채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오는 것을 확인할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 대폭발의 중요한 증거이며, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 오늘날에 관측되는 것이다. 우주 마이크로파 배경은 1964년에 미국의 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 발견하였고, 이들은 이 공로로 1978년 노벨 물리학상을 수상하였다. [ 1 ] 목차 1 성질 1. 1 균등성과 등방성 1. 2 흑체 복사 스펙트럼 1. 3 비등방성 1. 3. 1 도플러 효과 1. 3. 2 음향 진동 1. 3. 3 확산 감쇠 1.
겪으므로, 광자의 평균자유행로가 매우 짧다. 즉, 플라스마 상태는 광자에 대하여 불투명하다. 우주의 팽창에 따라서 우주의 온도는 서서히 감소하였고, 결국 플라스마를 구성하는 전자와 양성자들이 수소 원자로 결합하는 상전이가 발생하였다. 재결합이라고 불리는 이 사건은 대폭발 이후 약 37만 8천년 이후 ( 적색편이 z = 1100 { [UNK] displaystyle z = 1100 } ) 에 발생하였다. 재결합 이후, 우주는 대부분 전자기 상호작용을 약하게 겪는 중성 원자들로 구성되게 되며, 따라서 광자의 평균자유행로가 길어지고, 우주는 광자에 대하여 투명하게 되었다. 즉, 이 때부터 광자들은 크게 방해받지 않고 움직일 수 있다. 오늘날 관측되는 우주 마이크로파
및 진화우주 거대구조은하 필라멘트 우주의 성분 [UNK] 모형암흑 에너지 · 암흑 물질가벼운 암흑 물질 관측 우주론 2dF · SDSSCOBE · BOOMERanG · WMAP · 플랑크 과학자 뉴턴 · 아인슈타인 · 호킹 · 프리드만 · 르메트르 · 허블 · 펜지어스 · 윌슨 · 가모프 · 딕 · 젤도비치 · 매더 · 루빈 · 스무트 v. d. e. h 천문학에서, 우주 마이크로파 배경 ( [UNK] [UNK] micro [UNK] [UNK] [UNK], 영어 : cosmic microwave background, 약자 CMB ) 은 관측 가능한 우주를 균일하게 가득 채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져
먼은 연구를 통해 우주 마이크로파 배경의 온도를 예측하였다. 하지만 그 예측값은 정확하지 못하였다. 1948년의 연구를 시작으로 앨퍼와 허먼은 존스 홉킨스 대학교 응용 물리학 연구소 ( 영어 : Applied Physics Laboratory ) 를 떠났던 1955년까지 우주 마이크로파 배경의 물리적 환경에 대해서 탐구하였다. 그러나 그들의 연구가 천문학계에서 주목받지 못하던 1960년대, 앨퍼와 허먼의 예측은 야코프 보리소비치 젤도비치 ( 러시아어 : [UNK] [UNK] [UNK] ) 에 의해 재발견되었다. 또한 로버트 헨리 딕 또한 같은 시대에 우주 마이크로파 배경을 예측하였다. 소련의 천체물리학자 도로시케비치 ( 러시아어 : [UNK]. [UNK]. [UNK] ) 는 1964년에 우주 마이크로파 배경의 측정가능성을 처음 논문으로 등재하였다. [ 18
은 없었지만 간략히 설명은 되어 있었다. [ 10 ] 1950 랠프 애셔 앨퍼와 로버트 허먼은 우주의 온도를 약 28 켈빈으로 다시 예측하였다. 1953 조지 가모프가 우주의 온도를 약 7 켈빈으로 예측하였다. [ 8 ] 1956 조지 가모프가 우주의 온도를 약 6 켈빈으로 예측하였다. 1960 로버트 헨리 딕이 마이크로파 배경 복사 ( MBR ) 온도를 약 40 켈빈으로 예측하였다. [ 8 ] 1964 도로시케비치 ( 러시아어 : [UNK]. [UNK]. [UNK] ) 와 이고리 노비코프가 우주 마이크로파 배경 현상을 측정 가능하다는 논문을 발표하였다. [ 11 ] 1964 ~ 65 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 3 켈빈인 우주 마이크로파 배경의 온도를 측정하였다. 로버트 헨리 딕, P. J. E. 피블
