در حال ویرایش تابش زمینه کیهانی

<div align="justify"> {{تکمیلی}}

در [[کیهان‌شناسی]] تابش زمینه کیهانی (به انگلیسی: Cosmic Microwave Background radiation یا به اختصار CMB) تابشی الکترومغناطیسی است که سراسر کیهان را پوشانده است. این تابش، [[طیف]] جسم سیاهی با [[دما]]ی ۲.۷۲۶ کلوین دارد. بنابراین بیشینهٔ این تابش در محدودهٔ ریزموج با [[بسامد]] ۱۶۰GHz و [[طول موج]] ۱٫۹mm است.کیهان‌شناسان تابش زمینهٔ کیهانی را بهترین شاهد برای نظریه [[مهبانگ]] می‌دانند.

== بیشینه و و رصد تابش زمینه کیهانی ==

[[پرونده:Cosmic.jpg|چپ|قاب]]
در سال 1965، آرنو پنزیاس (1933-) و رابرت ویلسن (1936-) کشف تابشی میکروموجی را اعلام کردند که به طور یکنواخت سرتاسر آسمان را اشغال می کرد و [[دما]]ی [[جسم سیاه]] آن حدود 3/5 [[درجه کلوین]] بود. آن دو، تقویت کننده رادیویی جدیدی را می آزمودند که گمان می رفت به طرزی استثنایی، عاری از صدای اضافی باشد. برای چنین آزمونی چه راهی از این بهتر که رادیو طوری تنظیم شده باشد که هیچ صدایی از آن شنیده نشود؟ آنها بعد از تلاش های بسیار در سنجش تمام چشمه های نوفه ی رادیویی اضافی، به این نتیجه رسیدند که با پس زمینه ای فراگیر، از تابشی در [[بسامد]] رادیویی مورد استفاده خود روبرو شده اند. پس از تبادل نظر با گروهی به سرپرستی رابرت دیک (1916-) وابسته به دانشگاه پرینستن، روشن شد که آنها در واقع باقی مانده تابش ناشی از سرآغاز تشکیل عالم را شناسایی کرده اند.

با این حال نه گروه دیک و نه پنزیاس و ویلسن، هیچ یک نمی دانستند که پیش بینی 17 سال پیش از آن تاریخ رالف آلفر (1921-)، هانس بِته (1906-) و جورج گاموف (1904-1988) را محرز ساخته اند. با وجود این دمایی که توصیف کننده تابش شناسایی شده بود، قدری با میزان پیش بینی شده تفاوت داشت. این تفاوت را می شد به حساب عوض شدن ساختار پذیرفته شده عالم گذاشت که در فاصله سال های 1948 تا 1965 به آن پی برده بودند. شناسایی این تابش و تایید دنباله آن در سایر [[بسامد]] ها، بر صحت پیش بینی اساسی کیهان شناسی، موسوم به مهبانگ (انفجار بزرگ) گواهی می داد.

[[انتقال به سرخ]] خطوط طیفی [[کهکشان]] های دور دست که 40 سال پیش از آن تاریخ [[ادوین هابل]] (1889-1953) آن را تفسیر کرده بود، از [[انبساط عالم]] خبر می داد. یکی از تفسیرهایی که از چنین انبساطی صورت می گرفت این بود که عالم، سر منشا دقیقی در [[فضا]] و [[زمان]] دارد. چنین عالمی در گذشته ی دور، ساختار بسیار متفاوتی نسبا به وضیعت کنونی داشته است. 

جورج گاموف و همکارانش مطرح ساخته بودند که عالم در مراحل پیشین خود به قدری داغ و چگال بوده است که بتواند واکنش های هسته ای را پیش بگیرد. در پی آن مراحل ابتدایی، عالم در حال انبساط، سرانجام به قدری سرد شد که [[هیدروژن]] یا ماده اصلی تشکیل دهنده آن، برای [عبور] [[نور]] و [[امواج رادیویی]] به نسبت شفاف شد. می دانیم که این وضعیت هنگامی برای [[هیدروژن]] پیش می آید که دمای آن بین 5،000 تا 10،000 [[درجه کلوین]] باشد. در چنین نقطه ای از تحول عالم، [[نور]] و [[ماده]] از یکدیگر مجزا می شوند. از آنجا که هر نقطه از عالم نسبت به هر نقطه دیگر عالم در حال انبساط است، هر ناظر در عالم، تمام [[کهکشان]] ها را در حال دور شدن از خود می بیند. هر چه فاصله ی اجرام بیشتر باشد، سرعت دور شدن آن از یکدیگر نیز بیشتر است. در واقع [[سرعت]] آنها به طور مستقیم با فاصله شان متناسب است. و این آن چیزی است که شخص از فوران [[ماده]] از نقطه ای به خصوص در [[فضا]] و [[زمان]] می‌تواند انتظار داشته باشد. با این حال، این انبساط ناشی از انبساط خود فضاست و نباید ساده انگارانه به آن، همانند گریز [[کهکشان]] ها از یکدیگر، در داخل فضایی مطلق نگریست؛ چرا که خود فضا در حال انبساط است.

