Kozmik mikrodalga arka plan ışıması

Kozmik mikrodalga arka plan (KMA; İngilizce kısaltmasıyla CMB), gökyüzünün her yönünden gelen, neredeyse her yerde aynı sıcaklıkta olan zayıf bir mikrodalga ışımasıdır. Gözlenebilen evrendeki en eski ışıktır: evren yaklaşık 380.000 yaşındayken atomlar oluşup ışık serbestçe yol almaya başladığında salınmıştır. Bugün ölçülen sıcaklığı 2,72548 ± 0,00057 kelvindir, yani mutlak sıfırın yalnızca 2,7 derece üstü. KMA, Büyük Patlama modelini rakiplerinden ayıran en güçlü kanıttır ve kozmolojinin en hassas ölçüm aracıdır. Modelin genel çerçevesi "Büyük Patlama teorisi" sayfasında.

Nasıl oluştu?

Erken evren, elektronların ve atom çekirdeklerinin serbestçe dolaştığı sıcak bir plazmaydı. Işık bu ortamda serbest elektronlara çarpıp sürekli saçıldığı için uzağa gidemiyordu; evren bir sis gibi opaktı. Yaklaşık 3000 kelvin sıcaklıkta, Büyük Patlama'dan yaklaşık 379.000 yıl sonra elektronlar çekirdeklere bağlandı (yeniden birleşme) ve ışık birden serbest kaldı. O andan beri evren yaklaşık 1100 kat genişledi (kırmızıya kayma z ≈ 1100). Işığın dalga boyu da aynı oranda gerildi: binlerce kelvinlik bir ortamın ışığı, bugün birkaç kelvinlik mikrodalga ışımasına dönüştü. Evrelerin sırası "Evrenin ilk anları" sayfasında.

Öngörü ve keşif

KMA, keşfedilmeden önce öngörülmüş bir olgudur. Ralph Alpher ve Robert Herman 1948'de sıcak bir başlangıcın bugün yaklaşık 5 kelvinlik bir arka plan ışıması bırakması gerektiğini hesapladı. Daha da önce, 1941'de Andrew McKellar yıldızlararası CN moleküllerinin soğurma çizgilerinden yaklaşık 2,3 kelvinlik bir sıcaklık çıkarmıştı, ancak bunu kozmolojik bir olguyla ilişkilendirmemişti.

Keşif 1964'te tesadüfen geldi. Bell Laboratuvarları'ndan Arno Penzias ve Robert Wilson, New Jersey Holmdel'deki boynuz anteninde 20 Mayıs 1964'te ilk ölçümlerini yaptıklarında açıklanamayan bir gürültü buldu. Gürültü her yönden eşit geliyor, gece ve gündüz aynı kalıyordu. Dünya, Güneş ve Samanyolu kaynaklı olmadığını gösterdiler; antendeki güvercin pisliklerini temizlemek de sorunu çözmedi. Aynı sırada Princeton'da Robert Dicke'nin ekibi tam da böyle bir ışımayı aramaya hazırlanıyordu. İki grup bulgularını 1965'te Astrophysical Journal Letters'ta birlikte yayımladı. Penzias ve Wilson 1978 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı. Hikâyenin geniş anlatımı "Büyük Patlama'nın tarihçesi" sayfasında.

Kusursuza yakın bir kara cisim

KMA'nın tayfı, fizikteki ideal bir "kara cisim"in (ışığı tamamen soğuran ve yalnızca sıcaklığına göre ışıyan cisim) tayfına neredeyse tam uyar. NASA'nın 1989-1996 arasında çalışan COBE uydusunun FIRAS aleti bu uyumu yaklaşık 10.000'de bir hassasiyetle ölçtü. Bu sonuç çok önemlidir: böyle bir tayf ancak geçmişte ışıkla maddenin ısıl dengede olduğu sıcak ve yoğun bir evrede ortaya çıkabilir. Rakip modellerin, örneğin yıldız ışığının tozla saçılmasının, böyle kusursuz bir tayf üretmesi beklenmez.

Küçük farklar, büyük bilgi

KMA her yönde neredeyse aynıdır, ama tam olarak değil. İlk göze çarpan fark dipoldür: gökyüzünün bir yarısı biraz daha sıcak, öbür yarısı biraz daha soğuk görünür. Bunun nedeni Güneş Sistemi'nin KMA'ya göre saniyede yaklaşık 370 kilometre (369,82 ± 0,11 km/s) hızla hareket etmesidir; dipolün genliği yaklaşık 3,36 milikelvindir.

