R ( { t - { 0 } } ) int - { t - { l } s } ^ { t - { 0 } } { frac { dt } { R ( t ) } } } 의 형태로 입자 지평선을 구함으로써 얻을 수 있다. [ 7 ] : 240 여기서 t l s { displaystyle t - { ls } } 는 최종 산란이 일어난 시각, t 0 { displaystyle t - { 0 } } 는 현재를 나타내며, R ( t ) { displaystyle R ( t ) } 는 어떠한 길이가 시간에 따라 상대적으로 변화하는 모습을 묘사하는 함수이다. 역사 [ 편집 ] 우주 마이크로파 배경의 역사 1946 로버트 헨리 딕이 우주물질에서 오는 복사가 약 20 K보다 작을 것이라고 예측하였다. 배경 복사는 언급하지 않았다. [ 8 ] 1948 조지 가모프가 우주의 온도를 50 켈빈이라고 계산하였다. ( 우주의 나이를 30억 년이라 예측 ) [ 9 ] 1948 랠프 애셔 앨퍼와 로버트 허먼은 우주의 온도를 약 5 켈빈이라고 예측하였다. 우주 마이크로파 배경에 대한 정확한 언급은 없었지만 간략히 설명은 되어 있었다. [ 10 ] 1950 랠프 애셔 앨퍼와 로버트
↑ Sanders, R. ; Kahn, J. ( 2006년 10월 13일 ). " UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics ". UC Berkeley News. 2008년 12월 11일에 확인함. 더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ Kovac, J. M. ; et al. ( 2002 ). " Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI ". 《 네이처 》 420 ( 6917 ) : 772 - 787. Bibcode : 2002Natur. 420.. 772K. PMID 12490941. arXiv : astro - ph / 0209478. doi : 10. 1038 / nature01269. 더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ Readhead, A. C. S. ; et al. ( 2004 ). " Polarization Observations with the Cosmic Background Imager ". 《 Science 》 306 ( 5697 ) : 836 - 844. Bibcode : 2004Sci... 306
Science 》 306 ( 5697 ) : 836 - 844. Bibcode : 2004Sci... 306.. 836R. PMID 15472038. arXiv : astro - ph / 0409569. doi : 10. 1126 / science. 1105598. 더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ Gamow, G. ( 1948 ). " The origin of elements and the separation of galaxies ". 《 Physical Review 》 74 ( 4 ) : 505 - 506. Bibcode : 1948PhRv... 74.. 505G. doi : 10. 1103 / PhysRev. 74. 505. 2. ↑ Gamow, G. ( 1948 ). " The evolution of the universe ". 《 Nature 》 162 ( 4122 ) : 680 - 682. Bibcode : 1948Natur. 162.. 680G. PMID 18893719. doi : 10. 1038 / 162680a0. ↑ Alpher, R. A. ; R. C. Herman ( 1948 ). " On the relative abundance of the elements ". 《 Physical Review 》 74
마이크로파 배경의 중요성에 대해서 저술하였고, 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경의 존재와 발견에 대해서 저술하였다. 1978년에 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경을 발견한 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다. 우주 마이크로파 배경의 정밀 관측 [ 편집 ] 우주 망원경의 기술 발전 펜지어스와 윌슨의 발견은 우주 마이크로파 배경의 존재를 입증하였고 우주 마이크로파 배경이 우주의 모든 방향에서 대략 같은 세기로 온다는 등방성을 알아냈다. 하지만 우주가 팽창하기 시작하여 은하나 별 그리고 다양한 화학 원소들이 생성되려면 우주 마이크로파 배경이 비등방성을 갖는다는 증거를 찾아야 했다. 초기 우주에서 아주 조그만 밀도 요동이라도 있어야만 이것이 어떤 특정한 구조로 진화할 수 있기 때문이다. 이를 위해 천문학자들은 더욱 정밀한 수준으로 우주 마이크로파 배경을 조사하기 시작하였다. 1970년대 초반의 관측은 1 / 100 차이까지 관측할 수 있었지만 우주 마이크로파 배경이 오는 방향마다의 파장 차이는 관측되지 않았다. 캘리포니아 대학교 버클리의 조지 스무트는 열기구와 록히드 U - 2 정찰기를 통해 하늘 한쪽에서 오는 우주 마이크로파 배경이 반대쪽에서 오는 우주 마이크로파 배경보다 파장이 1 / 1000 정도 길다는 것을 측정하였