우주 마이크로파 배경 복사의 정밀한 측정으로 2006년에 노벨상을 수상하였다. 우주 마이크로파 배경 발견 이전 [ 편집 ] 20세기 중반, 천문학자들은 우주의 탄생을 설명하기 위한 두 가지 이론을 주장하였다. 일부는 우주가 시작과 끝없이 영원히 존재한다는 정상우주론을 지지하였다. 일부에서는 대폭발 이론을 지지하였는데, 이는 137억 년 전에 어마어마한 폭발과 함께 우주가 형성되었다는 이론이다. 우주 마이크로파 배경은 1948년 조지 가모프, 랠프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼 [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] 에 의해서 처음 언급되었다. 앨퍼와 허먼은 연구를 통해 우주 마이크로파 배경의 온도를 예측하였다. 하지만 그 예측값은 정확하지 못하였다. 1948년의 연구를 시작으로 앨퍼와 허먼은 존스 홉킨스 대학교 응용 물리학 연구소 ( 영어
퍼져 있을 것이라는 논문의 예고를 접했다. 펜지어스와 윌슨은 자신들의 발견이 심상치 않다는 것을 깨닫기 시작했다. 그들이 발견한 전파의 성질은 프린스턴 대학교의 딕과 그 연구원들이 예측한 전파와 정확히 일치하였다. 펜지어스는 프린스턴 대학교의 딕을 벨 연구소로 초대해 혼 안테나와 그를 통해 측정한 배경 잡음에 대해서 이야기하였다. 프린스턴 연구팀은 마침내 이 전파를 대폭발의 신호라고 해석할 수 있었다. 그들은 논문을 공동으로 작성하여 학회에 투고하였다. 프린스턴 연구팀인 딕과 그의 동료들은 대폭발과 연계되는 우주 마이크로파 배경의 중요성에 대해서 저술하였고, 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경의 존재와 발견에 대해서 저술하였다. 1978년에 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경
정확한 측정을 통해 초기 우주의 상태를 연구할 수 있다. 도플러 효과 [ 편집 ] 우주 마이크로파 배경의 주된 잡음 가운데 하나는 도플러 효과로 인한 쌍극 비등방성이다. 쌍극 비등방성은 태양계와 지구가 가만히 정지한 상태에서 우주 마이크로파 배경을 받고 있는 것이 아니라, 그러한 우주 마이크로파 배경의 기준틀에 대해 상대속도를 가지고 움직이기고 있기 때문에 나타난 도플러 효과에 의한 비등방성이다. [ 4 ] 지구와 우리은하를 포함하는 국부은하군은 우주 마이크로파 배경에 대하여 약 600 km / s의 상대 속력으로 움직인다. 즉, 지구가 움직이는 방향으로의 우주 마이크로파 배경은 청색 편이가 일어나 온도가 높게 측정이 되고, 그 정반대 방향으로의 우주 마이크로파 배경에는 적색 편이가 일어나 온도가 낮게 측정된다. 음향
던 잡음보다 100배 강한 세기를 갖고 있었으며 하늘에 균일하게 퍼져 있었다. 그들은 자신들이 탐지한 파장 7. 35 cm의 전파가 단순히 지구나 태양 또는 우리은하에서 오지 않았음을 확신하였다. 한편 불과 60 km 떨어진 프린스턴 대학교에서는 천체물리학자 로버트 헨리 딕, 짐 피블스, 데이비드 토드 윌킨슨은 이에 대해서 연구하고 있었다. 그들은 대폭발이 일어났을 때, 은하를 형성할 수 있는 물질들 말고도 막대한 양의 에너지가 방출되었을 거라고 생각했다. 아노 펜지어스는 대폭발 이후 생긴 전파가 우주 전역에 퍼져 있을 것이라는 논문의 예고를 접했다. 펜지어스와 윌슨은 자신들의 발견이 심상치 않다는 것을 깨닫기 시작했다. 그들이 발견한 전파의 성질은 프린스턴 대학교의 딕과 그
