پیشینه
گاه‌شمار تابش زمینهٔ کیهانی
اشخاص مهم و تاریخ‌ها
۱۹۴۱ اندرو مک‌کلر در رصدخانه اخترفیزیک دومینیان پرتوهایی را که دمای جسم سیاه ۲٫۳K دارند کشف کرد.[۲][۳]
۱۹۴۶ رابرت دیکی پیش‌بینی کرد ".. تابش از اجرام کیهانی" در دمای ۲۰K اما زمینه را مشخص نکرد[۴]
۱۹۴۸ جورج گاموف دما را ۵۰K محاسبه کرد (به دلیل اشتباه دانستن سن جهان),[۵]
و درباره‌اش گفت: «... با دمای واقعی فضای میان‌ستاره‌ای همخوانی قابل‌قبولی دارد.» ولی به تابش زمینه اشاره‌ای نکرد.
۱۹۴۸ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را ۵K محاسبه کردند. اگرچه آنها تصریح نکردند که تابش زمنیه ممکن است فروسرخ باشد.[۶]
۱۹۵۰ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را دوباره محاسبه کردند و این‌بار ۲۸ کلوین درآورند.
۱۹۵۳ جرج گاموف ۷K محاسبه نمود[۴]
۱۹۵۶ جرج گاموف ۶K محاسبه کرد[۴]
۱۹۵۷ تیگران شامانو گزارش داد دمای مطلق جهان بین ۳ تا ۴ کلوین است.[۷] او طول موج تابش زمنیه را ۳٫۲ سانتیمتر گرفته بود.[۸]
۱۹۶۰ رابرت دیکی در محاسبهٔ دوباره دمای جهان را ۴۰ کلوین برآورد کرد.[۴]
۱۹۶۴ دروشکویچ و ایگو نویکو در گزارشی اعلام کردند تابش زمینه کیهانی قابل آشکارسازی است.[۹]
۱۹۶۴–۶۵ آرنو پنزیاس و رابرت ودرو ویلسون دمای جهان را ۳K محاسبه کردند. رابرت دیکی، پیبلز، رول و دیوید تود ویلکنسون تفسیر کردند که تابش زمینه کیهانی امضای مهبانگ است.
۱۹۸۳ RELIKT-1 برای بررسی ناهسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی پرتاب شد.
۱۹۹۰ FIRAS نشان داد این تابش با نمودار پلانک با دقت زیادی می‌خواند.
ژانویه ۱۹۹۲ تحلیلگران راکت پرتابی RELIKT-1 در همایش اخترفیزیک مسکو اعلام کردند که ناهمسانگردی در تابش زمینه را یافته‌اند.[۱۰]
آوریل ۱۹۹۲ دانشمندان تحلیلگر کبی اعلام کردند که دمای اصلی ناهسانگردی را کشف کردند.[۱۱]
۱۹۹۹ تلسکوپ‌های BOOMERANG ,TOCO و ماکسیما آزمایش شدند.
۲۰۰۲ تلسکوپ DASI قطبیدگی تابش زمینه را کشف کرد.[۱۲]
۲۰۰۴ تلسکوپ CBI طیف قطبیدگی نوع E تابش زمینه کیهانی را به دست آورد.[۱۳]
گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند.
در ۱۹۴۸ جرج گاموف (به انگلیسی: George Gamov) تابش زمینهٔ کیهانی را پیش‌گویی کرده، و دمای آن را برابر ۵ کلوین تخمین زد.
این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۶۵ آرنو پنزیاس (به انگلیسی: Arno Penzias) و رابرت ویلسون (به انگلیسی: Robert Woodrow Wilson)، اخترشناسان آمریکایی، در آزمایشگاه بل به‌طور تصادفی کشف کردند. در خلال سال‌های ۱۹۶۴ تا ۱۹۶۵ پنزیاس و ویلسون دما را حدود ۳ کلوین تخمین زدند. آنها به خاطر این کشف جایزهٔ نوبل سال ۱۹۷۸ را از آن خود کردند.
