الفلك

هل الكون شفاف بشكل مجهري تجاه الإشعاع CMB؟ هل تعترض النجوم والغبار الكسر صغير جدًا بحيث لا يحتوي على عامل تصحيح؟

هل الكون شفاف بشكل مجهري تجاه الإشعاع CMB؟ هل تعترض النجوم والغبار الكسر صغير جدًا بحيث لا يحتوي على عامل تصحيح؟


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.

خلفية

السؤال لماذا تستمر بعض الموجات الكهرومغناطيسية في السفر بينما يختفي البعض الآخر؟ مثير للاهتمام ، وبالإضافة إلى الإجابة هناك بدأت أكتب:

هذه إجابة تكميلية لإجابة @ ConnorGarcia باستخدام المثال الوارد في السؤال. إنها ليست دقيقة للغاية ولكنها تتناول جزءًا من السؤال:

إشعاع الخلفية الكونية المنبعث عندما كان الكون صغيرًا جدًا لا يزال موجودًا. لكن يبدو أن إشارة wifi الخاصة بي تختفي على مسافة قصيرة من شقتي. لماذا ا؟

تخيل أنك تتجول في وسط مدينة باستخدام جهاز استقبال يمكنه سحب 900 ميجاهرتز إلى 5 جيجاهرتز. سيخبرك أنك في "حساء" فوتونات الراديو ؛ لا يهم أين تذهب داخل المدينة التي سوف ...

ثم أدركت أنني لا أعرف ما الذي أتحدث عنه.

سؤال

لذا بدلاً من ذلك ، أود أن أسأل عما يلي:

أعتقد أن فوتونات CMB يُعتقد أنها "فوتونات نقية" بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم بدلاً من امتصاصها وإعادة بثها وتحويلها إلى حرارة ، ويبدو أنني أتذكر مؤخرًا قراءة إجابة هنا أو في Physics SE تقول أن أطياف CMB المقاسة ( في أي اتجاه) يتناسب مع توزيع بلانك مع انبعاث الوحدة ؛ لم يكن هناك "فدج" أو عامل تحجيم أمام الإشعاع الطيفي المطلق المقاس.

لكن الآن لا يمكنني العثور على هذه الإجابة في أي مكان!

معا هؤلاء يقترحون لي ذلك عيانيًا الكون شفاف بشكل أساسي بالنسبة لـ CMB ، والجزء الذي يتم اعتراضه بواسطة النجوم والغبار بيننا وهو صغير جدًا بحيث لا يتطلب عامل تصحيح.

سؤال: هل حصلت على هذا الحق؟


اسمحوا لي أن أضيف إضافة بسيطة إلى إجابة إريك الممتازة.

الطريقة الأساسية التي تتفاعل بها فوتونات CMB مع المادة هي عن طريق تشتت الإلكترونات في البلازما. بعد إعادة التركيب (الانزياح الأحمر $ sim 1100 $، بعد حوالي 370 ألف سنة من الانفجار العظيم) ، كانت المادة الباريونية في الكون بأغلبية ساحقة ليس تأين ، لذلك لم يكن هناك أي إلكترونات حرة لتشتت فوتونات CMB. ولكن بدءًا من الانزياح نحو الأحمر أو 10 أو نحو ذلك (بعد بضع مئات الملايين من السنين) ، بدأ شيء ما في "إعادة تأين" ذرات H و He ، لدرجة أن معظم الكون تأين مرة أخرى بانزياح أحمر يبلغ حوالي 6 (حوالي مليار مليار) بعد سنوات من الانفجار العظيم). (يُفهم هذا "الشيء" عمومًا على أنه الأشعة فوق البنفسجية من الأجيال الأولى من النجوم ، بمساعدة الأشعة فوق البنفسجية من نوى المجرة النشطة.)

يمكن لفوتونات CMB التي تنتقل عبر الكون المعاد تأينه أن تتفاعل مع الإلكترونات في البلازما المعاد تأينها - في الغالب في وقت سابق ، لأن الكون المتوسع يخفف البلازما ويجعل من الصعب على الفوتونات مواجهة الإلكترون. للإلكترونات في البلازما ذات درجات حرارة تبلغ $ sim 100،000 دولار K أو أقل (وهو الجزء الأكبر من الكون!) ، يأخذ هذا شكل تشتت طومسون ، والذي له تأثير صافي لتغيير مسارات الفوتونات وزيادة استقطابها ؛ التأثير السابق يقدم تأثير ضبابي طفيف. ومع ذلك ، فإنه لا يغير التوزيع العام لطاقات الفوتون ، وبالتالي فإن طيف الجسم الأسود CMB لا يتأثر. نظرًا لإجابة Physics stackexchange بملاحظات pela ، يتم حساب هذا التأثير كجزء من تحليل CMB ، والتقديرات الحالية هي العمق البصري الكلي $ tau $ (من إعادة التركيب إلينا) من $ سيم 0.06 دولار، مما يعني ذلك فقط $ sim 6 $٪ من فوتونات CMB ينتهي بها الأمر مبعثرة بهذه الطريقة.

