Sterrekunde

Waarom kan ons die Kosmiese Mikrogolfagtergrond waarneem, ongeag in watter rigting ons kyk?

Waarom kan ons die Kosmiese Mikrogolfagtergrond waarneem, ongeag in watter rigting ons kyk?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek lees gereeld dat die CMB van oral in die heelal vrygelaat is, in alle rigtings.

As die stelling waar is, kan iemand dan uitbrei "oral in die heelal, in alle rigtings" beteken ? Indien nie, waarom kan ons dit in alle rigtings waarneem?


Totdat die Heelal 380 000 jaar oud was, was dit gevul met 'n gas van protone en elektrone. Daar was ook straling, in termiese ewewig met die materie, en omdat dit so warm was, kon die protone en elektrone nie neutrale waterstof vorm nie, want elke keer as dit 'probeer', sou 'n energieke foton die elektron afslaan.

Hierdie gas was oral. En fotone het in alle rigtings gereis en versprei:

Fotone (pers) versprei op vrye elektrone (groen), en albei word gemeng met protone (rooi).

380 000 jaar na die oerknal het die temperatuur voldoende gedaal sodat neutrale atome kon vorm (dit word genoem rekombinasie). Die bestraling, wat tot dusver gedurig op vrye elektrone versprei het, kon nou vrylik tussen die atome stroom (dit word genoem ontkoppeling).

So het hulle ook gedoen. Steeds in alle rigtings:

Hierdie gratis streaming vind steeds plaas. Fotone reis in alle rigtings, en is oral. Die fotone wat jy in staat is om te sien, is dit wat op 'n bepaalde afstand van u af en in 'n bepaalde rigting begin het, maar ander fotone het op kleiner en groter afstande en in ander rigtings begin. U sien hulle net nie, want u is reg hier. Maar 'n persoon in 'n ander plek van die heelal sal dieselfde sien as jy.

Die fotone wat ons as die CMB waarneem, kom uit 'n streek wat ons die noem oppervlak van laaste verstrooiing, omdat dit ooreenstem met die oppervlak van 'n dop wat op ons gesentreer is. Maar daar is niks spesiaals aan hierdie 'oppervlak' nie, behalwe dat dit bestaan ​​uit alle punte in die heelal wat so ver van ons af is, dat dit 'n foton ongeveer 13,8 miljard jaar neem om te reis. En as gevolg van die uitbreiding, is hierdie punte nou ongeveer 47 miljard ligjare van ons af.

In die onderstaande figuur wys die pyle CMB-fotone. Almal het dieselfde lengte; hulle begin waar hulle uitgestraal is en eindig waar hulle vandag is. Wat ons let op aangesien die CMB alle pyle is wat by die Melkweg (in die middel) eindig. Ander waarnemers kan ander pyle waarneem in ander sterrestelsels wat hul eie oppervlak van laaste verspreiding het.


Ja. Daarom het ons die CMB tot 'n dekade of twee gelede isotrop genoem; isotropiese betekenis 'dieselfde in elke rigting'. Sedert daardie tyd het ons die Wilkinson-mikrogolfanisotropie-sonde gehad, en die opvolgers daarvan, wat geringe verskille daarin toon, afhangende van waar ons ons antenna rig. Ons kan ons snelheid maklik meet aan hierdie byna eenvormige agtergrondstraling: deur die heelal beweeg. As ons dit aftrek, kry ons spoed-gekorrigeerde WMAP-data wat warm en koue kolle toon. Daarom noem ons die CMB nou anisotroop.


Ongeag watter rigting ons in die heelal kyk, ons kyk terug in die tyd. As ons 'n sterrestelsel waarneem $10$ Miljoen ligjare weg is, neem ons fotone wat uitgestraal is, waar $10$ miljoen jaar gelede. As ons 'n sterrestelsel waarneem $1$ miljard ligjare weg is, hou ons fotone wat uitgestraal is, waar $1$ biljoen jaar gelede.

En hoe verder ons in afstand (en so verder terug in die tyd) gaan, hoe meer word die fotone rooi verskuif weens die uitbreiding van die heelal terwyl die fotone vlieg.

Uiteindelik bereik ons ​​in elke rigting die punt waar ons die fotone wat uitgestraal is, waarneem $380,000$ jare na die oerknal. Enige fotone wat vroeër as hierdie uitgestraal word, sal voor die tyd deur die geïoniseerde gas wat die heelal gevul het, versprei word. Die oudste fotone wat ons in enige rigting kan waarneem, is dus fotone wat uitgestraal word $380,000$ jare na die oerknal. Hierdie fotone is rooi verskuif na mikrogolf golflengtes, sodat dit die kosmiese mikrogolf agtergrondstraling of CMBR vorm.


Waarom bestudeer ons die CMB?

As dit verwarrend is, dink daaraan soos om 'n bofbal reguit in die lug te gooi. Gestel die uitbreidingstempo is die aanvanklike snelheid van die bal, wat afhang van hoe hard jy dit gooi. Die swaartekrag van die aarde sal op die bal inwerk en laat vertraag. Drie dinge kan gebeur. Eerstens kan die bal uiteindelik tot stilstand kom en na die aarde terugval, en afwaarts versnel namate dit val (soos 'n geslote heelal), of die bal sal begin vertraag, maar steeds net genoeg beweeg sodat die spoed van die bal vertraag asimptoties tot 0 (soos 'n plat heelal), of as u die bal hard genoeg kan gooi, sal die bal vertraag, maar nog steeds genoeg energie hê om aan die krag van die Aarde se swaartekrag (ontsnappingssnelheid) te ontsnap en sal hy voortgaan om weg te beweeg vanaf die aarde teen 'n konstante snelheid (soos 'n oop heelal). Deur die CMB te bestudeer, kon wetenskaplikes dus die moontlike waardes vir omega beperk en weet hulle nou dat omega gelyk is aan 1, wat beteken dat ons heelal plat is.


3 antwoorde 3

Die kosmiese mikrogolfagtergrond is wel nie ontstaan ​​met die oerknal self. Dit ontstaan ​​ongeveer 380 000 jaar na die oerknal, toe die temperatuur ver genoeg gedaal het om elektrone en protone atome te laat vorm. Toe dit vrygestel is, was die kosmiese mikrogolfagtergrond glad nie mikrogolf nie - die fotone het hoër energieë. Sedert daardie tyd is hulle weer verskuif weens die uitbreiding van die heelal en is dit tans in die mikrogolfbaan.

Die heelal is ondeursigtig vanaf 380 000 jaar en vroeër. Die sterrestelsels wat ons kan sien, het eers na daardie tyd gevorm. Voor dit is die CMB waarneembaar.