ضمن انبساط مسیر عبور [[نور]] در درون عالم کشیده تر می شود، و [[نور]] سرخ تر و سردتر به نظر می رسد. اگر شخصی از تابشی مربوط به زمان های پیشین نمونه گیری کند، تابش را ناشی از چشمه ای بسیار سردتر تشخیص خواهد داد. آهنگ [[انبساط عالم]]، گمانه زنی در مورد دمای بایسته آن را ممکن می سازد. میزان کنونی آهنگ انبساط، کاملا با دمای اندازه گیری شده فعلی که حدود 2/7 [[درجه کلوین]] است سازگاری دارد. صرف وجود داشتن چنین تابشی، گواه محکمی برای تایید الگوی انبساطی عالم است که گاموف و همکارانش از آن دفاع می کردند و سرفرد هویل (1915-) آن را به طعنه، کیهان شناسی "مهبانگ" نامیده است.


== ویژگی‌ها ==

تابش زمینهٔ کیهانی با دقت یک قسمت در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد است؛ انحراف معیار این ناهمسانگردی تنها ۱۸μK است. ناهمروندی تابش هم ۳‎×۱۰-۳[[%D8%AF%D8%B1%D8%AC%D9%87%20%DA%A9%D9%84%D9%88%DB%8C%D9%86|درجه کلوین]] اندازه گیری شده است.

طیف‌سنج نوریِ ماهوارهٔ کُبی [[%D8%B7%DB%8C%D9%81|طیف]] این تابش را به دقت سنجیده و با [[%D8%B7%DB%8C%D9%81|طیف]] یک [[%D8%AC%D8%B3%D9%85%20%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87|جسم سیاه]] مقایسه کرده است. تاکنون هیچ انحرافی از [[%D8%B7%DB%8C%D9%81|طیف]] [[%D8%AC%D8%B3%D9%85%20%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87|جسم سیاه]] دیده نشده است. تابش زمینهٔ کیهانی دقیق‌ترین نمونهٔ تابش جسم سیاه است که تاکنون در طبیعت دیده شده است.

این تابش قطبیده هم هست. در دورهٔ بازترکیب افت‌وخیزهای دمایی و برهمکنش تامسون موجب قطبیده‌شدن آن می‌شوند.



'''دمای بسیار پایین'''

