Om den kosmiske mikrobølgebaggrundstrålings ensartethed


   > Hej Peter,
   >
   > Man undrer sig over baggrundsstrålingens (CMB) ensartethed, og der tales om, at man heraf kan slutte,
   > at universet var meget homogent før inflationen. Men hvis der nu var områder med meget højere
   > temperaturer end omgivelserne, ville de jo stadig være uigennemskinnelige, mens de med lavere
   > temperaturer (under ca. 3000 K) blev gennemskinnelige. De varmere områder ville kun stråle fra overfladen,
   > der netop måtte være 3000 K. Jeg synes derfor, at CMB burde være nøjagtigt konstant, og det er jo ikke
   > meget galt. En lille forskel kunne opstå fra dopplereffekten ved, at rummet nåede at udvide sig, mens
   > nogle områder var blevet klare og andre endnu ikke. De små forskelle, man ser, repræsenterer således
   > stadig forskelle i områder med højere og lavere temperaturer, men ikke noget om, hvor høje temperaturerne
   > var i de varme lommer.
   >
   > I øvrigt forstår jeg ikke, at rummet ikke kunne være gennemskinneligt ved væsentligt højere temperaturer
   > end 3000 K, når solen og andre stjerner jo stråler fra væsentligt varmere overflader. Men det vil jeg tro,
   > der er en enkel forklaring på.
   >
   > Venlig hilsen
   > Torkild Glaven


Hej Torkild,

Her er en kort intro om den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling til andre end Torkild

Grunden til at CMB'en "slap fri" var ikke kun at temperaturen falder under 3000 K, men også at Universets
udvidelse gjorde, at densiteten af stof blev så lav, at tiden mellem ét foton/elektron-sammenstød og et
andet blev så lang, at den var sammenlignelig med Universets alder på dét tidspunkt. Stof og stråling blev
så at sige "dekoblet". Det er lidt af en tilfældighed, at dekoblingen og rekombinationen skete på næsten
samme tid (dog ikke helt tilfældigt, da rekombinationen forårsagede en mindskelse af elektrontætheden).

De fotoner vi observerer i dag som CMB-fotoner stammer alle fra en kugleskal med os i centrum, som vist på
denne figur.

Radius (dCMB) af denne kugleskal er givet ved dén strækning lyset har tilbagelagt på dén tid der er gået siden
rekombinationen/dekoblingen. Fordi ikke alle CMB-fotoner blev frigivet fuldstændig samtidigt, har
kugleskallen en lille tykkelse større en nul. Efterhånden som tiden går, vokser dCMB, dvs. vi modtager
CMB'en fra stadig større afstande, og dermed stadig større rødforskydning.

Hvis en stor lomme (det grå på figuren) var varmere og tættere end det omkringliggende Univers,
ville vi simpelthen ikke modtage nogen stråling fra denne del af himlen, eftersom den først blev frigivet
senere, og dermed ikke er nået ned til os endnu. Til gengæld vil vi modtage den på et senere tidspunkt.
På dette senere tidspunkt vil resten af CMB'en stamme fra en kugleskal med større radius og dermed være mere
rødforskudt, altså have en længere bølgelængde, mens strålingen fra lommen vil have samme bølgelængde som
den CMB vi observer i dag.

Eftersom vi ikke observer så store udsving, må vi konkludere at der ikke fandtes inhomogeniteter på så
stor skala.

Overfladen af lommen vil ganske rigtigt stråle, men strålingen fra den side af lommen der ligger tættest
på os vil have nået os for et stykkee tid siden, og strålingen fra den fjerne side når os først om et
stykke tid.

------------

De fleste stjerners overflader er ganske rigtigt varmere end 3000 K. Derfor modtager vi også kun strålingen
fra deres overflade, hvor tætheden er lav. Jo længere du bevæger dig ind i stjernen, jo varmere og tættere er
der, men denne stråling kan ikke observeres direkte; først når fotonerne er diffunderet ud til overfladen,
slipper de fri. Når vi alligevel ved hvor varmt og tæt der er i forskellige afstande fra stjernernes centrum,
er det på grundlag af meget velfunderede stjernemodeller.


Bedste hilsener,
Peter Laursen

(Du kan se flere svar til interesserede læsere her, under "Brevkasse".)