Dipol çıkarıldığında geriye çok daha küçük dalgalanmalar kalır: karekök ortalaması 100 mikrokelvinin biraz üzerindedir. COBE bu dalgalanmaları 1992'de yaklaşık 100.000'de bir düzeyinde ilk kez saptadı; Mather ve Smoot bu çalışma için 2006 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı. Bu küçük sıcaklık farkları, erken evrendeki yoğunluk farklarının izidir; galaksiler ve galaksi kümeleri bu tohumlardan büyüdü.

Dalgalanmaların farklı açısal ölçeklerdeki gücü (güç tayfı) bir dizi tepe gösterir; bunlara "akustik tepeler" ya da akustik salınımlar denir. 1999'da birkaç deney bu salınımların ilk ölçümlerini yaptı ve evrenin "düz" olduğunu doğruladı; 2000'de BOOMERanG balon deneyi ilk tepeyi ayrıntılı biçimde ölçtü. Güç tayfının biçimi, standart kozmoloji modelinin (ΛCDM) sıradan madde, karanlık madde ve karanlık enerji oranlarını belirlemek için kullanılan temel veriler arasındadır.

COBE, WMAP, Planck

KMA ölçümleri üç kuşak uyduyla giderek inceldi. COBE tayfı ve ilk dalgalanmaları buldu. NASA'nın Haziran 2001'de fırlatılan WMAP uydusu tüm gökyüzünü çok daha ayrıntılı haritaladı ve dokuz yıllık verisiyle evrenin yaşını ve bileşimini hassas biçimde ölçtü. ESA'nın Mayıs 2009'da fırlatılan ve Ekim 2013'te kapatılan Planck uydusu en ayrıntılı haritaları çıkardı. Planck'ın 2018'deki son veri sürümü Hubble sabitini 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc olarak verdi; bu değerin yakın evren ölçümleriyle uyuşmaması "Hubble gerilimi" sayfasında anlatılıyor.

Kutuplanma

KMA ışığı aynı zamanda kutuplanmıştır (titreşim yönleri rastgele değildir). İki tür kutuplanma deseni ayırt edilir: E-kipleri ve B-kipleri. E-kipleri sıcaklık farklarından yaklaşık 10 kat zayıftır ve ilk kez 2002'de DASI deneyiyle saptandı. B-kipleri ise bundan da yaklaşık bir büyüklük mertebesi zayıftır. Şişme sırasında oluşan ilksel kütleçekim dalgalarının B-kipleri üzerinde iz bırakması beklendiği için bu sinyal büyük ilgi görür. BICEP2 ekibi Mart 2014'te böyle bir sinyal bulduğunu açıkladı, ancak Planck verileriyle yapılan analizler sinyalin büyük ölçüde Samanyolu'ndaki tozdan kaynaklandığını gösterdi. Bu tartışma "Kozmik şişme kuramı" sayfasında ele alınıyor.

Anomaliler

KMA standart modelle çok iyi uyuşsa da bazı tuhaflıklar da içerir: büyük açısal ölçeklerde beklenenden farklı davranışlar, bazı yönlerde beklenmedik hizalanmalar ve Gauss dağılımından sapmalar gibi. En çok tartışılanı, en büyük ölçekli iki desenin (dörtlü ve sekizli bileşenlerin) birbiriyle ve Güneş Sistemi'nin ekliptik düzlemiyle açıklanamayan biçimde hizalanmasıdır; bu hizalanma halk arasında "kötülük ekseni" lakabıyla bilinir. Planck da aynı anomaliyi kaydettiği için alet hatası olasılığı düşük görünüyor. Bazı gruplar yeni bir fiziğe işaret ettiğini düşünürken, başkaları sistematik hatalardan şüpheleniyor; gökbilimci Charles Bennett ise rastlantının ve insan algısının da rol oynayabileceğini belirtti. Gökyüzündeki "soğuk nokta" da bu tartışılan tuhaflıklar arasında anılır.

Kısaca

• KMA, evren yaklaşık 380.000 yaşındayken serbest kalan ışıktır; bugünkü sıcaklığı 2,725 kelvindir.
• Alpher ve Herman 1948'de öngördü; Penzias ve Wilson 1964'te buldu ve 1978'de Nobel aldı.
• Tayfı kusursuza yakın bir kara cisim tayfıdır; bu, sıcak ve yoğun bir geçmişin güçlü kanıtıdır.
• Yüz binde bir düzeyindeki sıcaklık farkları galaksilerin tohumlarıdır (COBE, 2006 Nobel).
• WMAP ve Planck haritaları evrenin yaşını, geometrisini ve bileşimini hassas biçimde ölçtü.
• Kutuplanmadaki B-kipleri şişmenin olası izi olarak aranıyor; henüz bulunamadı.

Kaynaklar: Wikipedia — Cosmic microwave background, Wikipedia — Discovery of cosmic microwave background radiation, Wikipedia — Big Bang, Wikipedia — Hubble's law, NASA — Universe overview, NASA — COBE