Die CMB wat ons sien, is die toestand van die heelal toe dit deursigtig geword het, 380000 jaar na die oerknal. Ons siglyne van ons af kan nie verder as dit sien nie. Dink aan die son, wat 'n groot bol gas is, maar blykbaar 'n oppervlak het, want dit is waar die opgehoopte gas langs die siglyn na die sentrum ondeursigtig geword het.

Die heelal het na 380000 jaar deursigtig geword, omdat die verkoeling wat veroorsaak word deur die uitbreiding daarvan, geïoniseerde gas in staat gestel het om weer in neutrale waterstof en helium, wat deursigtig is vir sigbare lig, te kombineer. Op hierdie stadium kan swaartekrag begin werk aan die geringe digtheidsvariasies, wat veroorsaak dat die digter dele stadig al hoe digter word totdat kernreaksies by die digste kern begin, wat die begin van stervorming aandui. Maar omdat die heelal nog warm was en die aanvanklike digtheidsvariasies baie gering was, het dit nog miljoene jare geneem voordat die eerste sterre gevorm het.

Terwyl hy in die neutrale toestand was, was die heelal deursigtig vir sigbare lig, maar in die verste ultraviolet ondeursigtig as gevolg van absorpsie van die elektrone rondom die neutrale waterstofatome. As ons probeer terugkyk na hierdie tyd met Hubble en ander optiese teleskope, het die baie hoë rooi verskuiwing die verste ultraviolet deur die sigbare spektrum en in die infrarooi beweeg, wat die grootste deel van die neutrale tydperk vir ons onsigbaar gemaak het. Die James Webb-ruimteteleskoop (JWST) het detektors wat ver genoeg in die infrarooi werk, sodat ons kan sien wat gedurende die neutrale tyd gebeur. Na honderde miljoene jare het die ultravioletlig van warm sterre die heelal gerejongeer, wat dit weer deursigtig vir die ultraviolet gemaak het (en nou ook deursigtig in die sigbare, weens die lae digtheid na honderde miljoene jare van uitbreiding).

Die idee dat ons die werklike oomblikke van die oerknal sien as ons na die CMB kyk, ontstaan ​​omdat die digtheidsvariasies gedurende die eerste 380000 jaar nie kon verander nie, en diegene wat ons in die CMB sien, was daar vanaf die eerste keer van die oerknal en kwantummeganiese skommelinge teenwoordig aan die begin.


ASTR-vasvra # 2

B. êrens in 'n uitbreidende heelal, maar nie in 'n spesiale deel daarvan nie.

C. naby die middelpunt van 'n uitbreidende heelal, soos getoon deur die universele uitbreiding in alle rigtings van ons af.

A. Buiten die kosmologiese horison, kyk ons ​​terug na 'n tyd voordat die heelal gevorm het.

B. Die kosmologiese horison is oneindig ver weg en ons kan nie tot in die oneindigheid toesien nie.

C. Die heelal strek slegs tot by hierdie horison.

D. Ons het nie groot genoeg teleskope nie.

A. Sommige sterrestelsels sou verder weg wees as die rand van die heelal.

B. Sterrestelsels sou vinniger moes gereis het as wat ons waarneem.

C. Sterrestelsels sou te vinnig reis vir die heelal om deur swaartekrag gebind te word.

A. Ons het nog nie 'n teorie wat kwantummeganika en algemene relatiwiteit met mekaar verbind nie.

B. Ons weet nie hoeveel energie gedurende daardie tyd bestaan ​​het nie.

C. Die Planck-era was die tyd voor die oerknal, en ons kan nie beskryf wat voor daardie oomblik gebeur het nie.

D. Ons verstaan ​​nie die eienskappe van antimaterie nie.

A. die feit dat die heelal uitbrei

B. die feit dat ongeveer 25 persent van die gewone materie in die heelal uit helium bestaan

C. die bestaan ​​van die kosmiese mikrogolfagtergrond

A. Die gesamentlike massa van die twee deeltjies word volledig in energie (fotone) omskep.

B. Die vraag het geen sin nie, aangesien antimaterie nie regtig bestaan ​​nie.

C. Hulle kan 'n volledige atoom vorm.

- Met die uitsondering van baie klein variasies, lyk dit in dieselfde rigting in alle rigtings waarin ons na die ruimte kyk.

A. Die oerknal was warm, maar die temperatuur het afgeneem namate die heelal uitgebrei het, en die temperatuur is nou 3 K.

B. Dit kom nie van die Oerknal self nie - dit is van koue wolke van gas en stof wat van die Oerknal oorbly.

C. Die oerknal was warm, maar teen die tyd dat dit deursigtig geword het, het die temperatuur gedaal tot 3 K.

A. Hulle was die sade van supermassiewe swart gate waarom al die sterrestelsels gevorm het.

B. Daar word vermoed dat dit gelei het tot die ontwikkeling van die huidige konsentrasies van materie en energie in superklusters van sterrestelsels.

C. Daar word vermoed dat dit die meeste ontwykende & aanhoudende materie & quot bevat in die vorm van energiekonsentrasie in die heelal.

A. Die massa van die sterrestelsel is in sy plat, gasagtige skyf gekonsentreer.

B. Die hoeveelheid lig wat die sterre op verskillende afstande uitstraal, is ongeveer dieselfde in die sterrestelsel.

C. Die skyf van 'n spiraalvormige sterrestelsel is redelik plat eerder as bolvormig soos die stralekrans.

A. Alhoewel donker materie geen sigbare lig uitstraal nie, kan dit met radiogolflengtes gesien word, en sulke waarnemings bevestig dat die stralekrans vol hierdie materiaal is.

B. Ons siening van sterre in die verte word soms verduister deur donker vlekke in die lug, en ons glo dat hierdie vlekke donker materie in die stralekrans is.

C. Die wentelsnelheid van sterre ver van die galaktiese middelpunt af is verbasend hoog, wat daarop dui dat hierdie sterre gravitasie-effekte ervaar van ongesiene materie in die stralekrans.

