداث في الكون المبكر. [27 ] :  8.5.1 أدرك هاريسون [28] وبيبلز ويو [29] وزيلدوفيتش [30] أن الكون المبكر سيتطلب عدم تجانس كمي من شأنه أن يؤدي إلى تباين درجة الحرارة عند مستوى 10 −4 أو 10 −5 . [27] : 8.5.3.2  حسب رشيد سونييف ، باستخدام الاسم البديل إشعاع الآثار ، البصمة المرئية التي ستخلفها هذه التباينات على الخلفية الكونية للميكروويف. [31]

كوبي

بعد فترة هدوء في سبعينيات القرن العشرين، والتي نتجت جزئيًا عن العديد من الصعوبات التجريبية في قياس إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي بدقة عالية، [27] : 8.5.1  تم وضع حدود صارمة بشكل متزايد لتباين الخلفية الكونية الميكروية من خلال تجارب أرضية خلال الثمانينيات. أعطت تجربة RELIKT-1 ، وهي تجربة تباين الخلفية الكونية الميكرويفي السوفييتية على متن القمر الصناعي Prognoz 9 (أطلق في 1 يوليو 1983)، أول حدود عليا لتباين واسع النطاق. [27] : 8.5.3.2 

كان الحدث الرئيسي الآخر في الثمانينيات هو اقتراح آلان جوث للتضخم الكوني . أعطت نظرية التوسع المكاني السريع هذه تفسيرًا للتباين واسع النطاق من خلال السماح بالاتصال السببي قبل عصر التشتت الأخير. [27] : 8.5.4  مع هذه النظريات والنظريات المماثلة، شجع التنبؤ التفصيلي على إجراء تجارب أكبر وأكثر طموحًا.

اكتشف قمر ناسا المستكشف للخلفية الكونية ( COBE ) الذي دار حول الأرض في الفترة من 1989 إلى 1996 وقام بقياس التباينات واسعة النطاق عند حدود قدراته على الاكتشاف. وأكدت مهمة ناسا COBE بوضوح التباينات الأولية باستخدام أداة مقياس الإشعاع الميكروي التفاضلي، ونشرت نتائجها في عام 1992. [32] [33] حصل الفريق على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2006 عن هذا الاكتشاف.

علم الكونيات الدقيق

مستوحاة من نتائج COBE، قامت سلسلة من التجارب القائمة على الأرض والبالونات بقياس تباين الخلفية الكونية للميكروويف على مقاييس زاوية أصغر على مدى [ أيهما؟ ] عقدين من الزمن. تحسنت حساسية التجارب الجديدة بشكل كبير، مع انخفاض الضوضاء الداخلية بثلاثة أوامر من حيث الحجم. [1] كان الهدف الأساسي من هذه التجارب هو قياس مقياس الذروة الصوتية الأولى، والتي لم يكن لدى COBE دقة كافية لحلها. تتوافق هذه الذروة مع الاختلافات واسعة النطاق في الكثافة في الكون المبكر والتي تنشأ عن عدم الاستقرار الجاذبي، مما يؤدي إلى تذبذبات صوتية في البلازما. [34] تم الكشف عن الذروة الأولى في تباين الخلفية الكونية مؤقتًا بواسطة تجربة MAT / TOCO [35] وتم تأكيد النتيجة من خلال تجارب BOOMERanG [36] و MAXIMA . [37] أظهرت هذه القياسات أن هندسة الكون مسطحة تقريبًا وليست منحنية . [38] لقد استبعدوا الأوتار الكونية كمكون رئيسي لتكوين البنية الكونية واقترحوا أن التضخم الكوني هو النظرية الصحيحة لتكوين البنية. [39]

ملاحظات بعد COBE

مقارنة نتائج CMB من COBE و WMAP و Planck
(21 مارس 2013)

وعلى مدى العقد التالي، أجريت سلسلة من التجارب على الأرض والبالونات لقياس تباينات الخلفية الكونية الميكروية على مقاييس زاوية أصغر، مستوحاة من النتائج الأولية التي توصل إليها تلسكوب كوبي لخلفية متجانسة ومتجانسة للغاية. وكان الهدف الأساسي من هذه التجارب هو قياس المقياس الزاوي للذروة الصوتية الأولى، والتي لم يكن تلسكوب كوبي يتمتع بدقة كافية. وكانت هذه القياسات قادرة على استبعاد نظرية الأوتار الكونية باعتبارها النظرية الرائدة في تشكيل البنية الكونية، واقترحت أن التضخم الكوني هو النظرية الصحيحة.

خلال تسعينيات القرن العشرين، تم قياس الذروة الأولى بحساسية متزايدة، وبحلول عام 2000 أفادت تجربة BOOMERanG أن أعلى تقلبات الطاقة تحدث عند مقاييس تبلغ درجة واحدة تقريبًا. جنبًا إلى جنب مع البيانات الكونية الأخرى، فإن هذه النتائج تعني أن هندسة الكون مسطحة . قدم عدد من مقاييس التداخل الأرضية قياسات للتقلبات بدقة أعلى على مدار السنوات الثلاث التالية، بما في ذلك مقياس التداخل بمقياس الزاوية للدرجات (DASI) ومقياس الخلفية الكونية (CBI). حقق مقياس DASI أول اكتشاف لاستقطاب CMB، وقدم مقياس CBI أول طيف استقطاب في الوضع E مع دليل قاطع على أنه خارج الطور مع طيف الوضع T.

مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية

في يونيو 2001، أطلقت وكالة ناسا مهمة فضائية ثانية لـ CMB، WMAP ، لإجراء قياسات أكثر دقة بكثير للتباينات واسعة النطاق فوق السماء بالكامل. استخدم WMAP أجهزة قياس إشعاع سريعة التبديل ومتعددة التعديل ومتماثلة بخمسة ترددات لتقليل ضوضاء الإشارة غير السماوية. [40] تم إصدار بيانات المهمة في خمسة أقساط، وكان آخرها ملخص لمدة تسع سنوات. النتائج هي نماذج Lambda CDM متسقة على نطاق واسع بناءً على 6 معلمات مجانية وتتناسب مع علم الكونيات Big Bang مع التضخم الكوني . [41]

مقياس التداخل بمقياس الزاوية الدرجة

كان مقياس التداخل الزاوي بالدرجات (DASI) عبارة عن تلسكوب تم تركيبه في محطة أموندسن-سكوت التابعة للمؤسسة الوطنية للعلوم الأمريكية في القطب الجنوبي في القارة القطبية الجنوبية . كان عبارة عن مقياس تداخل مكون من 13 عنصرًا يعمل بين 26 و36 جيجاهرتز ( نطاق Ka ) في عشرة نطاقات. يشبه الجهاز في تصميمه جهاز تصوير الخلفية الكونية (CBI) والمصفوفة الصغيرة جدًا (VSA).

في عام 2001 أعلن فريق DASI عن القياسات الأكثر تفصيلاً لدرجة الحرارة أو طيف الطاقة للخلفية الكونية الميكروية (CMB). تضمنت هذه النتائج أول اكتشاف للقمم الصوتية الثانية والثالثة في الخلفية الكونية الميكروية، والتي كانت دليلاً مهمًا على نظرية التضخم . تم هذا الإعلان بالاشتراك مع تجربة BOOMERanG و MAXIMA . [42] في عام 2002 أبلغ الفريق عن أول اكتشاف لتباين الاستقطاب في الخلفية الكونية الميكروية. [43]

تلسكوب أتاكاما الكوني

كان تلسكوب أتاكاما الكوني (ACT) تلسكوبًا كونيًا بموجات ملليمترية يقع في سيرو توكو في صحراء أتاكاما في شمال تشيلي . [44] أجرى ACT مسوحات عالية الحساسية ودقة دقيقة قوسية وطول موجة ميكروويف للسماء من أجل دراسة إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفية (CMB)، الإشعاع المتبقي من عملية الانفجار العظيم . يقع على بعد 40 كم من سان بيدرو دي أتاكاما، على ارتفاع 5190 مترًا (17030 قدمًا)، وكان أحد أعلى التلسكوبات الأرضية في العالم. [أ]

مساح بلانك

تم إطلاق مهمة فضائية ثالثة، وهي مسبار بلانك التابع لوكالة الفضاء الأوروبية، في مايو 2009 وأجرى تحقيقًا أكثر تفصيلاً حتى تم إغلاقه في أكتوبر 2013. استخدم بلانك كل من أجهزة قياس الإشعاع HEMT وتقنية البولوميتر وقام بقياس إشعاع الخلفية الكونية الميكروي على نطاق أصغر من WMAP. تم اختبار أجهزة الكشف الخاصة به في تلسكوب Antarctic Viper كتجربة ACBAR ( مستقبل مجموعة مقياس البولوميتر الكوني Arcminute ) - والتي أنتجت أدق القياسات على نطاقات زاوية صغيرة حتى الآن - وفي تلسكوب البالون Archeops .

في 21 مارس 2013، أصدر فريق البحث الأوروبي الذي يقف وراء مسبار بلانك لعلم الكونيات خريطة السماء الكاملة للمهمة (565x318 jpeg، 3600x1800 jpeg) للخلفية الكونية للميكروويف. [46] [47] تشير الخريطة إلى أن الكون أقدم قليلاً مما توقعه الباحثون. وفقًا للخريطة، تم طباعة تقلبات دقيقة في درجات الحرارة على السماء العميقة عندما كان الكون على وشك370000 سنة. تعكس البصمة تموجات نشأت في وقت مبكر من وجود الكون، كأول جزء من نونليون ( 10 −30 ) من الثانية. على ما يبدو، أدت هذه التموجات إلى ظهور شبكة كونية شاسعة من مجموعات المجرات والمادة المظلمة . بناءً على بيانات عام 2013، يحتوي الكون على 4.9٪ مادة عادية و 26.8٪ مادة مظلمة و 68.3٪ طاقة مظلمة . في 5 فبراير 2015، أصدرت مهمة بلانك بيانات جديدة تفيد بأن عمر الكون هو13.799 ± 0.021 مليار سنة وتم قياس ثابت هابل ليكون67.74 ± 0.46 (كم/ثانية)/ميجا فرسخ فلكي . [48]

تلسكوب القطب الجنوبي

تلسكوب القطب الجنوبي (SPT) هو تلسكوب بقطر 10 أمتار (390 بوصة) يقع في محطة أموندسن-سكوت للقطب الجنوبي ، أنتاركتيكا. تم تصميم التلسكوب للملاحظات في مناطق الميكروويف والموجات المليمترية والموجات دون المليمترية من الطيف الكهرومغناطيسي ، مع هدف تصميمي خاص لقياس الانبعاثات الخافتة والمنتشرة من الخلفية الكونية للميكروويف (CMB). [49] تتضمن النتائج الرئيسية مسحًا واسعًا وعميقًا لاكتشاف مئات من مجموعات المجرات باستخدام تأثير سونييف-زيلدوفيتش ، ومسح طيف طاقة الخلفية الكونية للميكروويف الحساس لمدة 5 دقائق قوسية، والكشف الأول عن الخلفية الكونية للميكروويف المستقطبة في الوضع B.

النماذج النظرية

تعتبر إشعاعات الخلفية الكونية الميكروية وعلاقة الانزياح الأحمر الكوني والمسافة معًا أفضل دليل متاح لحدث الانفجار العظيم . جعلت قياسات الخلفية الكونية الميكروية نموذج الانفجار العظيم التضخمي النموذج الكوني القياسي . [50] أدى اكتشاف الخلفية الكونية الميكروية في منتصف الستينيات إلى الحد من الاهتمام بالبدائل مثل نظرية الحالة المستقرة . [51]

في نموذج الانفجار العظيم لتكوين الكون ، يتنبأ علم الكون التضخمي أنه بعد حوالي 10 −37 ثانية [52] خضع الكون الناشئ لنمو أسي أدى إلى تنعيم جميع المخالفات تقريبًا. كانت المخالفات المتبقية ناجمة عن التقلبات الكمية في مجال التضخم التي تسببت في حدث التضخم. [53] قبل فترة طويلة من تكوين النجوم والكواكب، كان الكون المبكر أكثر إحكاما وأكثر سخونة بكثير، وبدءًا من 10 −6 ثانية بعد الانفجار العظيم، كان مليئًا بتوهج موحد من ضبابه الأبيض الساخن من البلازما المتفاعلة من الفوتونات والإلكترونات والباريونات .