تصویر ماهوارهٔ دبلیومپ از ناهمسانگردیهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی
در ۱۸ نوامبر ۱۹۸۹ ماهوارهٔ کُبی (کاوشگر زمینه کیهان) (به انگلیسی: COBE) برای اندازه‌گیری دمای تابش زمینه کیهانی به فضا پرتاب شد. در سال ۲۰۰۱ نیز ماهوارهٔ دبلیومپ [۱۴] برای سنجش دقیق‌تر این دما به فضا پرتاب شد. ماهوارهٔ پلانک نیز در سال ۲۰۰۸ برای همین کار در مدار زمین قرار گرفت.[۱۵]
ویژگی‌ها
تابش زمینهٔ کیهانی با دقت یک قسمت در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد است؛ انحراف معیار این ناهمسانگردی تنها ۱۸μK است.[۱۶] ناهمروندی تابش نیز ۳×۱۰-۳ درجه کلوین اندازه‌گیری شده‌است.[۱۷]
طیف‌سنج نوریِ ماهوارهٔ کُبی طیف این تابش را به دقت سنجیده و با طیف یک جسم سیاه مقایسه کرده‌است. تاکنون هیچ انحرافی از طیف جسم سیاه دیده نشده‌است. تابش زمینهٔ کیهانی دقیق‌ترین نمونهٔ تابش جسم سیاه است که تاکنون در طبیعت دیده شده‌است.[۱][۱۸]
این تابش قطبیده هم هست.[۱۹] در دورهٔ بازترکیب افت‌وخیزهای دمایی و برهمکنش تامسون موجب قطبیده‌شدن آن می‌شوند.
ناهمسانگردی
ناهمسانگردیهای تابش زمینهٔ کیهانی به خاطر عوامل گوناگونی به وجود می‌آیند. اثراتی که موجب این ناهمسانگردی می‌شوند به این قرارند:
طیف توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های ماهواره‌های گوناگونی مانند دبلیومپ در این نمودار به کار رفته‌است.
از آن جا که افت‌وخیزهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی یک تابع نرده‌ای روی کره‌است، بهترین راه برای بررسی آنها بسط آنها برحسب هماهنگ‌های کروی است.[۲۲] هماهنگ‌های کروی توابع پایهٔ راست‌هنجار روی کره هستند. به زبان ریاضی:
Δ T ( n ^ ) = ∑ l , m a l m Y l m ( n ^ ) {\displaystyle \Delta T({\hat {n}})=\sum _{l,m}a_{lm}Y_{lm}({\hat {n}})}
در این بسط a l m {\displaystyle a_{lm}}
ها ضرایب بسط هستند و از رابـ ـطهٔ زیر به دست می‌آیند:
a l m = ∫ d Ω n ^ Y l m ( n ^ ) Δ T ( n ^ ) {\displaystyle a_{lm}=\int d\Omega _{\hat {n}}Y_{lm}({\hat {n}})\Delta T({\hat {n}})}
در رابـ ـطهٔ بالا، n ^ {\displaystyle {\hat {n}}}
بردار یکه در راستای θ {\displaystyle \theta }
و ϕ {\displaystyle \phi }
، و d Ω n ^ {\displaystyle d\Omega _{\hat {n}}}
جزء زاویه فضایی در این راستا است. در حالت کلی، می‌توان نشان داد که همهٔ اطلاعات آماری موجود در تابش زمینهٔ کیهانی را می‌توان از تابع بستگی دونقطه‌ای آن به دست آورد که به صورت زیر تعریف می‌شود:
C ( n ^ , n ′ ^ ) = ⟨ Δ T ( n ^ ) Δ T ( n ′ ^ ) ⟩ {\displaystyle C({\hat {n}},{\hat {n'}})=\langle \Delta T({\hat {n}})\Delta T({\hat {n'}})\rangle }
که در آن، علامت <> {\displaystyle <>}
به معنی میانگین‌گیری روی کل زاویه فضایی است. با مقایسهٔ طیف توانی‌ای که نظریه‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی می‌کنند با طیف توانی دیده‌شده، می‌توان پارامترهای مهم کیهان‌شناسی را به دست آورد.
انجمن رمان نویسی
گاه‌شمار تابش زمینهٔ کیهانی
اشخاص مهم و تاریخ‌ها
۱۹۴۱ اندرو مک‌کلر در رصدخانه اخترفیزیک دومینیان پرتوهایی را که دمای جسم سیاه ۲٫۳K دارند کشف کرد.[۲][۳]
۱۹۴۶ رابرت دیکی پیش‌بینی کرد ".. تابش از اجرام کیهانی" در دمای ۲۰K اما زمینه را مشخص نکرد[۴]
۱۹۴۸ جورج گاموف دما را ۵۰K محاسبه کرد (به دلیل اشتباه دانستن سن جهان),[۵]
و درباره‌اش گفت: «... با دمای واقعی فضای میان‌ستاره‌ای همخوانی قابل‌قبولی دارد.» ولی به تابش زمینه اشاره‌ای نکرد.
