Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (CMB) — definicja, odkrycie, zagadki

Pochodzenie i charakterystyka

Podczas Wielkiego Wybuchu powstało ogromne ilości wysokoenergetycznego promieniowania. W miarę jak wszechświat się rozszerzał, temperatura malała i fotony traciły energię wskutek przesunięcia ku czerwieni. Z pierwotnego promieniowania gamma i promieniowania rentgenowskiego powstało dzisiaj obserwowane promieniowanie mikrofalowe – jego widmo jest niemal idealne dla ciała doskonale czarnego o temperaturze około 2,725 K. To promieniowanie przemieszcza się niemal niezakłócone od chwili, gdy wszechświat stał się przezroczysty, czyli mniej więcej 380 000 lat po Wielkim Wybuchu. Fotony te niosą informację o warunkach panujących w tamtym momencie: gęstościach, temperaturach i fluktuacjach gęstości, które dały początek późniejszym strukturom (galaktykom i gromadom galaktyk).

Odkrycie i pomiary

Promieniowanie CMB zostało po raz pierwszy wykryte przypadkowo przez Arno Penziasa i Robert Wilson po raz w 1964 roku (Penzias i Wilson otrzymali później Nagrodę Nobla za to odkrycie). Odkrycie to dostarczyło mocnego, bezpośredniego dowodu na model Wielkiego Wybuchu i w połączeniu z obserwacjami czerwonym przesunięciem potwierdziło ewolucyjną historię rozszerzającego się Wszechświata.

Późniejsze misje kosmiczne i obserwacje naziemne znacznie pogłębiły naszą wiedzę. Satelity COBE i WMAP potwierdziły czystość widma i wykryły pierwsze anizotropie temperatury. Najdokładniejsze mapy temperatury i polaryzacji pochodzą z misji ESA: statkach kosmicznych Planck, które obserwowały niebo na wielu częstotliwościach mikrofalowych i podczerwonych (zakres od kilkudziesięciu do kilkuset GHz) z wysoką czułością i dobrą rozdzielczością kątową (rzędu kilku minut kątowych w najwyższych częstotliwościach). Dane z Plancka pozwoliły precyzyjnie wyznaczyć podstawowe parametry kosmologiczne oraz szczegółowy rozkład anizotropii.

Anizotropie i zagadki

Choć widmo CMB jest niemal doskonałe i Izotropia jest dobra w dużej skali, na mapach temperatury widoczne są bardzo małe fluktuacje (rzędu 10^-5), które są kluczowe dla powstania struktur w późniejszym Wszechświecie. Poza przewidywanymi fluktuacjami istnieją jednak pewne niespodzianki, nazywane „anomaliami CMB”:

• dipol (wynik ruchu Układu Słonecznego względem ramy równowagi CMB) – dobrze zrozumiały;
• niedostatek mocy w multipolu l=2 (niskie multipole) i pewne niespodziewane wyrównania osi tych niskich multipoli;
• hemisferyczna asymetria mocy – obserwuje się różnicę w wariancji temperatur pomiędzy dwiema przeciwległymi półkulami nieba;
• tzw. zimna plama (Cold Spot) – obszar o niższej temperaturze wydający się większy i głębszy niż przewiduje standardowy model losowych fluktuacji.

"asymetria średnich temperatur na przeciwległych półkulach nieba. Jest to sprzeczne z przewidywaniami standardowego modelu, że Wszechświat powinien być zasadniczo podobny w każdym kierunku, w którym patrzymy. Co więcej, zimna plama rozciąga się na kawałku nieba, który jest znacznie większy niż przewidywano".

Te anomalie są przedmiotem dyskusji: mogą być efektem statystycznej fluktuacji, nieidealnego usunięcia sygnału galaktycznego (foreground), ograniczeń obserwacyjnych albo – co budzi największe emocje – śladem nowej fizyki (np. efekty nieskończenie wielkiej skali wynikające z warunków brzegowych Wszechświata, nietypowej inflacji lub topologii kosmicznej). Na chwilę obecną nie ma jednolitego, powszechnie akceptowanego wyjaśnienia tych efektów.

Polaryzacja, fale grawitacyjne i dalsze perspektywy

CMB jest też spolaryzowane. Polaryzacja typu E została zmierzona z wysoką dokładnością i służy do dodatkowego testowania modeli kosmologicznych. Poszukiwanie polaryzacji typu B jest szczególnie istotne, ponieważ B-mody na dużych skalach mogą być sygnaturą fal grawitacyjnych wygenerowanych podczas inflacji kosmologicznej. W przeszłości pojawiły się doniesienia (np. BICEP2) o detekcji B-modów, które jednak w znacznej mierze okazały się związane z pyłem międzygwiazdowym; poszukiwania trwają dalej.

Znaczenie dla kosmologii i otwarte pytania

Analizy CMB pozwoliły precyzyjnie zmierzyć wiele kluczowych parametrów kosmologicznych: gęstość materii barionowej i ciemnej, stałą Hubble’a w kontekście modelu ΛCDM, skalę fluktuacji pierwotnych i indeks spektralny zaburzeń. Mimo że model ΛCDM świetnie opisuje większość obserwacji CMB, istnieją pewne napięcia w kosmologii współczesnej, np. niepełne dopasowanie wartości stałej Hubble’a wyznaczanej z CMB i z lokalnych metod pomiaru odległości — to jeden z aktywnych problemów badawczych.

W skrócie: CMB pozostaje jednym z najważniejszych narzędzi do badania wczesnego Wszechświata. Jego dokładne obserwacje potwierdziły model Wielkiego Wybuchu i inflacji w dużym stopniu, ale drobne anomalie i napięcia pomiędzy różnymi pomiarami zachęcają do dalszych obserwacji i teoretycznych studiów.