مع توسع الكون ، تسبب التبريد الأدياباتي في انخفاض كثافة طاقة البلازما حتى أصبح مناسبًا لاتحاد الإلكترونات مع البروتونات ، لتشكيل ذرات الهيدروجين . حدث حدث إعادة التركيب هذا عندما كانت درجة الحرارة حوالي 3000 كلفن أو عندما كان عمر الكون حوالي 379000 عام. [54] نظرًا لأن الفوتونات لم تتفاعل مع هذه الذرات المحايدة كهربائيًا، فقد بدأت الأولى في السفر بحرية عبر الفضاء، مما أدى إلى فصل المادة عن الإشعاع. [55]

استمرت درجة حرارة لون مجموعة الفوتونات المنفصلة في الانخفاض منذ ذلك الحين؛ حيث انخفضت الآن إلى2.7260 ± 0.0013 كلفن ، [4] وسوف تستمر في الانخفاض مع توسع الكون. تتوافق شدة الإشعاع مع إشعاع الجسم الأسود عند 2.726 كلفن لأن إشعاع الجسم الأسود المنزاح نحو الأحمر يشبه تمامًا إشعاع الجسم الأسود عند درجة حرارة أقل. وفقًا لنموذج الانفجار العظيم، فإن الإشعاع من السماء الذي نقيسه اليوم يأتي من سطح كروي يسمى سطح التشتت الأخير . يمثل هذا مجموعة المواقع في الفضاء التي يُقدر أن حدث الانفصال قد حدث فيها [56] [57] وفي نقطة زمنية بحيث وصلت الفوتونات من تلك المسافة للتو إلى المراقبين. معظم طاقة الإشعاع في الكون موجودة في الخلفية الكونية للميكروويف، [58] وتشكل جزءًا من حوالي6 × 10 −5 من الكثافة الكلية للكون. [59]

من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم تنبؤها بطيف الجسم الأسود شبه المثالي وتوقعها التفصيلي للتباينات في الخلفية الكونية للميكروويف. لقد أصبح طيف الخلفية الكونية للميكروويف هو طيف الجسم الأسود الأكثر دقة في الطبيعة. [60]

تنبؤات مبنية على نموذج الانفجار العظيم

في أواخر الأربعينيات من القرن العشرين، استنتج ألفر وهيرمان أنه إذا كان هناك انفجار كبير، فإن توسع الكون كان ليمتد الإشعاع عالي الطاقة للكون المبكر جدًا إلى منطقة الموجات الميكروية من الطيف الكهرومغناطيسي ، وإلى درجة حرارة حوالي 5 كلفن. لقد أخطأوا قليلاً في تقديرهم، لكنهم كانوا على حق. لقد تنبأوا بخلفية الموجات الميكروية. استغرق الأمر 15 عامًا أخرى حتى اكتشف بينزياس وويلسون أن الخلفية الميكروية كانت موجودة بالفعل. [61]

وفقًا لعلم الكونيات القياسي، فإن الخلفية الكونية الميكروية تعطي صورة سريعة للكون المبكر الساخن عند نقطة زمنية عندما انخفضت درجة الحرارة بما يكفي للسماح للإلكترونات والبروتونات بتكوين ذرات الهيدروجين . جعل هذا الحدث الكون شفافًا تقريبًا للإشعاع لأن الضوء لم يعد يتناثر من الإلكترونات الحرة. [62] عندما حدث هذا بعد حوالي 380.000 عام من الانفجار العظيم، كانت درجة حرارة الكون حوالي 3000 كلفن . وهذا يتوافق مع طاقة محيطة تبلغ حوالي0.26  إلكترون فولت ، وهو أقل بكثير من13.6 طاقة تأين الهيدروجين إلكترون فولت. [63] تُعرف هذه الحقبة عمومًا باسم "زمن التشتت الأخير" أو فترة إعادة التركيب أو الانفصال . [64]

منذ الانفصال، انخفضت درجة حرارة لون الإشعاع الخلفي بعامل متوسط ​​قدره 1089 [40] بسبب تمدد الكون. مع تمدد الكون، تنزاح فوتونات الخلفية الكونية الميكروية نحو الأحمر ، مما يتسبب في انخفاض طاقتها. تظل درجة حرارة لون هذا الإشعاع متناسبة عكسياً مع معلمة تصف التوسع النسبي للكون بمرور الوقت، والمعروفة باسم طول المقياس . يمكن إظهار أن درجة حرارة لون الخلفية الكونية الميكروية T r كدالة للانزياح نحو الأحمر، z ، تتناسب مع درجة حرارة لون الخلفية الكونية الميكروية كما لوحظت في الوقت الحاضر (2.725 كلفن أو 0.2348 ميجا إلكترون فولت): [65]

T r = 2.725 K × (1 + z )

إن الدرجة العالية من التجانس في جميع أنحاء الكون المرئي وتباينه الخافت ولكن المقاس يقدمان دعمًا قويًا لنموذج الانفجار العظيم بشكل عام ونموذج ΛCDM ("لامدا المادة المظلمة الباردة") بشكل خاص. علاوة على ذلك، فإن التقلبات متماسكة على المقاييس الزاوية التي تكون أكبر من الأفق الكوني الظاهر عند إعادة التركيب. إما أن هذا التماسك تم ضبطه بدقة لا سببية ، أو حدث التضخم الكوني . [66] [67]

التباين الأولي

طيف القدرة لإشعاع الخلفية الكونية الميكرويفية وتباين درجة الحرارة من حيث المقياس الزاوي (أو عزم متعدد الأقطاب ). تأتي البيانات المعروضة من أجهزة WMAP (2006)، و Acbar (2004)، وBoomerang (2005)، و CBI (2004)، و VSA (2004). كما يظهر نموذج نظري (خط متصل).

تنقسم التباينات ، أو التبعية الاتجاهية، للخلفية الكونية للميكروويف إلى نوعين: التباينات الأولية، بسبب التأثيرات التي تحدث على سطح التشتت الأخير وقبله؛ والتباينات الثانوية، بسبب تأثيرات مثل تفاعلات الإشعاع الخلفي مع الغاز الساخن المتداخل أو الإمكانات الجاذبية، والتي تحدث بين سطح التشتت الأخير والمراقب.

إن بنية تباين الخواص في الخلفية الكونية للميكروويف تتحدد أساساً بتأثيرين: التذبذبات الصوتية والتخميد الانتشاري (يُطلق عليه أيضاً التخميد الخالي من التصادم أو التخميد الحريري ). تنشأ التذبذبات الصوتية بسبب صراع في بلازما الفوتون والباريون في الكون المبكر. يميل ضغط الفوتونات إلى محو تباين الخواص، في حين أن الجاذبية التي تمارسها الباريونات، التي تتحرك بسرعات أبطأ كثيراً من الضوء، تجعلها تميل إلى الانهيار لتكوين كثافات زائدة. يتنافس هذان التأثيران على خلق تذبذبات صوتية، والتي تمنح الخلفية الكونية للميكروويف بنيتها الذروة المميزة. تتوافق القمم، تقريباً، مع الرنينات التي تنفصل فيها الفوتونات عندما يكون وضع معين عند أقصى سعة له.

تحتوي القمم على علامات فيزيائية مثيرة للاهتمام. يحدد المقياس الزاوي للقمة الأولى انحناء الكون (ولكن ليس طوبولوجيا الكون). تحدد القمة التالية - نسبة القمم الفردية إلى القمم الزوجية - كثافة الباريون المخفضة. [68] يمكن استخدام القمة الثالثة للحصول على معلومات حول كثافة المادة المظلمة. [69]

تعطي مواقع القمم معلومات مهمة حول طبيعة اضطرابات الكثافة البدائية. هناك نوعان أساسيان من اضطرابات الكثافة تسمى الأدياباتية والانحناء المتساوي . اضطراب الكثافة العام هو مزيج من الاثنين، وتتنبأ النظريات المختلفة التي تدعي تفسير طيف اضطرابات الكثافة البدائية بمزيجات مختلفة.

اضطرابات الكثافة الأديباتية
في اضطراب الكثافة الأديباتيكي، تكون كثافة العدد الإضافي الكسري لكل نوع من الجسيمات (الباريونات، الفوتونات ، إلخ) هي نفسها. أي أنه إذا كانت كثافة عدد الباريونات في مكان ما أعلى بنسبة 1% من المتوسط، ففي ذلك المكان تكون كثافة عدد الفوتونات (وكثافة عدد النيوترينوات أعلى بنسبة 1%) من المتوسط. تتنبأ التضخم الكوني بأن الاضطرابات البدائية أديباتية.
اضطرابات كثافة الانحناء المتساوي
في اضطراب كثافة الانحناء المتساوي، يكون مجموع الكثافات الإضافية الجزئية (على أنواع مختلفة من الجسيمات) صفرًا. أي أن الاضطراب الذي توجد فيه في نقطة ما طاقة أكثر بنسبة 1% في الباريونات من المتوسط، وطاقة أكثر بنسبة 1% في الفوتونات من المتوسط، وطاقة أقل بنسبة 2% في النيوترينوات من المتوسط، سيكون اضطرابًا انحناءً مساويًا خالصًا. ستنتج الأوتار الكونية الافتراضية في الغالب اضطرابات انحناء متساوية بدائية.

يمكن للطيف CMB التمييز بين هذين النوعين لأن هذين النوعين من الاضطرابات ينتجان مواقع ذروة مختلفة. تنتج اضطرابات كثافة الانحناء المتساوي سلسلة من القمم التي تكون مقاييسها الزاوية ( قيم ℓ للقمم) تقريبًا بنسبة 1: 3: 5: ...، بينما تنتج اضطرابات الكثافة الأدياباتية قممًا تكون مواقعها بنسبة 1: 2: 3: ... [70] تتوافق الملاحظات مع كون اضطرابات الكثافة البدائية أدياباتية بالكامل، مما يوفر دعمًا رئيسيًا للتضخم، ويستبعد العديد من نماذج تكوين البنية التي تتضمن، على سبيل المثال، أوتارًا كونية.

يحدث التخميد الخالي من التصادم نتيجة لتأثيرين، عندما تبدأ معالجة البلازما البدائية كسائل في الانهيار:

  • المسار الحر المتوسط ​​المتزايد للفوتونات مع تزايد ندرة البلازما البدائية في الكون المتوسع،
  • العمق المحدود لسطح التشتت الأخير (LSS)، والذي يتسبب في زيادة متوسط ​​المسار الحر بسرعة أثناء الفصل، حتى مع استمرار حدوث بعض تشتت كومبتون.

تساهم هذه التأثيرات بشكل متساوٍ تقريبًا في قمع التباينات على المقاييس الصغيرة وتؤدي إلى ذيل التخميد الأسّي المميز الموجود في التباينات على مقياس الزاوية الصغيرة جدًا.

يشير عمق LSS إلى حقيقة مفادها أن فصل الفوتونات عن الباريونات لا يحدث على الفور، بل يتطلب بدلاً من ذلك جزءًا ملحوظًا من عمر الكون حتى ذلك العصر. تستخدم إحدى طرق تحديد المدة التي استغرقتها هذه العملية دالة رؤية الفوتون (PVF). يتم تعريف هذه الدالة بحيث، عند الإشارة إلى PVF بواسطة P ( t )، فإن احتمالية أن يكون فوتون CMB قد تشتت آخر مرة بين الوقت t و t + dt تعطى بواسطة P ( t ) dt .  

إن الحد الأقصى لـ PVF (الوقت الذي من المرجح أن يكون فيه آخر فوتون CMB قد تشتت) معروف بدقة تامة. وتضع نتائج السنة الأولى لـ WMAP الوقت الذي يكون فيه P ( t ) أقصى حد له عند 372000 عام. [71] وغالبًا ما يُنظر إلى هذا على أنه "الوقت" الذي تشكلت فيه CMB. ومع ذلك، لمعرفة المدة التي استغرقتها الفوتونات والباريونات للانفصال، نحتاج إلى قياس عرض PVF. وجد فريق WMAP أن PVF أكبر من نصف قيمته القصوى ("العرض الكامل عند نصف الحد الأقصى" أو FWHM) على مدى فترة زمنية تبلغ 115000 عام. [71] : 179  وبهذا المقياس، حدث الانفصال على مدار ما يقرب من 115000 عام، وبالتالي عندما اكتمل، كان عمر الكون حوالي 487000 عام.

تباين الوقت المتأخر

منذ ظهور الخلفية الكونية الميكروية، يبدو أنها قد خضعت لتعديلات من خلال العديد من العمليات الفيزيائية اللاحقة، والتي يشار إليها مجتمعة باسم التباين المتأخر، أو التباين الثانوي. عندما أصبحت فوتونات الخلفية الكونية الميكروية حرة في السفر دون عوائق، كانت المادة العادية في الكون في الغالب في شكل ذرات هيدروجين وهيليوم محايدة. ومع ذلك، يبدو أن ملاحظات المجرات اليوم تشير إلى أن معظم حجم الوسط بين المجرات (IGM) يتكون من مادة متأينة (نظرًا لوجود عدد قليل من خطوط الامتصاص بسبب ذرات الهيدروجين). وهذا يعني فترة إعادة التأين التي تم خلالها تفتيت بعض مادة الكون إلى أيونات هيدروجين.

