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 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. 3. 4 이차 비등방성 1. 3. 5 비등방성의 전개 2 형성 과정 2. 1 최종 산란면 3 역사 3. 1 우주 마이크로파 배경 발견 이전 3. 2 펜지어스와 윌슨에 의한 발견 3
우주 마이크로파 배경 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 우주 마이크로파 배경 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 물리우주론우주 마이크로파 배경을 통해 촬영한 우주의 구조 우주 · 대폭발우주의 나이우주의 역사우주의 종말 초기 우주 플랑크 시대 · 대통일 시대 · 쿼크시대 · 급팽창 이론 · 대폭발 핵합성우주 중력파 배경 · 우주 중성미자 배경우주 마이크로파 배경 우주의 팽창 적색편이 · 허블의 법칙우주팽창프리드만 방정식프리드만 - 르메트르 - 로버트슨 - 워커 계량 구조 형성 우주의 모양구조형성재전리은하의 형성 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 있
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 측정하였다. 하지만 이 파장의 차이는 우주 마이크로파 배경의 차이가 아니라 지구 운동에 의한 도플러 효과로 나타나는 현상으로 밝혀졌다. 도플러 효과에 의한 영향을 제거하여도 열기구나 항공기를 이용한 고공관측은 [UNK] 대기층으로 인해 측정을 방해받고 있었기 때문에 비등방성을 검출하기 어려웠다. 인공위성
혼 안테나로 기구 위성인 에코 위성으로부터 반사된 전파를 측정하였다. 희미한 전파를 측정하기 위해 그들은 수신기의 전파 간섭을 제거하는 작업을 하였다. 주변에 존재하는 모든 레이다와 전파 방송의 영향을 제거하고, 수신기의 열로 인한 전파 간섭을 없애기 위해 수신기를 액체 헬륨을 이용하여 섭씨 - 269도까지 낮춰 측정을 하였다. 하지만 간섭을 없애기 위한 작업 후에도 의문의 잡음이 발견되었다. 이 잡음은 그들이 예상했던 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 깨닫
다. [ 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 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. 피블스, 피터 롤 ( 영어 : Peter G. Roll ), 데이비드 토드 윌킨슨은 이 현상을 대폭발
, 우주 마이크로파 배경은 태양계나 우리은하의 모양과 상관되지 않는다. 이는 우주 마이크로파 배경이 우리은하 밖에서 오며, 우주 전체에 골고루 퍼져 있음을 의미한다. 흑체 복사 스펙트럼 [ 편집 ] 우주 마이크로파 배경의 또 하나의 특징은 파장과 에너지의 관계가 2. 725 K에서의 흑체복사 형태를 띄고 있다는 것이다. 플랑크 법칙에 따라, 2. 725K의 흑체 복사 스펙트럼에서 세기가 가장 강한 빛의 파장을 구하면 1. 9mm ( 160. 2GHz의 진동수 ) 의 값을 얻게 되는데, 이는 우주 마이크로파 배경 그래프에서의 값과 잘 일치한다. 만약 플랑크의 법칙이 아닌, 근사를 통한 빈의 법칙을 이용하게 된다면 1. 06mm ( 283GHz의 진동수 ) 의 파장을 얻게 된다. 이러한 우주 마이크로파 배경의 스펙트럼은 굉장히 정밀하게 측정되어, 현재까지 측정된 흑체 복사 스펙트럼 중 가장 정밀하다. 우주 마이크로파 배경의 흑체 복사 스펙트럼은 허블 - 르메트레 법칙과 함께 대폭발의 존재를 뒷받침하는 중요한 증거이다. 우주 마이크로파 배경의 관측된 온도 2. 725 K은 조지 가모프와 랠프 애셔 앨퍼 등이 대폭발을 통해 계산한 온도와 일치한다
지의 거리는 d p ( t l s ) = R ( t 0 ) [UNK] t l s t 0 d t R ( t ) { [UNK] displaystyle d - { p } ( { t - { l } s } ) = R ( { t - { 0 } } ) [UNK] int - { t - { l } s } ^ { t - { 0 } } { [UNK] frac { dt } { R ( t ) } } } 의 형태로 입자 지평선을 구함으로써 얻을 수 있다. [ 7 ] : 240 여기서 t l s { [UNK] displaystyle t - { ls } } 는 최종 산란이 일어난 시각, t 0 { [UNK] displaystyle t - { 0 } } 는 현재를 나타내며, R ( t ) { [UNK] 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 허먼
| ^ { 2 } } X축을 l값으로, Y축을 각 l값들에 해당하는 C l { [UNK] displaystyle C - { l } } 값들로 하여 그린 그래프를 파워 스펙트럼 ( power spectrum ) 이라 부른다. 형성 과정 [ 편집 ] 우주 마이크로파 배경을 분석하여, [UNK] 모형의 매개변수들 및 우주 의 각종 성질 ( 편평도, 에너지 밀도, 허블 - 르메트레 법칙, 중입자 - 광자 비율 ) 등을 측정할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 우주 초기에 생성된 광자들로부터 기인한다. 초기 우주에서는 온도가 매우 높았으므로, 전자와 양성자들이 전리되어 플라스마 상태로 존재하였다. 플라스마를 구성하는 이온들은 강한 전자기 상호작용을 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
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 ] 1964년에 프린스턴 대학교에서 딕의 동료였던 데이비드 토드 윌킨슨 ( 영어 : David Todd Wilkinson ) 과 피터 롤 ( 영어 : Peter Roll ) 은 딕 라디오미터를 만들어 우주 마이크로파 배경 측정을 시도하였다. [ 19 ] 펜지어스와 윌슨에 의한 발견 [ 편집 ] 펜지아스와 윌슨이 우주 마이크로파 배경을 발견하였던 홀름델 혼 안테나의 모습 1964년 벨 연구소에서 일하고 있던 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 고감도 6미터 ( 20피트 ) 의 혼 안테나로 기구 위성인 에코 위성으로부터 반사된 전파를 측정하였다. 희미한 전파를 측정하기 위해 그들은 수신기의 전파 간섭을 제거하는 작업을 하였다. 주변에 존재하는 모든 레이
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 배경의 극성이 DASI로 인해 발견되었다. [ 13 ] 2004 E 모드 극성 스펙트럼이 CBI에 의해 측정되었다. [ 14 ] 2005 랠프 애셔 앨퍼가 대폭발 핵합성에서의 획기적인 연구와 우주의 팽창이 우주 마이크로파 배경을 남긴다는 예측으로 미 국립 과학상 훈장을 수여하였다. 2005 COBE의 수석 연구원, 조지 스무트와 존 C. 매더가 우주 마이크로파 배경 복사의 정밀한 측정으로 2006년에 노벨상을 수상하였다. 우주 마이크로파 배경 발견 이전 [
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.