A. Ons is so naby hierdie stelsels dat ons nie die uitbreiding daarvan waarneem nie.

B. Hul swaartekrag is sterk genoeg om hulle teen die uitbreiding van die heelal te hou.

C. Die heelal is nog nie oud genoeg om hierdie voorwerpe te begin uitbrei nie.

A. Ons is so naby hierdie stelsels dat ons nie die uitbreiding daarvan waarneem nie.

B. Hul swaartekrag is sterk genoeg om hulle teen die uitbreiding van die heelal te hou.

C. Die heelal is nog nie oud genoeg om hierdie voorwerpe te begin uitbrei nie.

A. Trosse sterrestelsels sal uitmekaar vlieg.

B. Die melkweg sou uitmekaar vlieg.

C. Die heelal sal vir altyd uitbrei.

A. Witdwerg-supernovas het dieselfde helderheid, ongeag die rooi verskuiwing.

B. Daar is baie meer donker materie as sigbare materie in die heelal.

C. Witdwerg-supernovas is effens dowwer as wat verwag word vir 'n kusagtige heelal.

D. Die Andromeda-sterrestelsel beweeg met 'n toenemende spoed van die Melkweg af.


Dit is hoe ons weet dat die kosmiese mikrogolfagtergrond van die oerknal kom

Die oorskietgloed van die oerknal, die CMB, is nie eenvormig nie, maar het klein onvolmaakthede en. [+] temperatuurskommelings op die skaal van enkele honderd mikrokelvin. Alhoewel dit op groot tye 'n groot rol speel, is dit belangrik om te onthou dat die vroeë Heelal, en die grootskaalse Heelal vandag, net nie-eenvormig is op 'n vlak wat minder as 0,01% is. Planck het hierdie skommelinge tot 'n beter akkuraatheid as ooit tevore opgespoor en gemeet.

Daar is baie dinge wat 'n waarneembare sein in die heelal genereer. Astronomies is die primêre manier waarop ons na hierdie seine soek, deur een of ander vorm van lig. Of die fisieke verskynsel waaroor ons probeer leer, genereer een of ander vorm van lig wat ons met 'n teleskoop of ander instrument versamel, of dit absorbeer lig, wat beteken dat daar 'n gaping is in 'n anders voorspelbare agtergrondsein.

Maar baie seine lyk soortgelyk, en dit wat ons aan een bron toeskryf, blyk dikwels die resultaat te wees van 'n heel ander proses. Een van die beskuldigings deur diegene wat die Oerknal nie glo nie, is dat daar baie maniere is om die agtergrond van kosmiese straling te genereer wat net 'n paar grade bo absolute nul is. Is dit akkuraat? Kom ons kyk na die sein self om dit uit te vind.

Penzias en Wilson by die Holmdel Horn-antenne van 15 m, wat die CMB die eerste keer opgespoor het. Alhoewel baie. [+] bronne kan lae-energie-stralingsagtergronde produseer, die eienskappe van die CMB bevestig die kosmiese oorsprong daarvan.

In 1964 ontdek Arno Penzias en Bob Wilson 'n verrassende verskynsel met hul splinternuwe speelding: 'n radioantenne in New Jersey. Die Holmdel Horn-antenne is oorspronklik ontwerp om 'n mikrogolfskottel te wees wat deur Bell Laboratories gebruik word vir satellietkommunikasie. Maar toe hulle hul instrument probeer kalibreer, was daar geraas dat hulle nie kon weggaan nie. Die Son het bestraling uitgestraal, net soos die Melkwegstelsel. Maar selfs snags, ongeag waarheen hulle hul antenna gerig het, was daar geen manier om die sein te laat verdwyn nie. Daar was altyd hierdie konstante, lae-energie "neurie" wat nie verwyder kon word nie.

Hulle het al hul kalibrasietoertjies probeer, en hulle probeer om die voëls uit die antenne te skuif en dit skoon te maak. Hulle het alles probeer waarvan hulle weet. Die geraas sal nie verdwyn nie. Net 'n paar grade bo absolute nul, blyk dit dat die straling ewe veel van oral af kom.

Dit is nie net dat sterrestelsels van ons af wegbeweeg nie, wat 'n rooi verskuiwing veroorsaak, maar dat die. [+] ruimte tussen onsself en die sterrestelsel verskuif die lig op sy reis vanaf daardie verre punt na ons oë.

Larry McNish / RASC Calgary Centre

Die groep van Bob Dicke in Princeton was besig om 'n eksperiment te begin met behulp van 'n apparaat wat bekend staan ​​as 'n Dicke Radiometer om presies na hierdie sein te soek: die oorblyfsel van 'n warm, digte fase wat deur baie mense geteoretiseer is, verteenwoordig die oorsprong van ons groeiende heelal. As die heelal in 'n warm, digte, eenvormige toestand ontstaan ​​het, moet dit afkoel as dit uitgebrei het. Die rede is eenvoudig: die temperatuur van bestraling word gedefinieer deur die golflengte van die individuele fotone waaruit dit bestaan.

Die geïoniseerde plasma (L) voordat die CMB uitgestraal word, gevolg deur die oorgang na 'n neutrale heelal. [+] (R) is deursigtig vir fotone. Hierdie lig stroom dan vry na ons oë, waar dit op die oomblik, 13,8 miljard jaar later, aankom.

Namate die Heelal uitbrei, word die bestraling nie net minder dig nie, maar die rek van die ruimte sal die golflengte van die fotone rek, en die langgolflengte-fotone stem ooreen met laer temperature. Wanneer neutrale atome vorm, kan die straling nie meer wissel nie, en vlieg dit eenvoudig in 'n reguit lyn totdat dit met iets in wisselwerking tree. 13,8 miljard jaar later, is dit iets wat ons oë en instrumente is, wat 'n ultra-koue, eenvormige bad van straling op 2.725 K openbaar.

Volgens die oorspronklike waarnemings van Penzias en Wilson het die galaktiese vlak sommige uitgestraal. [+] astrofisiese bronne van bestraling (middelpunt), maar bo en onder was net 'n byna perfekte, eenvormige agtergrond van bestraling.

Natuurlik kan baie alternatiewe meganismes ook 'n bad van bestraling veroorsaak, net 'n paar grade bo absolute nul.

Daar kan 'n atmosferiese verskynsel wees wat, benewens al die verspreide sonlig en waterdampemissies, 'n eenvormige hoeveelheid lae-energie-bestraling opgelewer het wat deur 'n antenne opgeneem sou word. Hierdie idee is vervals deur COBE en ander satelliete wat hierdie straling vanuit die ruimte, ver bokant die aarde se atmosfeer, gemeet het.

COBE, die eerste CMB-satelliet, het slegs skommelinge van 7º gemeet. WMAP kon meet. [+] resolusies tot 0,3 ° in vyf verskillende frekwensiebande, met Planck wat tot net vyf boogminute (0,07 °) in nege verskillende frekwensiebande in totaal meet. Al hierdie ruimtelike observatoriums het die Kosmiese Mikrogolfagtergrond opgespoor en bevestig dat dit nie 'n atmosferiese verskynsel was nie.

NASA / COBE / DMR NASA / WMAP wetenskapspan ESA en die Planck-samewerking

Daar kan 'n groot hoeveelheid diffuse materie in die ruimte wees, wat dan sterlig uit alle rigtings absorbeer en weer teen 'n laer temperatuur uitstraal. Daar is 'n fisiese wet bekend as die Stefan-Boltzmann-wet wat beskryf hoe enige perfek-absorberende, heeltemal swart oppervlak by 'n gegewe temperatuur sal uitstraal. As so 'n stof eweredig deur die heelal versprei word of selfs die aarde in ons eie sterrestelsel omring, dan kan die geabsorbeerde en weer uitgestraalde sterlig, as ons aanneem dat alles die regte digtheid het, vir hierdie sein verantwoordelik wees.