تتشتت فوتونات الخلفية الكونية الميكروية بواسطة شحنات حرة مثل الإلكترونات غير المرتبطة بالذرات. في الكون المتأين، تحررت مثل هذه الجسيمات المشحونة من الذرات المحايدة بواسطة الإشعاع المؤين (فوق البنفسجي). اليوم، تكون كثافة هذه الشحنات الحرة منخفضة بدرجة كافية في معظم حجم الكون بحيث لا تؤثر بشكل ملموس على الخلفية الكونية الميكروية. ومع ذلك، إذا كانت الأشعة الكونية الميكروية الداخلية متأينة في أوقات مبكرة جدًا عندما كان الكون لا يزال أكثر كثافة، فهناك تأثيران رئيسيان على الخلفية الكونية الميكروية:

  1. يتم محو الاختلافات الصغيرة الحجم. (كما هو الحال عند النظر إلى جسم ما من خلال الضباب، حيث تظهر تفاصيل الجسم غامضة.)
  2. إن الفيزياء التي تحكم كيفية تشتت الفوتونات بواسطة الإلكترونات الحرة ( تشتت تومسون ) تحفز تباين الاستقطاب على المقاييس الزاوية الكبيرة. ويرتبط هذا الاستقطاب بزاوية عريضة باضطراب درجة الحرارة بزاوية عريضة.

وقد تم رصد هذين التأثيرين بواسطة مركبة WMAP الفضائية، مما يوفر دليلاً على أن الكون كان متأينًا في أوقات مبكرة جدًا، عند انزياح أحمر حوالي 10. [72] لا يزال المصدر التفصيلي لهذا الإشعاع المؤين المبكر موضع نقاش علمي. ربما كان يشمل ضوء النجوم من أول مجموعة من النجوم ( نجوم المجموعة الثالثة )، أو المستعرات الأعظمية عندما وصلت هذه النجوم الأولى إلى نهاية حياتها، أو الإشعاع المؤين الناتج عن أقراص التراكم للثقوب السوداء الضخمة.

يُشار إلى الوقت الذي أعقب انبعاث الخلفية الكونية للميكروويف - وقبل ملاحظة النجوم الأولى - من قبل علماء الكونيات على سبيل الدعابة باسم العصر المظلم ، وهي فترة تخضع لدراسة مكثفة من قبل علماء الفلك (انظر الإشعاع 21 سنتيمترًا ).

هناك تأثيران آخران حدثا بين إعادة التأين وملاحظاتنا للخلفية الكونية الميكروية، ويبدو أنهما يسببان تباينًا، وهما تأثير سونييف-زيلدوفيتش ، حيث تبعثر سحابة من الإلكترونات عالية الطاقة الإشعاع، وتنقل بعض طاقته إلى فوتونات الخلفية الكونية الميكروية، وتأثير ساكس-وولف ، الذي يتسبب في انزياح الفوتونات من الخلفية الكونية الميكروية نحو الأحمر أو الأزرق بسبب تغير المجالات الجاذبية.

النظريات البديلة

إن علم الكونيات القياسي الذي يتضمن الانفجار العظيم "يتمتع بشعبية كبيرة بين علماء الكونيات الممارسين" [73] : 211  ومع ذلك، هناك تحديات لإطار الانفجار العظيم القياسي لتفسير بيانات الخلفية الكونية الميكروية. على وجه الخصوص، يتطلب علم الكونيات القياسي ضبطًا دقيقًا لبعض المعلمات الحرة، مع قيم مختلفة مدعومة ببيانات تجريبية مختلفة. [73] : 245  كمثال على قضية الضبط الدقيق، لا يمكن لعلم الكونيات القياسي التنبؤ بدرجة الحرارة الحالية لإشعاع البقايا، . [73] : 229  هذه القيمة هي واحدة من أفضل نتائج علم الكونيات التجريبي ويمكن لنموذج الحالة المستقرة التنبؤ بها. [61] ومع ذلك، فإن النماذج البديلة لديها مجموعة خاصة بها من المشاكل ولم تقدم سوى تفسيرات بعد وقوع الحدث للملاحظات الموجودة. [73] : 239  ومع ذلك، لعبت هذه البدائل دورًا تاريخيًا مهمًا في تقديم أفكار وتحديات للتفسير القياسي. [12]

الاستقطاب

انطباع فني عن تأثير العدسة الجاذبية للهياكل الكونية الضخمة

الخلفية الكونية للميكروويف مستقطبة عند مستوى بضعة ميكروكلفن. هناك نوعان من الاستقطاب، يسمى وضع E (أو وضع التدرج) ووضع B (أو وضع التجعيد). [74] هذا يشبه الكهروستاتيكية ، حيث يكون للمجال الكهربائي ( حقل E ) تجعيد متلاشي والمجال المغناطيسي ( حقل B ) تباعد متلاشي .

الأوضاع الكهربائية

تنشأ الأنماط الكهرومغناطيسية من تشتت طومسون في بلازما غير متجانسة. [74] شوهدت الأنماط الكهرومغناطيسية لأول مرة في عام 2002 بواسطة مقياس التداخل بمقياس الزاوية الدرجة (DASI). [75] [76]

أوضاع B

من المتوقع أن تكون الأنماط B أضعف بمقدار مرتبة من حيث الحجم من الأنماط E. لا يتم إنتاج الأنماط السابقة بواسطة اضطرابات من النوع القياسي، ولكنها تتولد عن طريق الموجات الثقالية أثناء التضخم الكوني بعد الانفجار العظيم بفترة وجيزة. [77] [78] [79] ومع ذلك، يمكن أن تؤدي العدسة الثقالية للأنماط E الأقوى أيضًا إلى استقطاب النمط B. [80] [81] يتطلب اكتشاف إشارة الأنماط B الأصلية تحليل التلوث الناجم عن العدسة لإشارة النمط E القوية نسبيًا. [82]

الموجات الثقالية البدائية

تتنبأ نماذج التضخم الكوني "البطيء" في الكون المبكر بموجات جاذبية بدائية من شأنها أن تؤثر على استقطاب الخلفية الكونية الميكروية، مما يخلق نمطًا محددًا من استقطاب النمط B. إن اكتشاف هذا النمط من شأنه أن يدعم نظرية التضخم ويمكن لقوته أن يؤكد ويستبعد نماذج التضخم المختلفة. [78] [83] وقد نُسبت الادعاءات بأن هذا النمط المميز لاستقطاب النمط B قد تم قياسه بواسطة جهاز BICEP2 [84] لاحقًا إلى الغبار الكوني بسبب النتائج الجديدة لتجربة بلانك . [85] [83] : 253 

عدسة الجاذبية

تم اكتشاف النوع الثاني من الأنماط B في عام 2013 باستخدام تلسكوب القطب الجنوبي بمساعدة مرصد هيرشل الفضائي . [86] في أكتوبر 2014، تم نشر قياس لاستقطاب النمط B عند 150 جيجاهرتز بواسطة تجربة POLARBEAR . [87] بالمقارنة مع BICEP2، يركز POLARBEAR على رقعة أصغر من السماء وهو أقل عرضة لتأثيرات الغبار. أفاد الفريق أن استقطاب النمط B الذي تم قياسه بواسطة POLARBEAR كان من أصل كوني (وليس فقط بسبب الغبار) بمستوى ثقة 97.2٪. [88]

تحليل متعدد الأقطاب

مثال على طيف الطاقة متعدد الأقطاب. يتم تمثيل بيانات WMAP على هيئة نقاط، وتتوافق المنحنيات مع نموذج LCDM الأكثر ملاءمة [72]

عادةً ما يتم تقديم التباينات الزاوية لـ CMB من حيث القدرة لكل قطب متعدد. [89] تُكتب خريطة درجة الحرارة عبر السماء، كمعاملات التوافقيات الكروية ، حيث يقيس المصطلح قوة التذبذب الزاوي في ، وℓ هو رقم متعدد الأقطاب بينما m هو رقم السمت. التباين السمتي ليس مهمًا ويتم إزالته بتطبيق دالة الارتباط الزاوي ، مما يعطي مصطلح طيف القدرة  تتوافق القيم المتزايدة لـ ℓ مع لحظات متعددة الأقطاب أعلى لـ CMB، مما يعني تباينًا أسرع مع الزاوية.

مصطلح أحادي القطب CMBR (ℓ= 0)

مصطلح أحادي القطب، ℓ = 0 ، هو متوسط ​​درجة الحرارة المتساوية الثابتة للخلفية الكونية الميكروية، T γ =2.7255 ± 0.0006 K [89] مع ثقة انحراف معياري واحد. يجب قياس هذا المصطلح بأجهزة قياس درجة الحرارة المطلقة، مثل جهاز FIRAS على القمر الصناعي COBE . [89] : 499 

تباين ثنائي القطب CMBR (ℓ= 1)

يمثل ثنائي القطب CMB أكبر تباين، وهو في التوافق الكروي الأول ( ℓ = 1 )، وهي دالة جيب التمام. تبلغ سعة ثنائي القطب CMB حوالي3.3621 ± 0.0010 mK . [89] يتم تفسير عزم ثنائي القطب CMB على أنه الحركة الغريبة للأرض بالنسبة إلى CMB. تعتمد سعتها على الوقت بسبب مدار الأرض حول مركز ثقل النظام الشمسي. يتيح لنا هذا إضافة مصطلح يعتمد على الوقت إلى تعبير ثنائي القطب. تعديل هذا المصطلح هو 1 سنة، [89] [90] وهو ما يناسب الملاحظة التي أجراها COBE FIRAS. [90] [91] لا يشفر عزم ثنائي القطب أي معلومات أولية.

من بيانات CMB، نرى أن الشمس تبدو وكأنها تتحرك بسرعة369.82 ± 0.11 كم/ثانية بالنسبة للإطار المرجعي لـ CMB (يُطلق عليه أيضًا إطار سكون CMB، أو الإطار المرجعي الذي لا توجد فيه حركة عبر CMB). يبدو أن المجموعة المحلية  - مجموعة المجرات التي تتضمن مجرتنا درب التبانة - تتحرك بسرعة620 ± 15 كم/ثانية في اتجاه خط الطول المجري ℓ =271.9 درجة ± 2 درجة ، ب =30° ± 3° . [89] يتم استخدام ثنائي القطب الآن لمعايرة دراسات رسم الخرائط.

متعدد الأقطاب (ℓ≥ 2)

يُعتبر  التباين في درجات الحرارة في خرائط درجات حرارة الخلفية الكونية الميكروية عند أقطاب متعددة أعلى، أو ℓ ≥ 2 ، نتيجة لاضطرابات الكثافة في الكون المبكر، قبل عصر إعادة التركيب عند انزياح أحمر يبلغ حوالي z ⋍ 1100. قبل إعادة التركيب، كان الكون يتكون من بلازما ساخنة كثيفة من الإلكترونات والباريونات. في مثل هذه البيئة الساخنة الكثيفة، لم تتمكن الإلكترونات والبروتونات من تكوين أي ذرات محايدة. ظلت الباريونات في مثل هذا الكون المبكر متأينة للغاية وبالتالي كانت مقترنة بإحكام بالفوتونات من خلال تأثير تشتت طومسون. تسببت هذه الظواهر في تأثير الضغط والجاذبية ضد بعضها البعض، وأثارت تقلبات في بلازما الفوتون-الباريون. بعد فترة وجيزة من عصر إعادة التركيب، تسبب التوسع السريع للكون في تبريد البلازما وهذه التقلبات "مجمدة" في خرائط الخلفية الكونية الميكروية التي نلاحظها اليوم. [89]

تحديات تحليل البيانات

تحتوي بيانات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الخام، حتى من المركبات الفضائية مثل WMAP أو Planck، على تأثيرات أمامية تحجب تمامًا البنية الدقيقة للخلفية الكونية الميكروية. يتم فرض البنية الدقيقة على بيانات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الخام ولكنها صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها بمقياس البيانات الخام. أبرز تأثيرات المقدمة هو تباين ثنائي القطب الناجم عن حركة الشمس بالنسبة لخلفية إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. يجب طرح تباين ثنائي القطب وغيره بسبب الحركة السنوية للأرض بالنسبة للشمس والعديد من مصادر الموجات الميكروية في المستوى المجري وأماكن أخرى للكشف عن الاختلافات الضئيلة للغاية التي تميز البنية الدقيقة لخلفية إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. إن التحليل التفصيلي لبيانات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لإنتاج خرائط وطيف طاقة زاوي ومعلمات كونية في النهاية يمثل مشكلة معقدة وصعبة حسابيًا.