사건은 대폭발 이후 약 37만 8천년 이후 ( 적색편이 z = 1100 { 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 배경은 이 광자들로 구성되며, 따라서 재결합 시기의 우주의 상태를 기록하고 있다. 우주 마이크로파 배경이 처음 생성될 당시 ( 재결합 시대 ) 우주의 온도는 약 3000 K 정도였다. 하지만 복사의 온도는 팽창에 반비례하여 계속해서 낮아졌고, 현재 2. 725 K까지 낮아졌다. 간단하게 팽창과 복사온도 사이의 관계를 살펴보면, 우주 전체에 있는 광자의 총 숫자는 일정하다 볼 수 있음으로, 광자의 밀도는 팽창의 세제곱에 반비례 한다 생각할 수 있다. 또한 각 광자의 에너지는 적색 편이 효과에 의해 팽창에 반비례함으로, 결국 빛의 에너지 밀도는 팽창의 네제곱에 반비례한다는 결론에 도달할 수 있다
급격하게 증가하게 된다. 따라서 그 당시의 광자들이 가지고 있던 작은 규모의 비등방성들은 광자가 갑자기 물질로부터 분리되어 자유롭게 뻗어져 나감으로써, 더 큰 규모의 비등방성으로써 희석된다. 이차 비등방성 [ 편집 ] 이차 비등방성의 경우 가장 두드러진 효과는 전리된 성간매질에 의한 영향이다. 재결합이 이루어지고 최초의 별, 초신성이 생성된 후, 그들에 의해 발생된 고에너지 광자들은 우주에 존재하던 고밀도의 수소 원자들을 다시 전리시켰다. 이렇게'재전리'된 수소 입자들은 고밀도 상태로 우주 공간에 존재하여 우주 마이크로파 배경의 광자들과 다시 상호작용하여 그들을 산란시켰고, 소규모의 비등방성들을 알아볼 수 없게 만들었다. 비등방성의 전개 [ 편집 ] 우주복사 내의 온도의 비등방성을 측정 각도로 나타낸 파워스펙트럼이다. 데이터는 WMAP ( 2006 ), Acbar ( 2004 ) BOOMERanG ( 2005 ), CBI ( 2004 ), 그리고 VSA ( 2004 ) 으로부터 얻은 것을 사용하였다. 이론적 예상값도 굵은선으로 함께 표시되어 있다. 우주 마이크로파 배경
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 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 저술
반비례함으로, 결국 빛의 에너지 밀도는 팽창의 네제곱에 반비례한다는 결론에 도달할 수 있다. [ 6 ] 최종 산란면 [ 편집 ] 지구를 중심으로 하여, 현재 관측되는 우주 마이크로파 배경 광자들이 마지막으로 산란을 일으켰던 장소들까지의 평균 거리를 반지름으로 하는 구각을 최종 산란면이라고 부른다. 우주 마이크로파 배경의 광자들의 최종 산란은 대략 재결합과 일치한다. 우주 마이크로파 배경이 뿜어져 나온 어떠한'순간'을 생각해 볼 때, 우리가 현재 관측하고 있는 우주 마이크로파 배경이 과거에 방출되었던 우주의'공간'들을 생각해 볼 수 있다. 우주 마이크로파 배경이 지구를 중심으로 한 구각 형태로 관측이 되므로, 이러한 우주 마이크로파 배경 방출 지점들도 우주에서 지구를 중심으로 한 거대한 구각을 이룬다. 이러한 구각을 최종 산란면이라고 부르며, 최종 산란면까지의 거리는 d p ( t l s ) = R ( t 0 ) t l s t 0 d t R ( t ) { displaystyle d - { p } ( { t - { l } s } ) = R ( { t - { 0 } } ) int - { t - { l } s } ^ { t - { 0 } } {
으로부터 얻은 것을 사용하였다. 이론적 예상값도 굵은선으로 함께 표시되어 있다. 우주 마이크로파 배경을 분석하기 위해서는 온도를 방향에 대한 함수로 나타내어 T ( theta, ) { displaystyle T ( theta, phi ) } 와 같은 형태로 나타내는 것이 편하다. 여기서 theta { displaystyle theta } 는 구면좌표계에서의 편각, { displaystyle phi } 는 방위각을 나타낸다. 이러한 종류의 구면함수들은 구면 조화 함수 Y l m ( theta, ) { displaystyle Y - { lm } ( theta, phi ) } 들의 합으로서 전개 될 수 있는데, 이것을 라플라스 급수라고 하며 아래와 같이 표기한다. T ( theta, ) = l = 0 infinity m = - l l a l m Y l m ( theta, ) { displaystyle T ( theta, phi ) = sum - { l = 0 } ^ { infty } sum - { m = - l } ^ { l } a - { lm } Y - { l
물질들을 잡아당김으로서 비등방성을 증폭시키는 효과를 가지게 된다. 따라서 중입자와 광자, 이 둘은 서로 경쟁관계에 있게 된다. 이 둘이 서로 경쟁하면서 파워 스펙트럼 상에 규칙적으로 나타나는 극점들을 만들게 되며, 이러한 효과를 음향 진동이라고 한다. 음향 진동에 의한 극점들은 광자들이 물질들로부터 분리되었을 때 광자가 가지고 있던 비등방성의 규모와 대략적으로 일치한다. 파워 스펙트럼에서 나타나는 이러한 극점들의 위치는 초기에 존재하던 밀도 요동들의 종류에 대해서도 이야기한다. 일반적으로 모형들은 크게 두 가지 종류의 밀도 요동을 예측한다. 단열 밀도 요동 ( 영어 : adiabatic density perturbation ) 에서는 이는 어떠한 지점에 대해 중입자의 에너지가 평균보다 1 % 높다면, 광자, 중성미자와 같은 다른 물질들도 그 지점에 대해서는 평균보다 1 % 만큼 높은 에너지를 가진다. 이러한 단열 밀도 요동은 급팽창 이론에 의해 예측된다. 단열 밀도 요동의 경우, 파워 스펙트럼에서의 극값들의 측정 각도 규모가 1 : 2 : 3... 비율의 형태를 가지게 된다. [ 5 ] 등곡률 밀도 요동 ( 영어 : isocurvature
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.