Dit is die weerkaatsingsnewel IC 2631, soos deur die MPG / ESO 2,2 m-teleskoop afgebeeld. Dit is absoluut. [+] waar dat stof sterlig kan weerkaats, maar die hoeveelheid stof wat benodig word om 'n sein te genereer wat die agtergrondstraling van die heelal naboots, bestaan ​​ook nie, en stof het ook nie die regte groottes of kleure om weer te gee wat ons waarneem nie .

Behalwe dat die sterrekunde tot die punt gevorder het dat ons die stof in ons sterrestelsel, regdeur die heelal en rondom die sonnestelsel, gemeet het. Dit het die volgende eienskappe:

  • dit is nie eenvormig versprei nie,
  • dit is nie 'n perfekte absorbeerder nie (verkies om blou lig te absorbeer en rooi lig uit te stuur),
  • en op die meeste plekke aan die hemel, waar ons nie in die galaktiese vlak of in die vlak van die zodiac kyk nie, is die hoeveelheid stof onvoldoende om hierdie bestraling te verklaar.

Die verklaring is dus ook nie goed nie. 'N Deel van die rede waarom selfs die vroegste waarnemings van Penzias en Wilson as definitiewe bewys van die oerknal beskou is, was omdat die sein groot was: ongeveer 100 keer groter as die moontlike agtergrondsein.

Daar is enorme hoeveelhede kosmiese stof versprei deur die sterrestelsel, die heelal en die son. [+] Stelsel, maar hierdie stof het nie die regte eienskappe om uit te straal op 'n manier wat deur die agtergrondstraling van die heelal verwar kan word nie.

T.A. Rektor / Universiteit van Alaska Anchorage, H. Schweiker / WIYN en NOAO / AURA / NSF

Maar miskien is daar iets buite die sterrestelsels wat ons ken, wat 'n ultra-verre bron van lig uitstraal. Sterre en sterrestelsels blyk immers oral te wees, en die Son is amper 'n perfekte swartliggaam-verkoeler. Miskien, soos sommige beweer het, kan die lig energie verloor as dit deur die heelal beweeg: 'n moeg-ligte verklaring.

Hierdie lig - moontlik van sterre - sou eenvoudig mettertyd energie kon verloor het, en sou vandag 'n baie lae-energie-agtergrond wees. As dit op hierdie manier ontstaan ​​het, kan hierdie lig nou net 'n paar grade bo absolute nul wees. Die manier waarop u hierdie verklaring sou vertel, afgesien van die voorspellings van die oerknal, is egter wanneer u lig deur die heelal beweeg, dit rek nie, maar verloor energie om 'n ander spektrale vorm te maak. Dit lyk nie meer as 'n ware swartliggaam nie, maar as 'n verskuifde swartliggaam, wat maklik gesien kan word uit die oerknal se voorspellings.

'N Veranderde spektrum wat vroeër swart was, waar die lig moeg geword het, kan nie ooreenstem met die werklike nie. [+] swart liggaams spektrum van die CMB. Die Doppler-verskuiwing moet kosmologies wees, en die straling moet uit 'n volmaakte termiese toestand ontstaan.

Ned Wright se kosmologie-tutoriaal

Die COBE-satelliet se waarnemings in 1992 het definitief getoon dat die vorm so 'n perfekte swartliggaam was dat hierdie alternatief uitgesluit is. In werklikheid was dit sulke goeie data dat dit bewys het enige verklaring wat op sterlig berus, hetsy gereflekteer of getransformeer, moet uitgesluit word.

Daar is 'n eenvoudige rede waarom: die son is nie heeltemal ondeursigtig vir die sterlig wat hy lewer nie.

Op die fotosfeer kan ons die eienskappe, elemente en spektrale eienskappe waarneem. [+] buitenste lae van die son. Die bokant van die fotosfeer is ongeveer 4400 K, terwyl die bodem, 500 km af, meer soos 6000 K is. Die sonspektrum is 'n som van al hierdie swartliggame.

NASA se Solar Dynamics Observatory / GSFC

Die buitenste lae is uiters taai en seldsaam, en die bestraling wat ons hier op aarde ontvang, kom nie almal van die rand van die plasma af nie. In plaas daarvan kom baie van wat ons sien, ongeveer uit die eerste 500 kilometer, waar die binnelaag aansienlik warmer is as die buitenste. Die lig wat van ons son af kom - of enige ster, wat dit betref - is nie 'n swartliggaam nie, maar die som van baie swartliggaampies wat honderde grade in temperatuur wissel.

Eers as u al hierdie swart lywe bymekaar tel, kan u die lig wat ons sien van ons ouerster weergee. Die kosmiese mikrogolfagtergrond, as ons die spektrum daarvan in detail bekyk, is 'n baie perfekte swart liggaam as wat enige ster ooit sou kon hoop.

Die son se werklike lig (geel kurwe, links) teenoor 'n perfekte swartliggaam (in grys), wat toon dat die. [+] Son is meer 'n reeks swartliggame omdat die dikte van sy fotosfeer regs die perfekte swartliggaam van die CMB is, soos gemeet deur die COBE-satelliet. Let daarop dat die 'foutstawe' aan die regterkant 'n verstommende 400 sigma is. Die ooreenkoms tussen teorie en waarneming hier is histories, en die piek van die waargenome spektrum bepaal die oorblywende temperatuur van die Kosmiese Mikrogolfagtergrond: 2,73 K.

Wikimedia Commons-gebruiker Sch (L) COBE / FIRAS, NASA / JPL-Caltech (R)

Dit is nie stof nie. Dit is nie sterlig nie. Dit is nie dat u lig moeg word nie. Dit word nie van atome of molekules vrygestel nie, en bevat ook nie handtekeninge dat atome of molekules gedeeltes daarvan absorbeer nie.

Dit kom nie van die aarde, die atmosfeer, die sonnestelsel of die sterrestelsel af nie. Dit versprei nie van puntbronne of kom van die newelagtige omgewing waar die vroegste sterre geleë is nie.

Hierdie agtergrond van bestraling, meer perfek 'n swart liggaam in sy spektrum as enigiets anders in die Heelal, moet sy oorsprong hê in 'n warm, digte toestand wat miljarde jare gelede bestaan ​​het.

Die grootste skaal waarnemings in die heelal, van die kosmiese mikrogolf-agtergrond tot die kosmiese. [+] web na sterrestelsels tot individuele sterrestelsels, almal benodig donker materie om te verduidelik wat ons waarneem. Die grootskaalse struktuur vereis dit, maar die sade van die struktuur, van die Kosmiese mikrogolfagtergrond, vereis dit ook.