في الممارسة العملية ، من الصعب أخذ تأثيرات الضوضاء ومصادر المقدمة في الاعتبار. على وجه الخصوص، تهيمن الانبعاثات المجرية مثل Bremsstrahlung و synchrotron والغبار التي تنبعث في نطاق الميكروويف على هذه المقدمات؛ في الممارسة العملية، يجب إزالة المجرة، مما يؤدي إلى خريطة CMB ليست خريطة للسماء الكاملة. بالإضافة إلى ذلك، تمثل مصادر النقاط مثل المجرات والعناقيد مصدرًا آخر للمقدمة يجب إزالته حتى لا تشوه البنية قصيرة النطاق لطيف طاقة CMB.

يمكن الحصول على القيود المفروضة على العديد من المعلمات الكونية من تأثيراتها على طيف القدرة، وغالبًا ما يتم حساب النتائج باستخدام تقنيات أخذ العينات من سلسلة ماركوف مونت كارلو .

الشذوذ

مع البيانات الدقيقة بشكل متزايد التي يوفرها WMAP، كان هناك عدد من الادعاءات بأن الخلفية الكونية الميكروية تُظهِر شذوذًا، مثل التباينات واسعة النطاق للغاية، والمحاذاة الشاذة، والتوزيعات غير الغاوسية. [92] [93] [94] أقدم هذه هي الجدل حول متعدد الأقطاب المنخفض ℓ . حتى في خريطة COBE، لوحظ أن الرباعي ( ℓ = 2 ، التوافقي الكروي) له سعة منخفضة مقارنة بتنبؤات الانفجار العظيم. على وجه الخصوص، يبدو أن الأنماط الرباعية والثمانية الأقطاب ( ℓ = 3 ) لها محاذاة غير مفسرة مع بعضها البعض ومع كل من المستوى الكسوف والاعتدالين . [95] [96] [97] اقترح عدد من المجموعات أن هذا قد يكون توقيعًا لفيزياء جديدة على أكبر المقاييس القابلة للملاحظة ؛ وتشتبه مجموعات أخرى في وجود أخطاء منهجية في البيانات. [98] [99] [100]

في النهاية، وبسبب الخلفيات ومشكلة التباين الكوني ، لن يتم قياس أعظم الأنماط أبدًا بشكل جيد مثل الأنماط ذات المقياس الزاوي الصغير. تم إجراء التحليلات على خريطتين تم إزالة الخلفيات منهما قدر الإمكان: خريطة "التركيبة الخطية الداخلية" للتعاون مع WMAP وخريطة مماثلة أعدها ماكس تيجمارك وآخرون. [101] [40] [102] أشارت التحليلات اللاحقة إلى أن هذه هي الأنماط الأكثر عرضة للتلوث بالخلفية من السنكروترون والغبار وانبعاث الكبح ، ومن عدم اليقين التجريبي في أحادي القطب وثنائي القطب.

يُظهر التحليل البايزي الكامل لطيف طاقة WMAP أن التنبؤ الرباعي لعلم الكونيات Lambda-CDM يتوافق مع البيانات عند مستوى 10٪ وأن الثماني أقطاب المرصود ليس ملحوظًا. [103] إن المحاسبة الدقيقة للإجراء المستخدم لإزالة الخلفيات من خريطة السماء الكاملة تقلل من أهمية المحاذاة بنسبة ~ 5٪. [104] [105] [106] [107] تسجل الملاحظات الأخيرة باستخدام تلسكوب بلانك ، وهو أكثر حساسية بكثير من WMAP وله دقة زاوية أكبر ، نفس الشذوذ، وبالتالي يبدو أن الخطأ الآلي (ولكن ليس تلوث الخلفية) مستبعد. [108] المصادفة هي تفسير محتمل، اقترح كبير العلماء من WMAP ، تشارلز ل. بينيت ، أن المصادفة وعلم النفس البشري متورطان، "أعتقد أن هناك القليل من التأثير النفسي؛ يريد الناس العثور على أشياء غير عادية." [109]

أظهرت قياسات كثافة الكوازارات المستندة إلى بيانات مستكشف الأشعة تحت الحمراء واسع المجال وجود ثنائي قطب مختلف بشكل كبير عن القطب المستخرج من تباين الخلفية الكونية الميكروية. [110] هذا الاختلاف يتعارض مع المبدأ الكوني . [111]

التطور المستقبلي

بافتراض أن الكون يستمر في التوسع وأنه لا يعاني من أزمة كبيرة أو تمزق كبير أو مصير مماثل آخر، فإن الخلفية الكونية للميكروويف ستستمر في التحول إلى اللون الأحمر حتى تصبح غير قابلة للاكتشاف، [112] وسوف يتم استبدالها أولاً بالإشعاع الناتج عن ضوء النجوم ، وربما لاحقًا بواسطة حقول الإشعاع الخلفية للعمليات التي قد تحدث في المستقبل البعيد للكون مثل اضمحلال البروتون ، وتبخر الثقوب السوداء ، واضمحلال البوزيترونيوم . [113]

الجدول الزمني للتنبؤ والاكتشاف والتفسير

التنبؤات بدرجات الحرارة الحرارية (الخلفية غير الميكروية)

  • 1896 – قدر تشارلز إدوارد غيوم "إشعاع النجوم" بـ 5-6  كلفن . [61] [114]
  • 1926 – قدر السير آرثر إدينجتون الإشعاع غير الحراري لضوء النجوم في المجرة "... وفقًا للصيغة E = σT 4 فإن درجة الحرارة الفعالة المقابلة لهذه الكثافة هي 3.18 درجة مطلقة ... الجسم الأسود". [61] [115]
  • ثلاثينيات القرن العشرين - حسب عالم الكونيات إيريك ريجينيرز أن الطيف غير الحراري للأشعة الكونية في المجرة له درجة حرارة فعالة تبلغ 2.8 كلفن. [61]
  • 1931 – أول استخدام لمصطلح الموجات الدقيقة في المطبوعات: "عندما تم الإعلان عن التجارب التي أجريت باستخدام أطوال موجية منخفضة تصل إلى 18 سم، كان هناك مفاجأة غير مقنعة+ لأن مشكلة الموجات الدقيقة تم حلها بهذه السرعة." مجلة التلغراف والهاتف 179/1
  • 1934 - ريتشارد تولمان يثبت أن إشعاع الجسم الأسود في الكون المتوسع يبرد ولكنه يظل حراريًا.
  • 1946 – تنبأ روبرت ديكي "... بإشعاع من المادة الكونية" عند درجة حرارة أقل من 20 كلفن، لكنه لم يشر إلى الإشعاع الخلفي. [116]
  • 1946 – جورج جامو يحسب درجة حرارة 50 كلفن (بافتراض أن عمر الكون 3 مليارات سنة)، [117] معلقًا على ذلك "... تتفق بشكل معقول مع درجة الحرارة الفعلية للفضاء بين النجوم"، لكنه لا يذكر الإشعاع الخلفي. [118]
  • 1953 – استنتج إروين فينلاي-فرويندليش ، دعمًا لنظريته عن الضوء المتعب ، درجة حرارة الجسم الأسود للفضاء بين المجرات عند 2.3 كلفن وفي العام التالي وصلت إلى 1.9 كلفن و6.0 كلفن. [119]

التنبؤات والقياسات الخاصة بإشعاع الخلفية الميكروية

  • 1941 – اكتشف أندرو ماكيلار درجة حرارة "دورانية" تبلغ 2.3  كلفن للوسط بين النجوم من خلال مقارنة خطوط CN المزدوجة التي تم قياسها بواسطة WS Adams في نجم B. [120] [121]
  • 1948 – قدر رالف ألفر وروبرت هيرمان "درجة الحرارة في الكون" بـ 5 كلفن. ورغم أنهما لم يذكرا إشعاع الخلفية الميكرويفي على وجه التحديد، إلا أنه من الممكن الاستدلال على ذلك. [122]
  • 1953 – جورج جامو يقدر 7 كلفن بناءً على نموذج لا يعتمد على معلمة حرة [116] [123] : 2181 
  • 1955 – إميل لورو من مرصد نانكاي الراديوي ، في مسح للسماء عند λ = 33 سم، أبلغ في البداية عن إشعاع خلفي شبه متساوي الخواص يبلغ 3 كلفن، زائد أو ناقص 2؛ لم يدرك الأهمية الكونية [116] : 343  [27] : 8.3.1  وقام لاحقًا بمراجعة أشرطة الخطأ إلى 20 كلفن. [124] [5]
  • 1957 – أفاد تيجران شمونوف أن "درجة الحرارة المطلقة الفعالة لخلفية الانبعاثات الراديوية ... هي 4±3 كلفن". [125] وكانت شدة الإشعاع مستقلة عن الوقت أو اتجاه المراقبة. وعلى الرغم من أن شمونوف لم يدرك ذلك في ذلك الوقت، فمن الواضح الآن أن شمونوف قد لاحظ الخلفية الكونية للموجات الميكروية عند طول موجي 3.2 سم [126]
  • 1964 – نشر كل من إيه جي دوروشكيفيتش وإيجور دميتريفيتش نوفيكوف ورقة بحثية موجزة تقترح إجراء عمليات بحث باستخدام الموجات الدقيقة عن إشعاع الجسم الأسود الذي تنبأ به جامو وألفير وهيرمان، حيث أطلقوا على ظاهرة إشعاع الخلفية الكونية الميكروية اسم "قابلة للكشف". [127]
  • 1964–65 – قام أرنو بنزياس وروبرت وودرو ويلسون بقياس درجة الحرارة ووجدوا أنها كانت تقريبًا 3 كلفن. قام روبرت ديكي وجيمس بيبلز وبي جي رول ودي تي ويلكنسون بتفسير هذا الإشعاع على أنه علامة على الانفجار العظيم.
  • 1966 – تنبأ راينر ك. ساكس وآرثر م. وولف نظريًا بسعة تقلبات الخلفية الميكروية الناتجة عن الاختلافات المحتملة في الجاذبية بين المراقبين وآخر سطح تشتت (انظر تأثير ساكس-وولف ).
  • 1968 – مارتن ريس ودينيس سكاما يتنبأان نظريًا بسعة تقلبات الخلفية الميكروية التي تنشأ بواسطة الفوتونات التي تعبر آبارًا محتملة تعتمد على الوقت.
  • 1969 – قام آر إيه سونيايف وياكوف زيلدوفيتش بدراسة التشتت العكسي لكومبتون لفوتونات الخلفية الميكروية بواسطة الإلكترونات الساخنة (انظر تأثير سونيايف-زيلدوفيتش ).
  • 1983 - تمكن باحثون من مجموعة كامبريدج لعلم الفلك الراديوي ومرصد أوينز فالي الراديوي لأول مرة من اكتشاف تأثير سونييف-زيلدوفيتش من مجموعات المجرات .
  • 1983 - إطلاق تجربة RELIKT-1 السوفيتية لتباين الخلفية الكونية الميكروية.
  • 1990 – قام FIRAS على القمر الصناعي Cosmic Background Explorer (COBE) بقياس شكل الجسم الأسود لطيف CMB بدقة فائقة، وأظهر أن الخلفية الميكروية لها طيف جسم أسود مثالي تقريبًا مع T = 2.73 K وبالتالي يقيد بشدة كثافة الوسط بين المجرات .
  • يناير 1992 - أعلن العلماء الذين قاموا بتحليل البيانات من RELIKT-1 عن اكتشاف ظاهرة التباين في الخلفية الكونية للميكروويف في ندوة الفيزياء الفلكية في موسكو. [128]
  • 1992 – أعلن العلماء الذين قاموا بتحليل البيانات من COBE DMR عن اكتشاف ظاهرة التباين في الخلفية الكونية للميكروويف. [129]
  • 1995 - أجرى تلسكوب التباين الكوني أول عمليات الرصد عالية الدقة للخلفية الكونية للموجات الميكروية.
  • 1999 – أول قياسات للتذبذبات الصوتية في طيف القدرة الزاوية المتباين الخواص لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي باستخدام تجارب MAT/TOCO وBOOMERANG وMaxima. تنتج تجربة BOOMERanG خرائط ذات جودة أعلى بدقة متوسطة، وتؤكد أن الكون "مسطح".
  • 2002 – تم اكتشاف الاستقطاب بواسطة DASI . [130]
  • 2003 – تم الحصول على طيف الاستقطاب في الوضع E بواسطة CBI. [ 131] ينتج CBI ومجموعة Very Small Array خرائط ذات جودة أعلى بدقة عالية (تغطي مناطق صغيرة من السماء).
  • 2003 - أنتجت مركبة الفضاء Wilkinson Microwave Anisotropy Probe خريطة ذات جودة أعلى بدقة منخفضة ومتوسطة للسماء بأكملها ( لا توفر WMAP أي بيانات عالية الدقة، ولكنها تعمل على تحسين الخرائط ذات الدقة المتوسطة من BOOMERanG ).
  • 2004 – تم الحصول على طيف الاستقطاب في الوضع E بواسطة CBI . [132]
  • 2004 – أنتج جهاز استقبال مجموعة مقياس الإشعاع الكوني Arcminute خريطة ذات جودة أعلى للهيكل عالي الدقة الذي لم يتم رسمه بواسطة WMAP.
  • 2005 – بدأ جهاز التصوير آركمينوت ميكروكلفن ومجموعة سونيايف-زيلدوفيتش أول مسوحات لمجموعات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي باستخدام تأثير سونيايف-زيلدوفيتش .
  • 2005 – حصل رالف أ. ألفر على الميدالية الوطنية للعلوم لعمله الرائد في مجال التخليق النووي وتوقعه أن توسع الكون يترك وراءه إشعاعًا خلفيًا، وبالتالي تقديم نموذج لنظرية الانفجار العظيم.
  • 2006 - تم إصدار نتائج WMAP التي طال انتظارها لمدة ثلاث سنوات ، والتي أكدت التحليلات السابقة، وصححت العديد من النقاط، بما في ذلك بيانات الاستقطاب .
  • 2006 - حصل اثنان من الباحثين الرئيسيين في مشروع COBE، جورج سموت وجون ماثر ، على جائزة نوبل في الفيزياء في عام 2006 لعملهما في مجال قياس دقة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.
  • 2006–2011 – لا تزال القياسات المحسنة من WMAP ، ومسوحات المستعرات الأعظمية الجديدة ESSENCE وSNLS، وتذبذبات الباريون الصوتية من SDSS و WiggleZ ، متوافقة مع نموذج Lambda-CDM القياسي .
  • 2010 - إصدار أول خريطة شاملة للسماء بواسطة تلسكوب بلانك .
  • 2013 - إصدار خريطة محسنة لكامل السماء من تلسكوب بلانك ، مما أدى إلى تحسين قياسات WMAP وتوسيعها إلى مقاييس أصغر بكثير.
  • 2014 – في 17 مارس 2014، أعلن علماء الفيزياء الفلكية في مشروع BICEP2 عن اكتشاف موجات جاذبية تضخمية في طيف الطاقة B ، والتي إذا تم تأكيدها، ستوفر دليلاً تجريبيًا واضحًا لنظرية التضخم . [133] [134] [135] [136 ] [137] [138] ومع ذلك، في 19 يونيو 2014، تم الإبلاغ عن انخفاض الثقة في تأكيد نتائج التضخم الكوني . [137] [139] [140]
  • 2015 – في 30 يناير 2015، سحب نفس فريق علماء الفلك من BICEP2 الادعاء الذي قدموه في العام السابق. بناءً على البيانات المجمعة من BICEP2 وبلانك، أعلنت وكالة الفضاء الأوروبية أن الإشارة يمكن أن تُعزى بالكامل إلى الغبار في مجرة ​​درب التبانة. [141]
  • 2018 – تم إصدار البيانات والخرائط النهائية من تلسكوب بلانك ، مع قياسات محسنة للاستقطاب على نطاق واسع. [142]
  • 2019 – يستمر إصدار تحليلات تلسكوب بلانك لبياناتها النهائية لعام 2018. [143]
  • في المسلسل التلفزيوني Stargate Universe (2009-2011)، تم بناء سفينة فضاء قديمة ، Destiny ، لدراسة الأنماط في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وهي رسالة واعية متبقية من بداية الزمن. [144]
  • في رواية ويلرز (2000) التي كتبها إيان ستيوارت وجاك كوهين ، تم شرح الإشعاع الكوني الشعاعي المغناطيسي الخلفي باعتباره إرساليات مشفرة لحضارة قديمة. وهذا يسمح لـ "المناطيد" المشترية بأن يكون لها مجتمع أقدم من عمر الكون المرصود حاليًا. [ بحاجة لمصدر ]
  • في رواية "مشكلة الأجسام الثلاثة" التي كتبها ليو سيكسين عام 2008 ، يقوم مسبار من حضارة فضائية باختراق الأجهزة التي تراقب الإشعاع الكوني الميكروي الخلفي من أجل خداع شخصية ما وإقناعها بأن الحضارة لديها القدرة على التلاعب بالإشعاع الكوني الميكروي الخلفي نفسها. [145]
  • يتضمن إصدار عام 2017 من ورقة العشرين فرنك السويسرية عدة أجسام فلكية مع مسافاتها - تم ذكر الخلفية الكونية الميكروية بـ 430 · 10 15 ثانية ضوئية . [146]
  • في مسلسل Marvel لعام 2021 WandaVision ، تم اكتشاف بث تلفزيوني غامض داخل الخلفية الكونية الميكروية. [147]