ومع ذلك ، في مجموعات المجرات الضخمة ، تكون البلازما بين المجرات أكثر كثافة و أكثر سخونة، مع درجات حرارة تصل $ sim 10 $ مليون كلفن أو أعلى. تتحرك الإلكترونات ذات درجات الحرارة مثل هذه بأجزاء مهمة من سرعة الضوء ، وتشتت الفوتونات في عملية تسمى تشتت كومبتون العكسي. وهذا يشمل الانحراف والاستقطاب الملحوظ في تشتت طومسون ؛ لكنها أيضًا ، في المتوسط ​​، يعزز طاقات الفوتون. هذا له تأثير تحويل درجة حرارة CMB الملاحظة إلى قيم أعلى قليلاً. تم بالفعل قياس "تأثير Sunyaev-Zeldovich (SZ)" ، ويستخدم في بعض الحسابات الكونية. ومع ذلك ، نظرًا لأن جزءًا صغيرًا جدًا من حجم الكون هو في شكل مجموعات مجرية ، فإن هذا له تأثير إجمالي صغير جدًا ؛ العمق البصري SZ من خلال كتلة ضخمة فقط $ سيم 0.01 دولار، لذلك حتى هناك حوالي 1٪ فقط من الفوتونات تتأثر.


بالنسبة للجزء الأكبر ، تنتقل فوتونات CMB مباشرة إلى تلسكوباتنا من سطح آخر انتثار. يجب إجراء بعض التصحيحات لتحديد طبيعة الجسم الأسود للطيف ، لكنها ليست تصحيحات استيعاب من الفوتونات.

يتم عرض التصحيحين الرئيسيين بوضوح من خلال تسلسل صور COBE:

(من هنا).

أولاً ، حركتنا كمراقبين ، بالنسبة للإطار الآخر للإشعاع CMB ، تشوه شكل الجسم الأسود أحادي درجة الحرارة ، مما يجعلها تبدو أكثر سخونة في اتجاه واحد وأكثر برودة في الاتجاه المعاكس.

بمجرد إزالة هذا (عن طريق إزاحة تردد تعتمد على موضع السماء) ، فإن المقدمة انبعاث تظهر مجرة ​​درب التبانة (اللوحة الوسطى) ، ويجب نمذجة ذلك وطرحه. يكون الغبار في مجرتنا أكثر سخونة في المتوسط ​​من CMB ، لذلك يمكن قياس مساهمته جيدًا من خلال المراقبة على مدى من الأطوال الموجية ، وبالطبع يتركز بشكل كبير في اتجاه المستوى المجري.

بعد طرح ذلك ، فإن الانبعاث المتبقي (اللوحة السفلية) هو انبعاث الجسم الأسود بدقة عالية للغاية ، وبالطبع الهيكل المتبقي الذي يعطينا الكثير من المعلومات المثيرة للاهتمام حول الكون المبكر.

هنا جزء من فقرة ختامية رئيسية من Mather et al. 1992 ورقة عن قياس الطيف:

يتوافق طيف FIRAS لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي مع طيف الجسم الأسود بدقة عالية. طيف CMBR هو نتيجة تركيب نموذج يتضمن ثنائي القطب وخريطة غبار مشتقة من بيانات 240 ميكرون ، باستثناء منطقة حول مركز المجرة. درجة الحرارة النهائية هي 2.726 +/- 0.010 كلفن (95٪ CL نظامي) ، حيث يسود الخطأ تقديرنا لأخطاء القياس الحراري.

لذا فهم يغيرون الانبعاث ويطرحون الانبعاث الأمامي ، لكنهم لا يطبقون أي تصحيح شامل لـ استيعاب من الانبعاث.


شاهد الفيديو: نظرية الانفجار العظيم (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Fitz Water

    برافو ، عبارة ممتازة وهي على النحو الواجب

  2. Denney

    قال بثقة ، رأيي واضح. أنصحك بمحاولة البحث عن Google.com

  3. Eumaeus

    أؤكد. كل ما سبق صحيح.



اكتب رسالة