Chris Blake en Sam Moorfield

Met verloop van tyd het die presiese besonderhede verdere validering moontlik gemaak, aangesien die minuscule temperatuurskommelinge ooreenstem met die digtheidsfoute wat ons nodig het om die struktuur in ons heelal weer te gee. Die warm, bewegende gas in die heelal verskuif die bestraling waar dit bestaan ​​volgens die Sunyaev-Zel'dovich-effek. Die temperature koel presies af soos voorspel soos wat digter streke groei en minder digte streke laat vaar, soos die Sachs-Wolfe- en Geïntegreerde Sachs-Wolfe-effekte voorspel.

Maar ons hoef nie so gesofistikeerd te raak om die oerknal te bekragtig en die alternatiewe te vervals nie. Die waargenome temperatuur en spektrum van die kosmiese mikrogolfagtergrond het alle alternatiewe uitgesluit, van Steady-State tot Quasi-Steady-State tot weerkaatsde sterlig tot Tired Light tot aardse emissie tot Plasma Cosmology. Die oerknal word nie aanvaar op grond van ideologie nie, dit word op grond van bewyse aanvaar. Tensy 'n deelnemer saamkom wat die alomteenwoordige oorskynende gloed in die Heelal kan verklaar, sal dit 'n fundamentele pilaar bly vir ons om voort te bou in ons ondersoek na die Heelal.


Probleme met die kyk na die CMB

Miskien is u bekend met foto's van die CMB wat 'n relatief egalige, blobby, oppervlak gekleur in groen en blou uitbeeld. Hierdie kaart, saamgestel uit data wat deur NASA se WMAP-missie versamel is, is die eerste kaart wat ooit gemaak is om elke sentimeter van die lug te bedek. Nou, die ESA (Europese Ruimte-agentskap) se Planck-satelliet het nog meer besonderhede aan hierdie beeld toegevoeg, wat 'n ongewone waas rondom die middel van ons sterrestelsel onthul. Met die eerste oogopslag blyk dit dat hierdie vaag borrel baie ooreenstem met die soort energie (bekend as sinchrotron-emissie) wat sterrekundiges gewoonlik met supernova-gebeure assosieer. Die verskil is dat hierdie wolk wat deur Planck opgespoor word, helderder is op verskillende frekwensies, en dat daar dus nie gesê kan word dat supernovas die skuld kry nie.

Ander raaiskote sluit in galaktiese winde of selfs die ontwykende donker materie-deeltjies wat met mekaar in wisselwerking is. Sodra die bron van hierdie geheimsinnige mist opgelos is, kan sterrekundiges daarop fokus om na die CMB te kyk sonder dat die galaktiese waas die resultate inmeng.


Die kosmiese mikrogolfagtergrond

Verdere leeswerk

Deur die eeue heen het sterrekundiges toenemend bewyse gelewer dat die aarde, die sonnestelsel en die melkweg nie 'n spesiale posisie in die kosmos beklee nie. Nie net staan ​​ons nie in die middelpunt van die bestaan ​​nie - nog minder die korrupte sinkgat omring deur die suiwer kristalhemel, soos in die vroeë geosentriese Christelike teologie - die Heelal het geen middelpunt en geen voorsprong nie.

In die kosmologie is dit 'n beginsel. Die heelal is isotroop, wat beteken dat dit (ongeveer) in elke rigting dieselfde is. Die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) is die sterkste bewys vir die isotropiese beginsel: die spektrum van die lig wat die aarde vanuit elke rigting bereik, dui aan dat dit byna presies dieselfde temperatuur deur materie uitgestraal word.

Die oerknal-model verduidelik waarom. In die beginjare van die heelal se geskiedenis was materie baie dig en warm en vorm 'n ondeursigtige plasma van elektrone, protone en heliumkerne. Die uitbreiding van ruimtetyd het uitgedun totdat die plasma genoeg afgekoel het om stabiele atome te vorm. Die gebeurtenis, wat ongeveer 380 000 jaar na die oerknal geëindig het, staan ​​bekend as rekombinasie. Die onmiddellike newe-effek was om die heelal deursigtig te maak en 'n groot aantal fotone te bevry, waarvan die meeste sedertdien ongemaklik deur die ruimte gereis het.

Ons neem die oorblyfsels van rekombinasie in die vorm van die CMB waar. Die temperatuur van die heelal vandag is ongeveer 2,73 grade bo absolute nul in elke deel van die lug. Die gebrek aan variasie maak die kosmos byna so na as moontlik aan 'n perfekte termiese liggaam. Metings toon egter anisotropies — klein temperatuurskommelings, ongeveer 10 miljoenstes van 'n graad of minder. Hierdie ongerymdhede het later aanleiding gegee tot gebiede waar die massa vergader het. 'N Volmaakte, isotropiese kosmos sonder kos, het geen sterre, sterrestelsels of planete vol mense nie.

Om die fisiese grootte van hierdie anisotropieë te meet, verander navorsers die hele lugkaart van temperatuurskommelings in iets wat 'n magspektrum genoem word. Dit is soortgelyk aan die proses om lig uit 'n sterrestelsel te neem en die komponentgolflengtes (kleure) waaruit dit bestaan, te vind. Die kragspektrum omvat skommelinge oor die hele lug tot baie klein variasies in temperatuur. (Vir diegene met 'n hoër kennis van wiskunde, behels hierdie proses die temperatuurskommelings in sferiese harmonieke.)

Kleiner besonderhede in die skommelinge vertel kosmoloë die relatiewe hoeveelhede gewone materie, donker materie en donker energie. Sommige van die grootste skommelinge - wat 'n vierde, 'n agtste en 'n sestiende deel van die lug beslaan - is egter groter as enige struktuur in die Heelal, wat dus temperatuurverschille oor die hele lug voorstel.


Gereelde vrae

CMB staan ​​vir Kosmiese mikrogolfagtergrond. Dit word ook soms CBR genoem vir kosmiese agtergrondstraling, alhoewel dit 'n meer algemene term is wat ander kosmologiese agtergronde insluit, byvoorbeeld infrarooi, radio, x-straal, swaartekrag-golf, neutrino. Die CMB bevat baie meer energie as enige ander kosmiese stralingsbron, maar dit is dus die dominante komponent van die algehele CBR-spektrum. Ander akronieme, soos CMBR, word ook soms gebruik!

Wat is 'kosmies' daaraan?

Ons noem dit 'kosmies' omdat die enigste bekende bron van hierdie bestraling die vroeë heelal is. Daar kan nou vasgestel word dat die CMB die afgekoelde oorblyfsel van die warm oerknal self is.

Waarom 'mikrogolf'?