انظر أيضا

ملحوظات

  1. ^ تلسكوب مختبر الاستقبال (RLT)، وهو أداة بقطر 80 سم (31 بوصة)، أعلى عند 5525 مترًا (18125 قدمًا)، لكنه ليس دائمًا لأنه مثبت على سطح حاوية شحن متحركة. [45] مرصد أتاكاما بجامعة طوكيو لعام 2009 أعلى بكثير من كليهما.

مراجع

  1. ^ ab Komatsu, Eiichiro (2022-05-18). "فيزياء جديدة من الضوء المستقطب للخلفية الكونية للموجات الميكروية". Nature Reviews Physics . 4 (7): 452– 469. arXiv : 2202.13919 . Bibcode :2022NatRP...4..452K. doi :10.1038/s42254-022-00452-4. ISSN  2522-5820.
  2. ^ "LAMBDA - Cosmic Background Explorer". lambda.gsfc.nasa.gov . تم الاسترجاع في 2024-05-17 .
  3. ^ Fixsen, DJ; Mather, JC (2002-12-20). "النتائج الطيفية لجهاز مطياف الأشعة تحت الحمراء البعيدة المطلق على COBE". مجلة الفيزياء الفلكية . 581 (2): 817– 822. رمز Bibcode :2002ApJ...581..817F. doi :10.1086/344402. ISSN  0004-637X.
  4. ^ ab Fixsen, DJ (2009). "درجة حرارة الخلفية الكونية للميكروويف". مجلة الفيزياء الفلكية . 707 (2): 916– 920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode :2009ApJ...707..916F. doi :10.1088/0004-637X/707/2/916. S2CID  119217397.
  5. ^ ab Wright, Edward. "Cosmic Microwave Background". astro.ucla.edu . تم الاسترجاع في 2024-05-28 .
  6. ^ abc Hu, Wayne; Dodelson, Scott (سبتمبر 2002). "تباين الخلفية الكونية للموجات الميكروية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 40 (1): 171– 216. arXiv : astro-ph/0110414 . Bibcode :2002ARA&A..40..171H. doi :10.1146/annurev.astro.40.060401.093926. ISSN  0066-4146.
  7. ^ تعاون بلانك (2020)، "نتائج بلانك 2018 V. CMB power spectra and probabilitys"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 641 : A5، arXiv : 1907.12875 ، Bibcode :2020A&A...641A...5P، doi :10.1051/0004-6361/201936386
  8. ^ تعاون بلانك (2020)، "نتائج بلانك 2018. I. نظرة عامة، والإرث الكوني لبلانك"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 641 : A1، arXiv : 1807.06205 ، Bibcode :2020A&A...641A...1P، doi :10.1051/0004-6361/201833880، S2CID  119185252
  9. ^ تعاون بلانك (2014)، "نتائج بلانك 2013. XXVII. تعزيز دوبلر للخلفية الكونية الميكروية: Eppur si moove"، علم الفلك ، 571 (27): A27، arXiv : 1303.5087 ، Bibcode :2014A&A...571A..27P، doi :10.1051/0004-6361/201321556، S2CID  5398329
  10. ^ هو، واين، ومارتن وايت. "مقدمة حول استقطاب الخلفية الكونية الميكروية". طبعة ما قبل الطباعة من arXiv astro-ph/9706147 (1997).
  11. ^ Chluba, J.; et al. (2021). "آفاق جديدة في علم الكونيات مع التشوهات الطيفية للخلفية الكونية الميكروية". مقترحات رحلة 2050. 51 ( 3): 1515– 1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode :2021ExA....51.1515C. doi :10.1007/s10686-021-09729-5. S2CID  202539910.
  12. ^ ab Ćirković, Milan M.; Perović, Slobodan (2018-05-01). "التفسيرات البديلة للخلفية الكونية للموجات الميكروية: منظور تاريخي ومعرفي". دراسات في تاريخ وفلسفة العلوم الجزء ب: دراسات في تاريخ وفلسفة الفيزياء الحديثة . 62 : 1– 18. arXiv : 1705.07721 . Bibcode :2018SHPMP..62....1C. doi :10.1016/j.shpsb.2017.04.005. ISSN  1355-2198.
  13. ^ KA Olive وJA Peacock (سبتمبر 2017) "21. علم الكونيات الانفجاري العظيم" في .S. Navas et al. (Particle Data Group)، سيتم نشره في Phys. Rev. D 110، 030001 (2024)
  14. ^ "29. الخلفية الكونية للموجات الدقيقة: مجموعة بيانات الجسيمات PA Zyla (LBL، بيركلي) وآخرون" (PDF) .
  15. ^ ab Peebles, PJ E (1993). مبادئ علم الكون الفيزيائي. مطبعة جامعة برينستون . ص 139-148. ISBN 978-0-691-01933-8.
  16. ^ ألفر، ر. أ.؛ هيرمان، ر. س. (1948). "تطور الكون". مجلة الطبيعة . 162 (4124): 774– 775. رمز المرجع : 1948Natur.162..774A. doi : 10.1038/162774b0. S2CID  4113488.
  17. ^ جامو، ج. (1948). "تطور الكون". نيتشر . 162 (4122): 680– 682. رمز Bibcode :1948Natur.162..680G. doi :10.1038/162680a0. PMID  18893719. S2CID  4793163.
  18. ^ Assis, AKT; Neves, MCD (1995). "تاريخ درجة الحرارة 2.7 كلفن قبل بنزياس وويلسون" (PDF) . Apeiron (3): 79– 87.
  19. ^ ab Overbye, Dennis (5 September 2023). "العودة إلى نيوجيرسي، حيث بدأ الكون - قبل نصف قرن، أرسل تلسكوب راديوي في هولمديل، نيوجيرسي، اثنين من علماء الفلك إلى الوراء 13.8 مليار سنة - وفتح نافذة كونية كان العلماء يتطلعون من خلالها منذ ذلك الحين". نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 5 سبتمبر 2023. تم الاسترجاع 5 سبتمبر 2023 .
  20. ^ Penzias, AA (2006). "The origin of elements" (PDF) . Science . 205 (4406). Nobel Foundation : 549– 54. doi :10.1126/science.205.4406.549. PMID  17729659. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2006-09-25 . تم الاسترجاع في 2006-10-04 .
  21. ^ Dicke, RH (1946). "قياس الإشعاع الحراري عند ترددات الموجات الدقيقة". مجلة مراجعة الأدوات العلمية . 17 (7): 268– 275. Bibcode :1946RScI...17..268D. doi : 10.1063/1.1770483 . PMID  20991753. S2CID  26658623. لقد تم استخدام هذا التصميم الأساسي لمقياس الإشعاع في معظم تجارب الخلفية الكونية للموجات الميكروية اللاحقة.
  22. ^ "إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي (محاضرة نوبل) بقلم روبرت ويلسون 8 ديسمبر 1978، ص 474" (PDF) .
  23. ^ Penzias, AA; Wilson, RW (1965). "قياس درجة حرارة الهوائي الزائدة عند 4080 ميجا هرتز/ثانية". مجلة الفيزياء الفلكية . 142 (1): 419– 421. Bibcode :1965ApJ...142..419P. doi : 10.1086/148307 .
  24. ^ مجموعة سموت (28 مارس 1996). "إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي". مختبر لورانس بيركلي . تم الاسترجاع في 11 ديسمبر 2008 .
  25. ^ Dicke, RH; et al. (1965). "إشعاع الجسم الأسود الكوني". Astrophysical Journal . 142 : 414– 419. Bibcode :1965ApJ...142..414D. doi :10.1086/148306.
  26. ^ "جائزة نوبل في الفيزياء 1978". مؤسسة نوبل . 1978. تم استرجاعه في 2009-01-08 .
  27. ^ abcdefg Partridge, R. Bruce (2019-04-04). "The cosmic microwave background: from discovery to precise cosmology". في Kragh, Helge؛ Longair, Malcolm S. (eds.). The Oxford Handbook of the History of Modern Cosmology (1 ed.). Oxford University Press. ص  292– 345. doi :10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8. ISBN 978-0-19-881766-6.
  28. ^ هاريسون، إي آر (1970). "التقلبات عند عتبة علم الكونيات الكلاسيكي". المراجعة الفيزيائية د . 1 (10): 2726– 2730. رمز Bibcode :1970PhRvD...1.2726H. doi :10.1103/PhysRevD.1.2726.
  29. ^ Peebles, PJE; Yu, JT (1970). "اضطرابات الحرارة الأدياباتية البدائية في الكون المتوسع". مجلة الفيزياء الفلكية . 162 : 815– 836. رمز Bibcode :1970ApJ...162..815P. doi :10.1086/150713.
  30. ^ Zeldovich, YB (1972). "فرضية توحيد بنية الكون وانتروبياه". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 160 : 1P – 4P . Bibcode :1972MNRAS.160P...1Z. doi : 10.1093/mnras/160.1.1P .
  31. ^ Sunyaev RA; Zel'dovich YB (1970). "تقلبات الإشعاع الأثري على نطاق صغير". Astrophys. Space Sci . 7 (1): 3– 19. Bibcode :1970Ap&SS...7....3S. doi :10.1007/BF00653471. S2CID  117050217.
  32. ^ Smoot, GF; et al. (1992). "البنية في خرائط السنة الأولى لمقياس الإشعاع التفاضلي للميكروويف COBE". Astrophysical Journal Letters . 396 (1): L1 – L5 . Bibcode :1992ApJ...396L...1S. doi : 10.1086/186504 . S2CID  120701913.
  33. ^ بينيت، سي إل؛ وآخرون (1996). "ملاحظات الخلفية الكونية الميكروية باستخدام مرصد دي إم آر التابع لمؤسسة كوبي على مدار أربع سنوات: الخرائط والنتائج الأساسية". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 464 : L1 – L4 . arXiv : astro-ph/9601067 . رمز Bibcode :1996ApJ...464L...1B. doi :10.1086/310075. S2CID  18144842.
  34. ^ جروبين ، سي. وآخرون. (2005). فيزياء الجسيمات الفلكية . سبرينغر . ص  240 – 241. ISBN  978-3-540-25312-9.
  35. ^ ميلر، AD؛ وآخرون. (1999). "قياس طيف الطاقة الزاوية للخلفية الميكروية المصنوعة من جبال الأنديز التشيلية المرتفعة". مجلة الفيزياء الفلكية . 521 (2): L79 – L82 . arXiv : astro-ph/9905100 . Bibcode :1999ApJ...521L..79T. doi :10.1086/312197. S2CID  16534514.
  36. ^ Melchiorri, A.; et al. (2000). "قياس Ω من رحلة اختبار بوميرانج التجريبية في أمريكا الشمالية". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 536 (2): L63 – L66 . arXiv : astro-ph/9911445 . Bibcode :2000ApJ...536L..63M. doi :10.1086/312744. PMID  10859119. S2CID  27518923.
  37. ^ هاناني، س.؛ وآخرون (2000). "MAXIMA-1: قياس تباين الخلفية الكونية للميكروويف على المقاييس الزاوية من 10'–5°". مجلة الفيزياء الفلكية . 545 (1): L5 – L9 . arXiv : astro-ph/0005123 . Bibcode :2000ApJ...545L...5H. doi :10.1086/317322. S2CID  119495132.
  38. ^ دي بيرنارديس، ب.؛ وآخرون (2000). "الكون المسطح من خرائط عالية الدقة لإشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي". نيتشر . 404 (6781): 955– 959. arXiv : astro-ph/0004404 . Bibcode :2000Natur.404..955D. doi :10.1038/35010035. hdl :10044/1/60851. PMID  10801117. S2CID  4412370.
  39. ^ Pogosian, L. ; et al. (2003). "Observational restriction on cosmic string production during brane inflation". Physical Review D. 68 ( 2): 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode :2003PhRvD..68b3506P. doi :10.1103/PhysRevD.68.023506.
  40. ^ abc Bennett, CL; (WMAP collaboration); Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Page, L.; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E.; Wright, EL; Barnes, C.; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E.; Nolta, MR; Odegard, N.; Peiris, HV; Verde, L.; Weiland, JL; et al. (2003). "ملاحظات مسبار ويلكينسون للموجات الدقيقة المتباينة (WMAP) في السنة الأولى: الخرائط الأولية والنتائج الأساسية". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 148 (1): 1– 27. arXiv : astro-ph/0302207 . Bibcode :2003ApJS..148....1B. doi :10.1086/377253. S2CID  115601. تحذر هذه الورقة من أن "إحصائيات خريطة التركيبة الخطية الداخلية هذه معقدة وغير مناسبة لمعظم تحليلات الخلفية الكونية الميكروية".
  41. ^ بينيت، سي إل؛ لارسون، دي؛ ويلاند، جيه إل؛ جاروسيك، إن؛ هينشو، جي؛ أوديجارد، إن؛ سميث، كيه إم؛ هيل، آر إس؛ جولد، بي؛ هالبيرن، إم؛ كوماتسو، إي؛ نولتا، إم آر؛ بيج، إل؛ سبيرجيل، دي إن؛ وولاك، إي. (2013-09-20). "ملاحظات مسبار ويلكينسون لتباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدار تسع سنوات: الخرائط النهائية والنتائج". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . رمز Bibcode : 2013ApJS..208...20B. doi :10.1088/0067-0049/208/2/20. ISSN  0067-0049.
  42. ^ جلانز، جيمس (2001-04-30). "استمع عن كثب: من Tiny Hum جاء الانفجار الكبير". نيويورك تايمز . تم الاسترجاع في 4 أغسطس 2014 .
  43. ^ Leitch, EM; et al. (ديسمبر 2002). "قياس الاستقطاب باستخدام مقياس التداخل بمقياس الدرجة الزاوية". Nature . 420 (6917): 763– 771. arXiv : astro-ph/0209476 . Bibcode :2002Natur.420..763L. doi :10.1038/nature01271. PMID  12490940. S2CID  13967570.
  44. ^ فاولر، جيه دبليو؛ نيماك، إم دي؛ ديكر، إس آر؛ أبو بكر، إيه إم؛ آدي، بي إيه آر؛ باتيستيلي، إس؛ ديفلين، إم جيه؛ فيشر، آر بي؛ هالبيرن، إم؛ هارغريف، بي سي؛ هينكس، إيه دي (10 يونيو 2007). "التصميم البصري لتلسكوب علم الكونيات في أتاكاما وكاميرا المصفوفة البولومترية المليمترية". البصريات التطبيقية . 46 (17): 3444– 3454. arXiv : astro-ph/0701020 . Bibcode :2007ApOpt..46.3444F. doi :10.1364/AO.46.003444. ISSN  0003-6935. PMID  17514303. S2CID  10833374.
  45. ^ مارون؛ وآخرون (2005). "الملاحظات في نوافذ الغلاف الجوي 1.3 و1.5 تيراهرتز باستخدام تلسكوب مختبر الاستقبال". الندوة الدولية السادسة عشرة حول تكنولوجيا تيراهرتز الفضائية : 64. arXiv : astro-ph/0505273 . Bibcode :2005stt..conf...64M.
  46. ^ Clavin, Whitney; Harrington, JD (21 مارس 2013). "مهمة بلانك تجعل الكون أكثر وضوحًا". ناسا . تم الاسترجاع في 21 مارس 2013 .
  47. ^ طاقم العمل (21 مارس 2013). "رسم خريطة الكون المبكر". نيويورك تايمز . تم الاسترجاع في 23 مارس 2013 .