۱۹۴۸ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را ۵K محاسبه کردند. اگرچه آنها تصریح نکردند که تابش زمنیه ممکن است فروسرخ باشد.[۶]
۱۹۵۰ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را دوباره محاسبه کردند و این‌بار ۲۸ کلوین درآورند.
۱۹۵۳ جرج گاموف ۷K محاسبه نمود[۴]
۱۹۵۶ جرج گاموف ۶K محاسبه کرد[۴]
۱۹۵۷ تیگران شامانو گزارش داد دمای مطلق جهان بین ۳ تا ۴ کلوین است.[۷] او طول موج تابش زمنیه را ۳٫۲ سانتیمتر گرفته بود.[۸]
۱۹۶۰ رابرت دیکی در محاسبهٔ دوباره دمای جهان را ۴۰ کلوین برآورد کرد.[۴]
۱۹۶۴ دروشکویچ و ایگو نویکو در گزارشی اعلام کردند تابش زمینه کیهانی قابل آشکارسازی است.[۹]
۱۹۶۴–۶۵ آرنو پنزیاس و رابرت ودرو ویلسون دمای جهان را ۳K محاسبه کردند. رابرت دیکی، پیبلز، رول و دیوید تود ویلکنسون تفسیر کردند که تابش زمینه کیهانی امضای مهبانگ است.
۱۹۸۳ RELIKT-1 برای بررسی ناهسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی پرتاب شد.
۱۹۹۰ FIRAS نشان داد این تابش با نمودار پلانک با دقت زیادی می‌خواند.
ژانویه ۱۹۹۲ تحلیلگران راکت پرتابی RELIKT-1 در همایش اخترفیزیک مسکو اعلام کردند که ناهمسانگردی در تابش زمینه را یافته‌اند.[۱۰]
آوریل ۱۹۹۲ دانشمندان تحلیلگر کبی اعلام کردند که دمای اصلی ناهسانگردی را کشف کردند.[۱۱]
۱۹۹۹ تلسکوپ‌های BOOMERANG ,TOCO و ماکسیما آزمایش شدند.
۲۰۰۲ تلسکوپ DASI قطبیدگی تابش زمینه را کشف کرد.[۱۲]
۲۰۰۴ تلسکوپ CBI طیف قطبیدگی نوع E تابش زمینه کیهانی را به دست آورد.[۱۳]
گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند.
در ۱۹۴۸ جرج گاموف (به انگلیسی: George Gamov) تابش زمینهٔ کیهانی را پیش‌گویی کرده، و دمای آن را برابر ۵ کلوین تخمین زد.
این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۶۵ آرنو پنزیاس (به انگلیسی: Arno Penzias) و رابرت ویلسون (به انگلیسی: Robert Woodrow Wilson)، اخترشناسان آمریکایی، در آزمایشگاه بل به‌طور تصادفی کشف کردند. در خلال سال‌های ۱۹۶۴ تا ۱۹۶۵ پنزیاس و ویلسون دما را حدود ۳ کلوین تخمین زدند. آنها به خاطر این کشف جایزهٔ نوبل سال ۱۹۷۸ را از آن خود کردند.
تصویر ماهوارهٔ دبلیومپ از ناهمسانگردیهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی
در ۱۸ نوامبر ۱۹۸۹ ماهوارهٔ کُبی (کاوشگر زمینه کیهان) (به انگلیسی: COBE) برای اندازه‌گیری دمای تابش زمینه کیهانی به فضا پرتاب شد. در سال ۲۰۰۱ نیز ماهوارهٔ دبلیومپ [۱۴] برای سنجش دقیق‌تر این دما به فضا پرتاب شد. ماهوارهٔ پلانک نیز در سال ۲۰۰۸ برای همین کار در مدار زمین قرار گرفت.[۱۵]
ویژگی‌ها
تابش زمینهٔ کیهانی با دقت یک قسمت در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد است؛ انحراف معیار این ناهمسانگردی تنها ۱۸μK است.[۱۶] ناهمروندی تابش نیز ۳×۱۰-۳ درجه کلوین اندازه‌گیری شده‌است.[۱۷]
طیف‌سنج نوریِ ماهوارهٔ کُبی طیف این تابش را به دقت سنجیده و با طیف یک جسم سیاه مقایسه کرده‌است. تاکنون هیچ انحرافی از طیف جسم سیاه دیده نشده‌است. تابش زمینهٔ کیهانی دقیق‌ترین نمونهٔ تابش جسم سیاه است که تاکنون در طبیعت دیده شده‌است.[۱][۱۸]
این تابش قطبیده هم هست.[۱۹] در دورهٔ بازترکیب افت‌وخیزهای دمایی و برهمکنش تامسون موجب قطبیده‌شدن آن می‌شوند.