Lig kom in 'n reeks golflengtes, van die kortste golflengte gammastralings tot die langste golflengte radiogolwe, met sigbare lig in die middel in die tuin. Al hierdie seine is manifestasies van dieselfde onderliggende fisiese verskynsel, bewegende pakkies ossillerende elektriese en magnetiese velde, genaamd elektromagnetiese straling. Al die vorme van elektromagnetiese straling beweeg teen dieselfde snelheid, die snelheid van die lig, wat 300,000 km / s is. E-m-straling van verskillende golflengtes sal op verskillende maniere met materie interaksie hê. Radiogolwe word byvoorbeeld deur 'n radioontvanger opgetel, jou oog sien sigbare lig op, infrarooi bestraling maak jou vel warm, x-strale dring deur jou liggaam in, gammastrale kan jou bestralingskade gee.

Mikrogolwe is die naam wat gegee word aan bestraling tussen die infrarooi en die radiostreek, met golflengtes wat gewoonlik tussen 1 en 10 cm is. Sommige spesifieke golflengtes van mikrogolwe kan gebruik word om die molekules in voedsel op te wek, sodat u dit kan kook. Dit blyk dat as u 'n sensitiewe mikrogolfteleskoop in u huis gehad het, u 'n dowwe sein sou opspoor wat uit u mikrogolfoond lek en uit verskillende ander mensgemaakte bronne, maar ook 'n dowwe sein kom uit alle rigtings wat jy gewys het. Dit is die Kosmiese Mikrogolfagtergrond.

Waarom word dit 'n 'agtergrond' genoem?

Ons verwys na hierdie bestraling as 'n agtergrond omdat ons dit sien, ongeag waar ons kyk. Dit kom duidelik nie van enige nabygeleë voorwerpe, soos sterre of wolke in ons Melkweg, of selfs van eksterne sterrestelsels nie. Dit is duidelik 'n verre, "agtergrond" bron van bestraling. U kan aan die hele heelal dink dat dit gevul is met hierdie agtergrond van mikrogolfotone.

Hoe spreek ek 'anisotropie' uit?

As u nog nooit vantevore met hierdie woord afgekom het nie, dan is dit (uiteraard) vir u nuut, en selfs professionele kosmoloë spreek dit soms verkeerd uit. Dit is dan 'n goeie vraag, maar moeilik om te antwoord in gewone teks! Basies lê die spanning op die derde lettergreep, en die algemene fout is om die vierde te beklemtoon. Die verwarring ontstaan ​​vermoedelik uit die wete hoe 'anisotrop' uitgespreek kan word, en dan te dink dat u dit net op dieselfde manier uitspreek, maar sonder die finale konsonant.

Waarom ondersteun die CMB die Big Bang-prentjie?

Die basiese punt is dat die spektrum van die CMB opvallend naby is aan die teoretiese spektrum van wat bekend staan ​​as 'n 'swartliggaam', wat 'n voorwerp in 'termiese ewewig' beteken. Termiese ewewig beteken dat die voorwerp lank genoeg gehad het om tot sy natuurlike toestand te gaan sit. U gemiddelde stuk warm gloeiende steenkool is byvoorbeeld nie in 'n baie goeie termiese ekvulibrium nie, en 'n "swartliggaam" -spektrum is slegs 'n growwe benadering vir die spektrum van gloeiende kole. Maar it turns out that the early Universe was in very good thermal equilibrium (basically because the timescale for settling down was very much shorter than the expansion timescale for the Universe). And hence radiation from those very early times should have a spectrum very close to that of a blackbody.

The observed CMB spectrum is in fact better than the best blackbody spectrum we can make in a laboratory! So it is very hard to imagine that the CMB comes from emission from any normal "stuff" (since if you try to make "stuff" at some temperature, it will tend to either emit or absorb preferentially at particular wavelengths). Die enigste plausible explanation for having this uniform radiation, with such a precise blackbody spectrum, is for it to come from the whole Universe at a time when it was much hotter and denser than it is now. Hence the CMB spectrum is essentially incontrovertible evidence that the Universe experienced a "hot Big Bang" stage (that's not to say that we understand the initial instant, just that we know the Universe used to be very hot and dense and has been expanding ever since).

In full, the three cornerstones of the Big Bang model are: (1) the blackbody nature of the CMB spectrum (2) redshifting of distant galaxies (indicating approximately uniform expansion) and (3) the observed abundances of light elements (in particular helium and heavy hydrogen), indicating that they were "cooked" throughout the Universe at early times. Because of these three basic facts, almal of which have strengthened over the decades since they were discovered, en several supporting pieces of evidence found in the last deacade or two, the Big Bang model has become the standard picture for the evolution of our Universe.

Can I see the CMB for myself?

In fact you can! If you tune your TV set between channels, a few percent of the "snow" that you see on your screen is noise caused by the background of microwaves.

How come we can tell what motion we have with respect to the CMB?

The theory of special relativity is based on the principle that there are no preferred reference frames. In other words, the whole of Einstein's theory rests on the assumption that physics works the same irrespective of what speed and direction you have. So the fact that there is a frame of reference in which there is no motion through the CMB would appear to violate special relativity!

However, the crucial assumption of Einstein's theory is not that there are no special frames, but that there are no special frames where the laws of physics are different. There clearly is a frame where the CMB is at rest, and so this is, in some sense, the rest frame of the Universe. Maar for doing any physics experiment, any other frame is as good as this one. So the only difference is that in the CMB rest frame you measure no velocity with respect to the CMB photons, but that does not imply any fundamental difference in the laws of physics.

What sort of telescope is used to observe the CMB?

Like light at any other wavelength the general system is a dish to collect and focus the radiation, a way of feeding the radiation to the instruments, and then the instruments themselves which are used to detect and record the signals. For microwaves the dish, or set of dishes, is made of a material (metal) which reflects microwaves. The focussed radiation is transported to the receivers by means of "wave-guides", which are pipes specially tuned to transmit microwave signals.

Then the detectors come in two types. "Bolometers" involve technology developed to detect infra-red radiation. They are essentially tiny pieces of special materials which absorb the microwave radiation. This in turn induces a minute change in temperature which is detected by a thermal sensor. These temperature variations are picked up in an electrical circuit and stored on computer. The other technology involves high performance transistors, which work in much the same way as the input circuitry of a radio receiver, only very much more efficient at picking up microwaves. Again the signal is then picked up and stored electronically.

If you are interested in more detail you might want to check out a nice concise text like "Detection of Light from the Ultraviolet to the Submillimeter", by G.H. Rieke, Cambridge Press, 1996.

Where did the photons actually come from?