  48. ^ تعاون بلانك (2016). "نتائج بلانك 2015. XIII. المعلمات الكونية (انظر الجدول 4 في الصفحة 31 من pfd)". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . رمز Bibcode : 2016A&A...594A..13P. doi : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  49. ^ جي إي كارلستروم . بار أدي؛ كا ايرد؛ وآخرون. (مايو 2011). “تلسكوب القطب الجنوبي بطول 10 أمتار”. منشورات الجمعية الفلكية في منطقة المحيط الهادئ . 123 (903): 568– 581. أرخايف : 0907.4445 . بيب كود :2011PASP..123..568C. دوى :10.1086/659879. ISSN  0004-6280. ويكي بيانات  Q56603073.
  50. ^ سكوت، د. (2005). "النموذج الكوني القياسي". المجلة الكندية للفيزياء . 84 ( 6-7 ): 419-435 . arXiv : astro-ph/0510731 . Bibcode : 2006CaJPh..84..419S. CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi :10.1139/P06-066. S2CID  15606491. 
  51. ^ دورهام، فرانك؛ بورينجتون، روبرت د. (1983). إطار الكون: تاريخ علم الكونيات الفيزيائي . مطبعة جامعة كولومبيا. ص 193-209. رقم ISBN 978-0-231-05393-8.
  52. ^ جوث، أ.ه. (1998). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة للأصول الكونية. كتب أساسية . ص. 186. رقم ISBN 978-0201328400. OCLC  35701222.
  53. ^ Cirigliano, D.; de Vega, HJ; Sanchez, NG (2005). "توضيح نماذج التضخم: الإمكانات التضخمية الدقيقة من نظرية المجال الفعال وبيانات WMAP". Physical Review D (مخطوطة مقدمة). 71 (10): 77– 115. arXiv : astro-ph/0412634 . Bibcode :2005PhRvD..71j3518C. doi :10.1103/PhysRevD.71.103518. S2CID  36572996.
  54. ^ Abbott, B. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey". Hayden Planetarium . مؤرشف من الأصل في 2013-02-13 . تم الاسترجاع في 2008-01-13 .
  55. ^ Gawiser, E.; Silk, J. (2000). "إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي". تقارير الفيزياء . 333– 334 (2000): 245– 267. arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode :2000PhR...333..245G. CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi :10.1016/S0370-1573(00)00025-9. S2CID  15398837. 
  56. ^ سموت، جي إف (2006). "تباينات إشعاع الخلفية الكونية الميكروية: اكتشافها واستخدامها". محاضرة نوبل . مؤسسة نوبل . تم الاسترجاع في 22 ديسمبر 2008 .
  57. ^ ""سطح CMB الخاص بـ NASA's ""آخر تشتت""" . تم الاسترجاع في 2023-07-05 .
  58. ^ هوبسون، م. ب.؛ إفستاثيو، ج.؛ لاسينبي، أ. ن. (2006). النسبية العامة: مقدمة للفيزيائيين . مطبعة جامعة كامبريدج . ص. 388. رقم ISBN 978-0-521-82951-9.
  59. ^ Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5th ed.). Springer-Verlag . ص. 485. Bibcode :2001ncia.book.....U. ISBN 978-3-540-67877-9.
  60. ^ وايت، م. (1999). "التباينات في الخلفية الكونية الميكروية". وقائع اجتماع لوس أنجلوس، DPF 99. جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس . arXiv : astro -ph/9903232 . رمز Bibcode :1999dpf..conf.....W.
  61. ^ abcde أسيس، AKT؛ باولو، ساو؛ نيفيس، MCD (يوليو 1995). “تاريخ درجة الحرارة 2.7 كلفن قبل بنزياس وويلسون” (PDF) . أبيرون . 2 (3): 79 – 87.
  62. ^ كاكو، م. (2014). "الثانية الأولى للانفجار العظيم". كيف يعمل الكون . الموسم 3. الحلقة 4. ديسكفري ساينس .
  63. ^ Fixsen, DJ (1995). "تكوين البنية في الكون". arXiv : astro-ph/9508159 .
  64. ^ "العدد المحول: التحويل من K إلى eV".
  65. ^ نوتردايم، ب.؛ بيتيتجين، ب.؛ سرياناند، ر.؛ ليدوكس، س.؛ لوبيز، س. (فبراير 2011). "تطور درجة حرارة الخلفية الكونية للميكروويف. قياسات T CMB عند انزياح أحمر مرتفع من إثارة أول أكسيد الكربون". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode :2011A&A...526L...7N. doi :10.1051/0004-6361/201016140. S2CID  118485014.
  66. ^ دودلسون، س. (2003). "حجة الطور المتماسك للتضخم". وقائع مؤتمر المعهد الأمريكي للسياسات الاقتصادية . 689 : 184– 196. arXiv : hep-ph/0309057 . Bibcode :2003AIPC..689..184D. CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi :10.1063/1.1627736. S2CID  18570203. 
  67. ^ باومان، د. (2011). "فيزياء التضخم" (PDF) . جامعة كامبريدج . مؤرشف من الأصل (PDF) في 2018-09-21 . تم الاسترجاع في 2015-05-09 .
  68. ^ واين هو. "الباريونات والقصور الذاتي".
  69. ^ واين هو. "القوة الدافعة للإشعاع".
  70. ^ Hu, W.; White, M. (1996). "التوقيعات الصوتية في الخلفية الكونية للميكروويف". مجلة الفيزياء الفلكية . 471 : 30– 51. arXiv : astro-ph/9602019 . Bibcode :1996ApJ...471...30H. doi :10.1086/177951. S2CID  8791666.
  71. ^ ab WMAP Collaboration؛ Verde, L.؛ Peiris, HV؛ Komatsu, E.؛ Nolta, MR؛ Bennett, CL؛ Halpern, M.؛ Hinshaw, G.؛ et al. (2003). "ملاحظات مسبار ويلكينسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) في السنة الأولى: تحديد المعلمات الكونية". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 148 (1): 175– 194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode :2003ApJS..148..175S. doi :10.1086/377226. S2CID  10794058.
  72. ^ ab Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, DN; Bennett, CL; Dunkley, J.; Nolta, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Odegard, N.; Page, L.; Smith, KM; Weiland, JL; Gold, B.; Jarosik, N. (2013-09-20). "ملاحظات مسبار ويلكينسون لموجات الميكروويف (WMAP) على مدار تسع سنوات: نتائج المعلمات الكونية". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode :2013ApJS..208...19H. doi :10.1088/0067-0049/208/2/19. ISSN  0067-0049.
  73. ^ أ ب ج د نارليكار، جايانت ف.؛ بادمانابهان، ت. (سبتمبر 2001). "علم الكونيات القياسي والبدائل: تقييم نقدي". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 39 (1): 211– 248. رمز Bibcode :2001ARA&A..39..211N. doi :10.1146/annurev.astro.39.1.211. ISSN  0066-4146.
  74. ^ ab Trippe, Sascha (2014). "الاستقطاب والاستقطاب: مراجعة". مجلة الجمعية الفلكية الكورية . 47 (1): 15– 39. arXiv : 1401.1911 . Bibcode :2014JKAS...47...15T. doi :10.5303/JKAS.2014.47.1.15. ISSN  1225-4614.
  75. ^ Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C.; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (December 2002). "اكتشاف الاستقطاب في الخلفية الكونية للميكروويف باستخدام DASI". Nature . 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode :2002Natur.420..772K. doi :10.1038/nature01269. ISSN  0028-0836. PMID  12490941.
  76. ^ Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M. (2014-06-19). "اكتشاف الاستقطاب في الوضع B عند المقاييس الزاوية للدرجات بواسطة BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. ISSN  0031-9007. PMID  24996078.
  77. ^ Seljak, U. (يونيو 1997). "قياس الاستقطاب في الخلفية الكونية للميكروويف". مجلة الفيزياء الفلكية . 482 (1): 6– 16. arXiv : astro-ph/9608131 . Bibcode :1997ApJ...482....6S. doi :10.1086/304123. S2CID  16825580.
  78. ^ ab Seljak, U.; Zaldarriaga M. (17 مارس 1997). "توقيع موجات الجاذبية في استقطاب الخلفية الميكروية". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054– 2057. arXiv : astro-ph/9609169 . Bibcode :1997PhRvL..78.2054S. doi :10.1103/PhysRevLett.78.2054. S2CID  30795875.
  79. ^ كاميونكوفسكي، م.؛ كوسوفسكي أ. وستيبينز أ. (1997). "مسبار موجات الجاذبية البدائية والدوامة". Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058– 2061. arXiv : astro-ph/9609132 . Bibcode :1997PhRvL..78.2058K. doi :10.1103/PhysRevLett.78.2058. S2CID  17330375.
  80. ^ Zaldarriaga, M.; Seljak U. (15 يوليو 1998). "تأثير العدسة الثقالية على استقطاب الخلفية الكونية للموجات الميكروية". Physical Review D. 2. 58 (2): 023003. arXiv : astro-ph/9803150 . Bibcode :1998PhRvD..58b3003Z. doi :10.1103/PhysRevD.58.023003. S2CID  119512504.
  81. ^ لويس، أ.؛ تشالينور، أ. (2006). "عدسة الجاذبية الضعيفة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي". تقارير الفيزياء . 429 (1): 1– 65. arXiv : astro-ph/0601594 . رمز Bibcode :2006PhR...429....1L. doi :10.1016/j.physrep.2006.03.002. S2CID  1731891.
  82. ^ هانسون، د.؛ وآخرون (2013). "اكتشاف الاستقطاب من النمط B في الخلفية الكونية الميكروية باستخدام بيانات من تلسكوب القطب الجنوبي". رسائل المراجعة الفيزيائية . 111 (14): 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode :2013PhRvL.111n1301H. doi :10.1103/PhysRevLett.111.141301. PMID  24138230. S2CID  9437637.
  83. ^ ab Kamionkowski, Marc; Kovetz, Ely D. (2016-09-19). "The Quest for B Modes from Inflationary Gravitational Waves". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 (1): 227– 269. arXiv : 1510.06042 . Bibcode :2016ARA&A..54..227K. doi :10.1146/annurev-astro-081915-023433. ISSN  0066-4146.
  84. ^ Overbye, Dennis (22 September 2014). "دراسة تؤكد انتقاد اكتشاف الانفجار العظيم". نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 2022-01-01 . استرجاع 22 سبتمبر 2014 .
  85. ^ فريق تعاون بلانك (9 فبراير 2016). "نتائج بلانك المتوسطة. XXX. طيف القدرة الزاوية لانبعاث الغبار المستقطب عند خطوط العرض المتوسطة والعالية للمجرة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . رمز Bibcode : 2016A&A...586A.133P. doi : 10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
  86. ^ صامويل رايش، يوجيني (2013). "اكتشاف الاستقطاب في صدى الانفجار العظيم". نيتشر . doi :10.1038/nature.2013.13441. S2CID  211730550.
  87. ^ The Polarbear Collaboration (2014). "قياس طيف الاستقطاب للوضع B للخلفية الكونية للميكروويف عند مقاييس دون الدرجة باستخدام POLARBEAR". مجلة الفيزياء الفلكية . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Bibcode :2014ApJ...794..171P. doi :10.1088/0004-637X/794/2/171. S2CID  118598825.
  88. ^ "مشروع POLARBEAR يقدم أدلة حول أصل طفرة النمو الكوني في الكون". كريستيان ساينس مونيتور . 21 أكتوبر 2014.
  89. ^ abcdefg PA Zyla et al. (Particle Data Group) (2020). "Review of Particle Physics" (PDF) . تقدم الفيزياء النظرية والتجريبية . 2020 (8): 083C01. doi : 10.1093/ptep/ptaa104 .مراجعة الخلفية الكونية للموجات الميكروية بقلم سكوت وسموت.
  90. ^ ab Bennett, C. "أجهزة قياس الإشعاع التفاضلية للميكروويف COBE: تقنيات المعايرة".
  91. ^ Shosh, S. (2016). "تعديل ثنائي القطب لدرجة حرارة الخلفية الكونية للموجات الميكروية والاستقطاب". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Bibcode :2016JCAP...01..046G. doi :10.1088/1475-7516/2016/01/046. S2CID  118553819.
  92. ^ Rossmanith, G.; Räth, C.; Banday, AJ; Morfill, G. (2009). "التوقيعات غير الغاوسية في بيانات WMAP التي استغرقت خمس سنوات كما تم تحديدها باستخدام مؤشرات القياس المتساوي الخواص". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 399 (4): 1921– 1933. arXiv : 0905.2854 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1921R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID  11586058.
  93. ^ بيرنوي، أ.؛ موتا، ب.؛ ريبوكاس، م.ج.؛ تافاكو، ر. (2007). "رسم خريطة التباين واسع النطاق في بيانات مسبار WMAP". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 464 (2): 479– 485. arXiv : astro-ph/0511666 . Bibcode :2007A&A...464..479B. doi :10.1051/0004-6361:20065585. S2CID  16138962.
  94. ^ جافي، تي آر؛ بانداي، أيه جيه؛ إريكسن، إتش كيه؛ جورسكي، كيه إم؛ هانسن، إف كيه (2005). "دليل على الدوامة والقص عند مقاييس زاوية كبيرة في بيانات مسبار WMAP: انتهاك لتماثل الخواص الكوني؟". مجلة الفيزياء الفلكية . 629 (1): L1 – L4 . arXiv : astro-ph/0503213 . رمز Bibcode :2005ApJ...629L...1J. doi :10.1086/444454. S2CID  15521559.
  95. ^ دي أوليفيرا كوستا، أ.؛ تيجمارك، ماكس؛ زالدارياغا، ماتياس؛ هاملتون، أندرو (2004). "أهمية أكبر تقلبات CMB في WMAP". المراجعة الفيزيائية د (مخطوطة مقدمة). 69 (6): 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . رمز Bibcode : 2004PhRvD..69f3516D. doi : 10.1103/PhysRevD.69.063516. S2CID  119463060.
  96. ^ شوارتز، دي جي؛ ستاركمان، جلين دي؛ وآخرون (2004). "هل الخلفية الميكروية المنخفضة ℓ كونية؟". رسائل المراجعة الفيزيائية (مخطوطة مقدمة). 93 (22): 221301. arXiv : astro-ph/0403353 . رمز Bibcode : 2004PhRvL..93v1301S. doi : 10.1103/PhysRevLett.93.221301. PMID  15601079. S2CID  12554281.