----
زمانی که پنزیاس و ویلسون دمای تابش زمینه کیهانی را اندازه گرفتند متوجه شدند که این تابش دمایی بسیار پایین دارد؛ دمایی در حدود 3 درجه کلوین یعنی تنها اندکی بالاتر از صفر کلوین! اما براستی چه چیزی می توانست تا این اندازه سرد باشد؟ 
در مرحله‌ی خاصی از تاریخ جهان، به نام «دوران بازترکیب» در حدود 380/000 سال بعد از مهبانگ و بسیار قبل‌تر از شکل‌گیری اولین ستاره‌ها، هسته‌های اتمی و الکترون‌ها با یکدیگر جفت شده‌اند و اتم‌های خنثی را تشکیل داده‌اند. قبل از این دوران، فضا سرشار از ذرات باردار بود. ذراتی چون پروتون‌ها و الکترون‌ها که فوتون‌ها را بین خود پاس می‌دادند؛ اما بعد از این دوران، نور آزادی بیشتری برای حرکت یافت و جهان از فضایی کدر به فضایی شفاف تبدیل شد.
در طول دوران بازترکیب، تابش‌های آزادشده بی‌اندازه داغ بوده‌اند؛ یعنی، در حدود 3000 درجه‌ی کلوین. حال، پس از سپری‌شدن بیش از 13 میلیارد سال بین آن دوران و حال حاضر، این میزان تا حدود 3 درجه‌ی کلوین سرد شده است. ازآنجایی‌‌که این تابش یک‌باره در تمامی فضا پخش شده است، بنابراین همچنان به پرکردن فضا ادامه می‌دهد؛ هرچند که فضا نیز تا حد زیادی گسترش یافته‌ است. 
در پایان دوران بازترکیب، جهان مشاهده‌پذیر قطری در حدود 85 میلیون سال نوری داشته است؛ یعنی، چیزی در حدود 1090 برابر کوچک‌تر از قطر جهان مشاهده‌پذیر امروزی. این مقدار متناظر است با حجمی از جهان مشاهده‌پذیر که حدود 3/1 میلیارد بار کوچک‌تر از حجم فعلی‌اش در زمان حاضر ماست. باتوجه ‌به رشد خارق‌العاده‌ی فضا از آن زمان تاکنون و آگاهی‌یافتن از این نکته که انبساط، خود، تولیدِ سرما می‌کند، پس تعجبی ندارد که تابش زمینه‌ی به جامانده از دوران بازترکیب تا چنین دمای منجمدی سرد شده است.<ref> کتاب کرانه‌های کیهان/ نوشته پائول هالپرن/ ترجمه حوریه آقانور/ [http://www.hoormazd.com/detail.aspx?content=news&gidview=101&catid=19 انتشارات هورمزد].</ref>



<br/>

== 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 [[منظومه شمسی]] با [[سرعت]] ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه (۰.۱۲ درصد [[سرعت نور]]) به سمت [[صورت فلکی سنبله|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.
*'''افت و خیزهای ذاتی در دمای تابش نخستین''': این افت و خیزها به این خاطر هستند که در لحظهٔ بازترکیب، [[چگالی]] تابش در نقاط مختلف [[فضا]] همگن نبوده است.
*'''اثر سَکس-وُلف و اثر سکس-ولف پیوسته''': این افت و خیزها به خاطر همگن نبودن پتانسیل گرانشی در لحظهٔ بازترکیب و در مسیر رسیدن تابش به ناظر هستند.
*'''اثر سونیا اِف-زلدوویچ''': فوتون‌های تابش زمینهٔ کیهانی در مسیر خود ممکن است از نواحی بزرگی شامل [[گاز]]های بسیار داغ بگذرند. این [[فوتون]]ها در این نواحی از [[الکترون]]های بسیار پر [[انرژی]] پراکنده می‌شوند و از آن‌ها [[انرژی]] می‌گیرند. این پدیده [[طیف]] [[جسم سیاه]] را برهم‌می‌زند.

بررسی بسیار دقیق این ناهمسانگردی‌ها به ابزار مهمی برای آزمودن نظریه‌های کیهان‌شناسی تبدیل شده‌است. افت و خیزهای کنونی تابش زمینهٔ کیهانی حاصل تحول افت و خیزهای آغازین این تابش تحت اثرهای گوناگون فیزیکی مانند آن چه در بالا برشمرده شد؛ هستند. نکتهٔ اساسی در بررسی افت و خیزها این است که این افت و خیزها بر اثر شرایط اولیهٔ کاتوره‌ای پدید آمده‌اند. بنابراین مشاهده‌پذیرهای مفید در بررسی ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی تنها ویژگی‌های آماری آن‌هاست و نه خود این افت و خیزها. [[طیف]] توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های [[ماهواره]]های گوناگونی مانند دبلیومپ در این نمودار به کار رفته است.

[[File:PowerSpectrumExt.png|frame|center|طیف توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های ماهواره‌های گوناگونی مانند دبلیومپ در این نمودار به کار رفته است.]]

از آن جا که افت و خیزهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی یک تابع نرده‌ای روی کره است، بهترین راه برای بررسی آنها بسط آنها برحسب هماهنگ‌های کروی است.[۲۲] هماهنگ‌های کروی توابع پایهٔ راست‌هنجار روی کره هستند. به زبان ریاضی:

[[File:CMB-1.png|center|CMB-1.png]]

در این بسط&nbsp; a<sub>lm </sub>ها ضرایب بسط هستند و از رابطهٔ زیر به دست می‌آیند:

[[File:CMB-2.png|center|CMB-2.png]]

در رابطهٔ بالا، n<sup>^</sup>&nbsp; برداری که در راستای [[File:CMB-5.png]]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:

[[File:CMB-3.png|center|CMB-3.png]]

که در آن، علامت <> به معنی میانگین‌گیری روی کل زاویه فضایی است. با مقایسهٔ [[طیف]] توانی‌ای که نظریه‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی می‌کنند با [[طیف]] توانی دیده‌شده، می‌توان پارامترهای مهم کیهان شناسی را به دست آورد.