A very good question. We believe that the very early Universe was very hot and dense. At an early enough time it was so hot, ie there was so much energy around, that pairs of particles and anti-particles were continually being created and annihilated again. This annihilation makes pure energy, which means particles of light - photons. As the Universe expanded and the temperature fell the particles and anti-particles (quarks and the like) annihilated each other for the last time, and the energies were low enough that they couldn't be recreated again. For some reason (that still isn't well understood) the early Universe had about one part in a billion more particles than anti-particles. So when all the anti-particles had annihilated all the particles, that left about a billion photons for every particle of matter. And that's the way the Universe is today!

So the photons that we observe in the cosmic microwave background were created in the first minute or so of the history of the Universe. Subsequently they cooled along with the expansion of the Universe, and eventually they can be observed today with a temperature of about 2.73 Kelvin.


3 Answers 3

The cosmic microwave background is a highly isotropic and homogeneous blackbody radiation field in which we are embedded. The specific intensity of a blackbody radiation field isn't a free parameter and just depends on the temperature and frequency. $B_ u = frac<2h u^3>left(expleft[h u/k_BT ight] -1 ight)^<-1> < m Wm>^<-2>< m sr>^<-1>< m Hz>^<-1>$ Any systematic uncertainty in the flux calibration of the observations would lead to uncertainty in the temperature estimate and/or the conclusion that a blackbody wasn't a good fit.

This plot, taken from Samtleben et al. (2008) shows how some (pre-Planck) data (with error bars) is matched to blackbody curves with different temperatures. As far as I know, temperature is the only free parameter here and the curves are just the Planck function at different temperatures. Using Wien's law we find the peak should be at frequency of 160 GHz for $T=2.725$ K and then should have a specific intensity of $3.3 imes 10^<-17>$ Wm $^<-2>$ sr $^<-1>$ Hz $^<-1>$ , as illustrated.

In summary, the specific intensity of the CMB is completely specified by its temperature (bar a small dipole anisotropy, which depends on our motion with respect to the co-moving reference frame, and the even smaller anisotropies that depend on cosmological parameters). An isolated body placed in space would equilibriate towards 2.7K. Photons at all frequencies have those frequencies reduced by a factor of $(1+z)^<-1>$ and the Planck function retains its form, but characterised by a temperature that is also shifted by $(1+z)^<-1>$ .

This is to agree with ProfRob and add a few more details.

Black body radiation, also called cavity radiation, has the special feature that many of its features depend on only one thing: the temperature. Byvoorbeeld:

  1. energy per unit volume $u = 3 a T^4$
  2. entropy per unit volume $s = 4 a T^3$
  3. pressure $p = a T^4$
  4. power per unit area incident on a surface $I = frac<1><4>uc = sigma T^4$

where $ a = frac<4 sigma> <3 c>$ and $sigma$ is the Stefan Boltzmann constant.

This means that if this kind of radiation is falling on a detector, then the energy flux, also called intensity, is not a freely variable parameter: once the temperature is given, so is the intensity $I$ .

Suppose the detector is not perfectly efficient. In this case the signal strength will depend on the efficiency. One can model this by supposing there is an absorbing layer between the incident radiation and a perfect detector. In this case one of two things can happen. If the absorbing layer is itself passive then eventually it will reach the temperature of the radiation and then it has no net effect so the signal amplitude goes to full strength. Or, if the absorbing layer carries some energy away (e.g. by producing an electric current) then the detector gets a weaker signal. This inefficiency issue can be studied beforehand for any given detector, and thus the detector is calibrated for amplitude. Once calibrated, it can give a precise reading for incident amplitude with the known inefficiency accounted for.

It is a non-trivial fact about General Relativity that, in an expanding space, all these properties of thermal radiation are preserved, and thus, amazing as it may seem, the amplitude of the CMB is not a function of distance from the last scattering surface except through the way cosmic expansion affects the temperature and all the other properties together.

This added note is to address the fact that one can have a body such as a star or an electric filament light bulb that emits radiation with a black body spectrum, and that radiation diminishes in intensity with distance from the source. Such radiation can legitimately be called 'thermal' but it should not be called 'cavity radiation' and it is a moot point whether or not the terminology should allow it to be called 'black body radiation' because it is not homogeneous, so it does not have all the properties of cavity radiation described above. The CMB is (to very good approximation) cavity radiation and at each spatial location there exists a local reference frame in which it is isotropic.


Access options

Get full journal access for 1 year

All prices are NET prices.
VAT will be added later in the checkout.
Tax calculation will be finalised during checkout.

Get time limited or full article access on ReadCube.

All prices are NET prices.


Ask Ethan: How Does The CMB Reveal The Hubble Constant?

If you want to understand where our Universe came from and where it’s going, you need to measure how it’s expanding. If everything is moving away from everything else, we can extrapolate in either direction to figure out both our past and our future. Go backwards, and things will get denser, hotter, and less clumpy. If you know the expansion rate now and what’s in your Universe, you can go all the way back to the Big Bang. Similarly, if you know the expansion rate now and how it’s changing over time, you can go all the way forward to the heat death of the Universe. But one of cosmology’s biggest puzzles is that we have two completely different methods for measuring the Universe’s expansion rate, and they don’t agree. How do we even get those rates? That’s what Lindsay Forbes (no relation) wants to know, asking:

“The Cosmic Microwave Background (CMB) is a very important part of the Big Bang model. How do they calculate H0 from the CMB? I get the [supernova] group. I can see how the recent parallax measurements help to support their observations. I just can’t understand how the [other] group gets from those little dots on the CMB map to what we see now in the sky.”

It’s a very deep question, and one that deserves a good answer. Let’s go into detail and find out.

There are all sorts of measurements we can make about the Universe that reveal its properties. If we want to know how quickly the Universe is expanding, all you need is the right picture in your head. The Universe starts off very hot, dense, and uniform. As it ages, it expands as it expands, it gets:

  • cooler (because the radiation in it gets stretched in wavelength, shifting it towards lower energies and temperatures),
  • less dense (because the number of particles in it stays constant, but the volume increases),
  • and clumpier (because gravity pulls more matter into the denser regions, while preferentially stealing matter away from the less-dense regions).

As all of these things happen, the expansion rate also changes, getting smaller with time. There are many different ways to go about measuring the expansion rate of the Universe, but they all fall into two categories: what I call the “distance ladder” method and what I call the “early relic” method.

The distance ladder method is easier to understand. All you’re going to do is measure objects that you understand, determining both their distance from you and how much the light from them gets shifted by the expansion of the Universe. Do this for enough objects at a variety of distances — including large enough distances — and you’ll reveal how quickly the Universe is expanding, with very small errors and uncertainties.

At this point, there are many different ways of doing this. You can measure individual stars directly, determining their distance simply by measuring them throughout the year. As the Earth moves around the Sun, that tiny change in distance is enough to reveal how much the stars shift by, the same way your thumb shifts relative to the background if you close one eye and then switch eyes.