발표하였다. [ 11 ] 1964 ~ 65 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 3 켈빈인 우주 마이크로파 배경의 온도를 측정하였다. 로버트 헨리 딕, P. J. E. 피블스, 피터 롤 ( 영어 : Peter G. Roll ), 데이비드 토드 윌킨슨은 이 현상을 대폭발의 잔향으로 해석하였다. 1983 RELIKT - 1 소련의 우주 마이크로파 배경 비등방성 실험이 실행되었다 1990 COBE가 우주 마이크로파 배경 스펙트럼을 흑체 복사의 형태로 정밀하게 측정하였다. 1992 COBE DMR을 분석한 과학자들이 초기 온도의 비등방성을 발견하였다. [ 12 ] 1999 TOCO, BOOMERanG, 그리고 멕시마 실험을 통해 처음으로 우주 마이크로파 배경 비등방성 각 파워 스펙트럼의 진동을 측정하였다. 2002
우주 마이크로파 배경(cosmic microwave background, CMB, CMBR)은 관측 가능한 우주의 모든 공간을 채우는 마이크로파 복사로, 원시 우주에 대한 중요한 자료가 되는 잔해이다. 표준 광학 망원경을 사용하면, 별과 은하 사이의 배경 공간은 거의 완전히 어둡다. 그러나 충분히 민감한 전파 망원경은 거의 균일하고 어떤 별, 은하 또는 다른 물체와도 관련이 없는 희미한 배경 발광(glow)을 감지한다. 이 발광은 전파 스펙트럼의 마이크로파 영역에서 가장 강하다. 1965년 미국의 전파 천문학자 아노 펜지어스와 로버트 윌슨이 우연히 CMB를 발견(discovery of cosmic microwave background radiation)한 것이 1940년대에 시작된 연구의 정점이었다.CMB는 우주의 기원에 대한 대폭발(빅뱅) 이론의 획기적인 증거이다. 대폭발 우주론 모형들에서 가장 초기 우주는 아원자 입자의 고밀도 고온 플라즈마로 이루어진 불투명한 안개로 가득 차 있었다. 우주가 팽창함에 따라 이 플라즈마는 양성자와 전자가 결합하여, 대부분 수소 중성 원자를 형성하는 지점까지 냉각되었다. 플라즈마와 달리 이 원자들은 톰슨 산란(Thomson scattering)에 의해 열복사를 산란시킬 수 없었기 때문에 우주는 투명해졌다 - 때때로 유물 복사선(relic radiation)이라고도 한다. 재결합 시대로 알려진 이 분리(decoupling) 현상은 공간을 자유롭게 여행하기 위해 광자를 방출했다. 그러나 우주팽창으로 인해 파장이 증가하기 때문에 광자 에너지(photon energy)는 감소하게 되었다. 마지막 산란 표면은 공간에서 적절한 거리에 있는 껍질을 의미하므로 분리 시의 원래 방출된 광자들이 현재 수신된다. CMB는 완전히 매끄럽고 균일하지 않아 민감한 감지기로 매핑할 수 있는 희미한 비등방성을 보여준다. COBE 및 WMAP와 같은 지상 및 우주 기반 실험은 이러한 온도 비균질성을 측정하는 데 사용되었다. 비등방성 구조는 디커플링 지점까지 물질과 광자의 다양한 상호작용에 의해 결정되며, 이는 각도 스케일에 따라 달라지는 특징적인 덩어리진 패턴을 초래한다. 하늘 전체의 비등방성 분포에는 피크(peak)와 밸리(valley)의 시퀀스를 표시하는 파워 스펙트럼(power spectrum)으로 나타낼 수 있는 주파수 구성 요소가 있다. 이 스펙트럼의 피크 값은 초기 우주의 물리적 특성에 대한 중요한 정보를 담고 있다: 첫 번째 피크는 전체적 우주의 곡률을 결정하고, 두 번째 및 세 번째 피크는 각각 일반 물질과 소위 암흑물질의 밀도를 자세히 설명한다. CMB 데이터에서 미세한 세부 정보를 추출하는 것은 은하단과 같은 전경 기능에 의해 방출이 수정되었기 때문에 어려울 수 있다.