ناهمسانگردی
ناهمسانگردیهای تابش زمینهٔ کیهانی به خاطر عوامل گوناگونی به وجود می‌آیند. اثراتی که موجب این ناهمسانگردی می‌شوند به این قرارند:
- حرکت زمین. ساده‌ترین دلیل ناهمسانگردی انتقال دوپلر ناشی از حرکت ناظر نسبت به چارچوب مرجع تابش است. چون زمین و سامانه خورشیدی با سرعت ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه (۰٫۱۲ درصد سرعت نور) به سمت صورت فلکی دوشیزه حرکت می‌کنند، تغییر بسیار کمی در دما (حدود ۱٫۲ در هزار) در دو نقطه مقابل هم در آسمان به وجود می‌آید.[۱]
- افت‌وخیزهای ذاتی در دمای تابش نخستین. این افت‌وخیزها به این خاطر هستند که در لحظهٔ بازترکیب، چگالی تابش در نقاط مختلف فضا همگن نبوده‌است.
- اثر سَکس-وُلف و اثر سَکس-ولف پیوسته. این افت‌وخیزها به خاطر همگن‌نبودن پتانسیل گرانشی در لحظهٔ بازترکیب و در مسیر رسیدن تابش به ناظر هستند.[۲۰]
- اثر سونیا اِف-زلدوویچ. فوتون‌های تابش زمینهٔ کیهانی در مسیر خود ممکن است از نواحی بزرگی شامل گازهای بسیار د*اغ بگذرند. این فوتون‌ها در این نواحی از الکترون‌های بسیار پرانرژی پراکنده می‌شوند و از آنها انرژی می‌گیرند. این پدیده طیف جسم سیاه را برهم‌می‌زند.[۲۱]
طیف توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های ماهواره‌های گوناگونی مانند دبلیومپ در این نمودار به کار رفته‌است.
از آن جا که افت‌وخیزهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی یک تابع نرده‌ای روی کره‌است، بهترین راه برای بررسی آنها بسط آنها برحسب هماهنگ‌های کروی است.[۲۲] هماهنگ‌های کروی توابع پایهٔ راست‌هنجار روی کره هستند. به زبان ریاضی:
Δ T ( n ^ ) = ∑ l , m a l m Y l m ( n ^ ) {\displaystyle \Delta T({\hat {n}})=\sum _{l,m}a_{lm}Y_{lm}({\hat {n}})}
در این بسط a l m {\displaystyle a_{lm}}
ها ضرایب بسط هستند و از رابـ ـطهٔ زیر به دست می‌آیند:
a l m = ∫ d Ω n ^ Y l m ( n ^ ) Δ T ( n ^ ) {\displaystyle a_{lm}=\int d\Omega _{\hat {n}}Y_{lm}({\hat {n}})\Delta T({\hat {n}})}
در رابـ ـطهٔ بالا، n ^ {\displaystyle {\hat {n}}}
بردار یکه در راستای θ {\displaystyle \theta }
و ϕ {\displaystyle \phi }
، و d Ω n ^ {\displaystyle d\Omega _{\hat {n}}}
جزء زاویه فضایی در این راستا است. در حالت کلی، می‌توان نشان داد که همهٔ اطلاعات آماری موجود در تابش زمینهٔ کیهانی را می‌توان از تابع بستگی دونقطه‌ای آن به دست آورد که به صورت زیر تعریف می‌شود:
C ( n ^ , n ′ ^ ) = ⟨ Δ T ( n ^ ) Δ T ( n ′ ^ ) ⟩ {\displaystyle C({\hat {n}},{\hat {n'}})=\langle \Delta T({\hat {n}})\Delta T({\hat {n'}})\rangle }
که در آن، علامت <> {\displaystyle <>}
به معنی میانگین‌گیری روی کل زاویه فضایی است. با مقایسهٔ طیف توانی‌ای که نظریه‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی می‌کنند با طیف توانی دیده‌شده، می‌توان پارامترهای مهم کیهان‌شناسی را به دست آورد.
انجمن رمان نویسی