== ارتباط با نظریهٔ مهبانگ  ==

تابش زمینهٔ کیهانی یکی از پیش‌بینی‌های نظریهٔ مهبانگ است. طبق این نظریه، عالم نخستین [[پلاسما]]ی داغی از فوتون‌ها، [[الکترون]]ها و [[باریون]]ها بود. [[فوتون]]ها پیوسته با [[الکترون]]ها برهمکنش تامسون داشتند. با انبساط جهان و پایین‌آمدن [[دما]]ی آن، [[الکترون]]ها با [[پروتون]]ها ترکیب شدند و [[اتم]]های [[هیدروژن]] را ساختند. در این هنگام که [[دما]]ی جهان ۳٬۰۰۰ K بود و ۳۷۹۰۰۰ سال از عمر جهان می‌گذشت،  پراکندگی تامسون متوقف شد و [[فوتون]]ها توانستند آزادانه حرکت کنند. این پدیده بازترکیب یا واجفتیدگی نام دارد (زیرا [[ماده]] و تابش از این زمان به بعد با هم جفت نبودند). از زمان تاکنون این فوتون‌ها همچنان سردتر می‌شوند. دمای کنونی آن‌ها ۲٫۷۲K است و تا جایی که [[انبساط عالم]] ادامه داشته باشد سردتر خواهند شد. تابش زمینهٔ کیهانی که امروز به ما می‌رسد مربوط به زمان واجفتیدگی، یعنی ۱۳٫۷ میلیارد سال پیش است که در آن زمان [[دما]] تا ۱۰۳۲ درجه کلوین بالا بود که این نتیجه فرضیه انبساط جهان را تایید می‌کند.

بزرگ‌ترین موفقیت‌های نظریهٔ مهبانگ پیش‌بینی [[طیف]] کامل [[جسم سیاه]] و نیز پیش‌بینی دقیق ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی است. ماهوارهٔ دبلیومپ این ناهمسانگردی‌ها را با دقت ۰٫۲ درجه سنجیده‌است.با این سنجش‌ها می‌توان برخی از پارامترهای مهم کیهان شناسی را به دست آورد.

با برون‌یابی از چند رابطهٔ مهم [[فیزیک]] و ادغام آن با نتایج حاصل از بررسی آسمان، رابطهٔ زیر برای دمای لحظه‌ای جهان به دست می‌آید:

[[پرونده:CMB-6.png|وسط]]

که در آن ‎T(K)‎ دمای لحظه‌ای جهان برحسب کلوین و t عمر جهان بر حسب ثانیه است.

===سرعت [[زمین]] نسبت به ناهمسانگردی ===

بر پایهٔ داده‌های CMB دیده می‌شود که خوشهٔ محلی [[کهکشان]] ما (خوشهٔ کهکشانی که راه شیری هم عضوی از آن است) با سرعت ‎627 ± 22 km/s‎ نسبت به چارچوب تابش زمینه در حرکت است. این حرکت در جهت طول کهکشانی l = 264.4o و b = 48.4o است

== منابع ==

*دانشنامه همگانی نجوم / بنیاد دانشنامه ی بزرگ فارسی
*کریگ هوگان. «تابش زمینه کیهانی». در کتاب انفجار بزرگ. ترجمهٔ علی فعال پارسا. بهرام خالصه. چاپ سوم. مشهد: به‌نشر (انتشارات آستان قدس رضوی)
*زیلیک و اسمیت. «کیهانشناسی:انفجار بزرگ و ورای آن». در کتاب نجوم و اخترفیزیک مقدماتی جلد دوم. ترجمهٔ جمشید قنبری، تقی عدالتی. چاپ اول. مشهد: به‌نشر (انتشارات آستان قدس رضوی)
*ویکی پدیای فارسی
<references />

[[Category:اخترفیزیک]]<br/>[[Category:کیهان‌شناسی]]