  97. ^ Bielewicz, P.; Gorski, KM; Banday, AJ (2004). "Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 355 (4): 1283– 1302. arXiv : astro-ph/0405007 . Bibcode :2004MNRAS.355.1283B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID  5564564.
  98. ^ ليو، هاو؛ لي، تي-بي (2009). "خريطة CMB محسنة من بيانات WMAP". arXiv : 0907.2731v3 [astro-ph].
  99. ^ Sawangwit, Utane; Shanks, Tom (2010). "Lambda-CDM and the WMAP Power Spectrum Beam Profile Sensitivity". arXiv : 1006.1270v1 [astro-ph].
  100. ^ ليو، هاو؛ وآخرون (2010). "تشخيص خطأ التوقيت في بيانات WMAP". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: الرسائل . 413 (1): L96 – L100 . arXiv : 1009.2701v1 . Bibcode :2011MNRAS.413L..96L. doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID  118739762.
  101. ^ Hinshaw, G.; (تعاون WMAP); Bennett, CL; Bean, R .; Doré, O.; Greason, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Jarosik, N.; Kogut, A.; Komatsu, E.; Limon, M.; Odegard, N.; Meyer, SS; Page, L.; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L.; Weiland, JL; Wollack, E.; Wright, EL; et al. (2007). "ملاحظات مسبار ويلكينسون لميكروويف متباين الخواص (WMAP) لمدة ثلاث سنوات: تحليل درجة الحرارة". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 170 (2): 288– 334. arXiv : astro-ph/0603451 . بيب كود :2007ApJS..170..288H. سيتيسيركس 10.1.1.471.7186 . دوى :10.1086/513698. S2CID  15554608. 
  102. ^ Tegmark, M.; de Oliveira-Costa, A.; Hamilton, A. (2003). "A high resolution foreground cleansed cMB map from WMAP". Physical Review D. 68 ( 12): 123523. arXiv : astro-ph/0302496 . Bibcode :2003PhRvD..68l3523T. doi :10.1103/PhysRevD.68.123523. S2CID  17981329. تنص هذه الورقة على أنه "ليس من المستغرب أن يكون القطبين المتعددين الأكثر تلوثًا هما [الرباعي والثماني]، اللذان يتبعان عن كثب مورفولوجيا المستوى المجري".
  103. ^ O'Dwyer, I.; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S.; Lilje, PB (2004). "تحليل طيف القدرة البايزي لبيانات مسبار ويلكنسون لقياس التباين الميكروي للسنة الأولى". Astrophysical Journal Letters . 617 (2): L99 – L102 . arXiv : astro-ph/0407027 . Bibcode :2004ApJ...617L..99O. doi :10.1086/427386. S2CID  118150531.
  104. ^ Slosar, A.; Seljak, U. (2004). "تقييم تأثيرات المقدمة وإزالة السماء في WMAP". Physical Review D (مخطوطة مقدمة). 70 (8): 083002. arXiv : astro-ph/0404567 . Bibcode :2004PhRvD..70h3002S. doi :10.1103/PhysRevD.70.083002. S2CID  119443655.
  105. ^ Bielewicz, P.; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). "شذوذ المتجهات متعددة الأقطاب في بيانات WMAP للسنة الأولى: تحليل السماء المقطوعة". مجلة الفيزياء الفلكية . 635 (2): 750– 60. arXiv : astro-ph/0507186 . Bibcode :2005ApJ...635..750B. doi :10.1086/497263. S2CID  1103733.
  106. ^ Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). "On the large-angle anomalies of the microwave sky". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (1): 79– 102. arXiv : astro-ph/0508047 . Bibcode :2006MNRAS.367...79C. CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID  6184966. 
  107. ^ de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (2006). "قياسات متعددة الأقطاب لـ CMB في وجود المقدمة". Physical Review D (مخطوطة مقدمة). 74 (2): 023005. arXiv : astro-ph/0603369 . Bibcode :2006PhRvD..74b3005D. doi :10.1103/PhysRevD.74.023005. S2CID  5238226.
  108. ^ "يظهر بلانك كونًا مثاليًا تقريبًا – بالإضافة إلى محور الشر".
  109. ^ "العثور على الأحرف الأولى من اسم هوكينج مكتوبة في الكون".
  110. ^ Secrest, Nathan J.; Hausegger, Sebastian von; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (2021). "اختبار المبدأ الكوني باستخدام الكوازارات". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Bibcode : 2021ApJ...908L..51S. doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID  222066749.
  111. ^ Perivolaropoulos, L.; Skara, F. (2022-12-01). "تحديات ΛCDM: تحديث". New Astronomy Reviews . 95 : 101659. arXiv : 2105.05208 . Bibcode :2022NewAR..9501659P. doi :10.1016/j.newar.2022.101659. ISSN  1387-6473.
  112. ^ كراوس، لورانس م.؛ شيرر، روبرت ج. (2007). "عودة الكون الثابت ونهاية علم الكون". النسبية العامة والجاذبية . 39 (10): 1545– 1550. arXiv : 0704.0221 . Bibcode :2007GReGr..39.1545K. doi :10.1007/s10714-007-0472-9. S2CID  123442313.
  113. ^ آدامز، فريد سي؛ لافلين، جريجوري (1997). "الكون المحتضر: المصير الطويل الأمد وتطور الأجسام الفيزيائية الفلكية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  114. ^ Guillaume، C.-É.، 1896، La Nature 24، السلسلة 2، ص. 234
  115. ^ لانج، كينيث ر.؛ جينجيريتش، أوين، محرران (31 ديسمبر 1979). "45. البنية الداخلية للنجوم". كتاب مرجعي في علم الفلك والفيزياء الفلكية، 1900-1975 . مطبعة جامعة هارفارد. ص 281-290.  doi : 10.4159 /harvard.9780674366688.c50. ISBN 978-0-674-36668-8.
  116. ^ abc Kragh, H. (1999). علم الكون والجدل: التطور التاريخي لنظريتين عن الكون . مطبعة جامعة برينستون. ص 135. ISBN  978-0-691-00546-1."في عام 1946، اختبر روبرت ديكي وزملاؤه في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا معدات يمكنها اختبار الخلفية الكونية للميكروويف ذات الكثافة المقابلة لحوالي 20 كلفن في منطقة الميكروويف. ومع ذلك، لم يشيروا إلى مثل هذه الخلفية، بل أشاروا فقط إلى "الإشعاع من المادة الكونية". أيضًا، لم يكن هذا العمل مرتبطًا بعلم الكونيات ولم يُذكر إلا لأنه يشير إلى أنه بحلول عام 1950، ربما كان اكتشاف الإشعاع الخلفي ممكنًا من الناحية الفنية، وأيضًا بسبب الدور اللاحق لديكي في الاكتشاف". انظر أيضًا Dicke, RH; et al. (1946). "Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer". Physical Review . 70 ( 5– 6): 340– 348. Bibcode :1946PhRv...70..340D. doi :10.1103/PhysRev.70.340.
  117. ^ جورج جامو، خلق الكون، ص 50 (طبعة دوفر المنقحة لعام 1961) ISBN 0-486-43868-6 
  118. ^ Gamow, G. (2004) [1961]. علم الكون والجدل: التطور التاريخي لنظريتين عن الكون. منشورات كورير دوفر . ص. 40. ISBN 978-0-486-43868-9.
  119. ^ Erwin Finlay-Freundlich, "Ueber die Rotverschiebung der Spektrallinien" (1953) Contributions from the Observatory, University of St. Andrews ؛ العدد 4، ص 96-102. أعطى Finlay-Freundlich قيمتين متطرفتين هما 1.9K و6.0K في Finlay-Freundlich, E.: 1954, "Red shifts in the spectra of celestial antibodies", Phil. Mag., Vol. 45, pp. 303-319.
  120. ^ McKellar, A. (1941). "Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space". منشورات مرصد دومينيون للفيزياء الفلكية . 7 (6). فانكوفر، كولومبيا البريطانية، كندا: 251– 272. Bibcode :1941PDAO....7..251M.
  121. ^ وينبرج، ستيفن (1972). الجاذبية وعلم الكون: مبادئ وتطبيقات النظرية النسبية العامة. نيويورك: وايلي. ص 514. ISBN 978-0-471-92567-5.
  122. ^ هيلج كراغ ، علم الكون والجدل: التطور التاريخي لنظريتين عن الكون (1999) ISBN 0-691-00546-X . "قام ألفر وهيرمان أولاً بحساب درجة الحرارة الحالية للإشعاع البدائي المنفصل في عام 1948، عندما أبلغا عن قيمة 5 كلفن. وعلى الرغم من أنه لم يُذكر آنذاك أو في المنشورات اللاحقة أن الإشعاع موجود في منطقة الميكروويف، فإن هذا يتبع مباشرة من درجة الحرارة ... أوضح ألفر وهيرمان أن ما أطلقا عليه "درجة الحرارة في الكون" في العام السابق يشير إلى إشعاع خلفية موزع على جسم أسود مختلف تمامًا عن ضوء النجوم." 
  123. ^ ألفر، رالف أ.؛ جامو، جورج؛ هيرمان، روبرت (ديسمبر 1967). "الإشعاع الكوني الحراري وتكوين المجرات الأولية". وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 58 (6): 2179– 2186. رمز Bibcode :1967PNAS...58.2179A. doi : 10.1073/pnas.58.6.2179 . ISSN  0027-8424. PMC 223817. PMID 16591578  . 
  124. ^ Delannoy، J.، Denisse، JF، Le Roux، E.، & Morlet، B. (1957). قياسات الكثافة المطلقة لتدفق الرايون عند 900 ميجاهرتز. حوليات الفيزياء الفلكية، المجلد. 20، ص. 222، 20، 222.
  125. ^ شمونوف، تا (1957). "تعليق". بريبوري أنا تكنيكا إكسبيريمينتا (بالروسية). 1 : 83. دوى :10.1016/S0890-5096(06)60772-3.
  126. ^ ناسيلسكي، ب. د. نوفيكوف، د. نوفيكوف، د. إ. (2006). فيزياء الخلفية الكونية للموجات الميكروية. مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-0-521-85550-1.
  127. ^ Doroshkevich, AG; Novikov, ID (1964). "متوسط ​​كثافة الإشعاع في المجرة الفوقية وبعض المشاكل في علم الكون النسبي". مجلة الفيزياء السوفييتية . 9 (23): 4292– 4298. رمز Bibcode :1999EnST...33.4292W. doi :10.1021/es990537g. S2CID  96773397.
  128. ^ جائزة نوبل في الفيزياء: الفرص الضائعة لروسيا ، وكالة أنباء ريا نوفوستي ، 21 نوفمبر 2006
  129. ^ ساندرز، ر.؛ كاهن، ج. (13 أكتوبر 2006). "جامعة كاليفورنيا في بيركلي، عالم الكونيات جورج ف. سموت من مختبر لورانس بيركلي الوطني ينال جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2006". أخبار جامعة كاليفورنيا في بيركلي . تم الاسترجاع في 11 ديسمبر 2008 .
  130. ^ Kovac, JM; et al. (2002). "اكتشاف الاستقطاب في الخلفية الكونية الميكروية باستخدام DASI". Nature (مخطوطة مقدمة). 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode :2002Natur.420..772K. doi :10.1038/nature01269. PMID  12490941. S2CID  4359884.
  131. ^ Readhead, ACS; et al. (2004). "Polarization Observations with the Cosmic Background Imager". Science . 306 (5697): 836– 844. arXiv : astro-ph/0409569 . Bibcode :2004Sci...306..836R. doi :10.1126/science.1105598. PMID  15472038. S2CID  9234000.
  132. ^ أ. ريدهيد وآخرون، "ملاحظات الاستقطاب باستخدام جهاز تصوير الخلفية الكونية"، ساينس 306، 836-844 (2004).
  133. ^ طاقم العمل (17 مارس 2014). "إصدار نتائج BICEP2 2014". مؤسسة العلوم الوطنية . تم الاسترجاع في 18 مارس 2014 .
  134. ^ Clavin, Whitney (17 مارس 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". ناسا . تم الاسترجاع في 17 مارس 2014 .
  135. ^ Overbye, Dennis (17 مارس 2014). "تموجات الفضاء تكشف عن الدليل القاطع على الانفجار العظيم" . نيويورك تايمز . تم الاسترجاع في 17 مارس 2014 .
  136. ^ Overbye, Dennis (24 مارس 2014). "تموجات من الانفجار العظيم". نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 2022-01-01 . تم الاسترجاع في 24 مارس 2014 .
  137. ^ ab Ade, PAR (BICEP2 Collaboration) (2014). "اكتشاف الاستقطاب من النمط B عند المقاييس الزاوية للدرجات بواسطة BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831. {{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
  138. ^ "أخبار BICEP2 | ليست خاطئة حتى".
  139. ^ Overbye, Dennis (19 يونيو 2014). "علماء الفلك يتحفظون بشأن ادعاء اكتشاف الانفجار العظيم". نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 2022-01-01 . تم الاسترجاع في 20 يونيو 2014 .
  140. ^ آموس، جوناثان (19 يونيو 2014). "التضخم الكوني: انخفاض الثقة في إشارة الانفجار العظيم". بي بي سي نيوز . تم الاسترجاع في 20 يونيو 2014 .
  141. ^ كاون، رون (2015-01-30). "اكتشاف الموجات الثقالية أصبح ميتًا رسميًا الآن". نيتشر . doi :10.1038/nature.2015.16830. S2CID  124938210.
  142. ^ تعاون بلانك؛ وآخرون (2020). "نتائج بلانك 2018. I. نظرة عامة والإرث الكوني لبلانك". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . رمز Bibcode : 2020A&A...641A...1P. doi : 10.1051/0004-6361/201833880. S2CID  119185252.
  143. ^ تعاون بلانك؛ وآخرون (2020). "نتائج بلانك 2018. الخامس. أطياف طاقة CMB واحتمالاتها". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . رمز Bibcode : 2020A&A...641A...5P. doi : 10.1051/0004-6361/201936386. S2CID  198985935.
  144. ^ Stargate Universe - Robert Carlyle يتحدث عن الإشعاع الخلفي ومهمة Destiny (فيديو). YouTube. 10 نوفمبر 2010. تم الاسترجاع في 2023-02-28 .
  145. ^ ليو، سيكسين (2014-09-23). ​​"مشكلة الأجسام الثلاثة: "الكون يتلألأ"". Tor.com . تم الاسترجاع في 2023-01-23 .
  146. ^ "علم الفلك في محفظتك - NCCR PlanetS". nccr-planets.ch . تم الاسترجاع في 2023-01-23 .
  147. ^ "إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفي لـ WandaVision حقيقي، في الواقع". الموقع الرسمي لـ SYFY . 2021-02-03 . تم الاسترجاع في 2023-01-23 .