Once you know how far away those types of stars are — Cepheids, RR Lyrae, certain types of giant stars, etc. — you can look for them in distant galaxies. Because you know how these stars work, you can determine their distances, and therefore the distances to those galaxies.

Then, you can measure properties of those galaxies or objects within those galaxies: rotation properties, velocity dispersions, surface brightness fluctuations, individual events like type Ia supernovae, etc. As long as you can measure the properties you’re seeking, you’ll be able to build a cosmic distance ladder, determining how the Universe has expanded between the time the light was emitted from your distant objects and when it arrived at your eyes.

The early relic methods, as a group, are more complicated in detail, but not necessarily more complicated as a concept. Instead of starting here on Earth and working our way out, deeper and deeper into the distant Universe, we start way back at the Big Bang, and calculate some initial imprint at some stupendously early time. We then measure a signal that’s observable today that’s affected in a specific way by that early imprint.

What’s changed? The Universe has expanded from the Big Bang to the present day. When we measure that imprint today, we can learn how the Universe expanded from the moment that early relic was imprinted to right now, when we measure it. The two most famous “early relic” methods both come from the same source: those initially overdense and underdense regions that provided the seeds for the growth of large-scale structure in the Universe. They show up in the large-scale clustering of galaxies we see in the late-time Universe, and they also show up in the leftover glow from the Big Bang: the Cosmic Microwave Background, or the CMB.

What you’d hope for — indeed, what almost every astrophysicist and cosmologist hoped for — was that no matter how we went out to measure the expansion rate of the Universe, we’d get precisely the same answer. In the late 1990s/early 2000s, we thought we had finally pinned it down. The so-called Key Project from the Hubble Space Telescope, named because it’s goal was to measure the Hubble constant, returned their main results: the Universe was expanding at 72 km/s/Mpc, with an uncertainty of about 10%. But since that 2001 release, these various methods have beaten those uncertainties down further.

This is why there’s such a controversy in cosmology today, by the way: because within the distance ladder class, all the measurements appear to converge on a value that’s 73–74 km/s/Mpc, but within the early relic class, all the measurements appear to converge on a value that’s 67–68 km/s/Mpc. The uncertainties on these values are about 1–2% each, but they differ by about 9% from one another. Unless something is fundamentally wrong with one of these classes of measurement or there’s some type of physics we aren’t accounting for, this mystery isn’t really going anywhere anytime soon.

If we want to understand where that CMB value comes from, you have to understand what the CMB is and what it’s telling us. The early Universe was hot and dense: so hot and so dense that, at some point long ago, it wasn’t possible to form neutral atoms. Anytime a proton or any atomic nucleus encountered an electron, the electron would attempt to bind to it, cascading down the various energy levels and emitting photons.

But if your Universe is too hot, there are going to be photons that are energetic enough to kick those electrons right back off again. It’s only once the Universe has had enough time to expand and cool, and all the photons in it have cooled (on average) to below a certain temperature, that you can form those neutral atoms. At that point, when the neutral atoms form, those photons stop bouncing off of the free electrons — because there are no more free electrons they’ve all been bound up in neutral atoms — and that light simply does what it does: travel in a straight line at the speed of light until it hits something.

Of course, most of that light hasn’t hit anything, because space is mostly empty. When we look out at the sky today, we see that leftover light, although we don’t see it exactly as it was when it was released by those neutral atoms. Instead, we see it as it is today, after journeying through the expanding Universe for some 13.8 billion years. It was about 3,000 K in temperature when the Universe first became neutral it’s cooled down to 2.7255 K today. Instead of peaking in the visible part of the spectrum or even the infrared part, the light has shifted so severely it now appears in the microwave portion of the spectrum.

That 2.7255 K is the same everywhere: in all directions that we look. At least, it’s approximately the same everywhere. We’re moving through the Universe relative to this background of light, causing the direction we’re moving in to appear hotter and the direction we’re moving away from to appear colder. When we subtract that effect out, we discover that down at about the 0.003% level — temperature differences of only tens or hundreds of micro-degrees — there are temperature fluctuations: places that are ever so slightly hotter or colder than average.

This is the crux of the big question: how do we get the expansion rate from these measurements of temperature and temperature fluctuations?

Honestly, it’s one of the greatest achievements for both theoretical and observational cosmology combined. If you start with a Universe with a known set of ingredients at the earliest times — at the start of the hot Big Bang — and you know the equations that govern your Universe, you can calculate how your Universe will evolve from that early stage until 380,000 years have passed: the time that the Universe has cooled to 3,000 K and will release the CMB.

Every different set of ingredients that you put in will have its own unique CMB that it produces. If you calculate how a Universe behaves with normal matter and radiation only, you only get about half the “wiggle” features that you’d get in a Universe with dark matter, too. If you add too much normal matter, the peaks get too high. If you add in spatial curvature, the size scales of the fluctuations change, getting smaller or larger (on average) depending on whether the curvature is positive or negative. And so on.

What’s fascinating about doing this analysis is that there are certain parameters that you can all vary together — a little more dark and normal matter, a little more dark energy, a lot more curvature, a slower expansion rate, etc. — that will all yield the same patterns of fluctuations. In physics, we call this a “degeneracy,” like how when you take the square root of four, you get multiple possible answers: +2 and -2.

Well, the temperature spectrum of the CMB is inherently degenerate: there are multiple possible cosmologies that can reproduce the patterns we see. But there are other components to the CMB as well, besides the temperature spectrum. There’s polarization. There’s a temperature-polarization cross-spectrum. There are different initial sets of fluctuations that the Universe could start off with in different models of inflation. When we look at almal of the data together, there are only a small subset of models that can survive and successfully reproduce the CMB that we see. Even though it’s detailed, I’ve included what I’d call “the money plot” below.

As you can see, the range of possible cosmologies that can work to fit the CMB are fairly narrow. The best-fit value comes in at 67–68 km/s/Mpc for the expansion rate, corresponding to a Universe with about 32% matter (5% normal matter and 27% dark matter) and 68% dark energy. If you try to move the expansion rate lower, you need more normal-and-dark matter, less dark energy, and a slight amount of positive spatial curvature. Similarly, if you try to move the expansion rate higher, you need less total matter and more dark energy, and possibly a little bit of negative spatial curvature. There’s very little actual wiggle-room, especially when you start considering other independent constraints.

The abundances of the light elements, for instance, tell us precisely how much normal matter exists. The measurements of galaxy clusters and large-scale structure tell us how much total matter, normal and dark combined, exists. And all the different constraints, together, tell us the age of the Universe: 13.8 billion years, with an uncertainty of only

1%. The CMB is not just one data set, but many, and they all point towards the same picture. It’s all self-consistent, but it doesn’t paint the same picture that the cosmic distance ladder does. Until we figure out why, this will remain one of the biggest conundrums in modern cosmology.