قراءة إضافية

  • بالبي، أميديو (2008). موسيقى الانفجار الأعظم: الخلفية الكونية الميكروية وعلم الكونيات الجديد . برلين: سبرينغر. ISBN 978-3-540-78726-6.
  • دورر، روث (2008). الخلفية الكونية للموجات الميكروية . مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-0-521-84704-9.
  • إيفانز، رودري (2015). الخلفية الكونية للموجات الميكروية: كيف غيرت فهمنا للكون . سبرينغر. رقم ISBN 978-3-319-09927-9.
تحتوي ويكيميديا ​​كومنز على وسائط متعلقة بـ خرائط الخلفية الكونية للميكروويف .
يحتوي موقع Wikiquote على اقتباسات متعلقة بـ الخلفية الكونية الميكروية .
  • مقدمة سهلة للطلاب عن الخلفية الكونية الميكروية مقدمة تربوية خطوة بخطوة لتحليل طيف طاقة الخلفية الكونية الميكروية مناسبة لأولئك الذين لديهم خلفية جامعية في الفيزياء. أكثر عمقًا من المواقع الإلكترونية التقليدية. أقل كثافة من نصوص علم الكون.
  • موضوع CMBR على arxiv.org
  • الصوت: فريزر كين والدكتورة باميلا جاي – فريق عمل علم الفلك. الانفجار العظيم والخلفية الكونية للموجات الميكروية – أكتوبر 2006
  • تصور بيانات الخلفية الكونية الميكروية من مهمة بلانك
  • كوبلاند، محرر. "إشعاع الخلفية الكونية الميكروي: إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". ستون رمزًا . برادي هاران لجامعة نوتنغهام .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Cosmic_microwave_background&oldid=1266043752"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate