कैसे प्लैंक का खगोलीय उपग्रह हमेशा के लिए ब्रह्मांड की हमारी धारणा बदल गया

बिग बैंग के अवशिष्ट चमक का पता लगाने के लिए लगातार नई उपग्रह इमेजरी के लिए धन्यवाद बढ़ रहा है। प्लैंक उपग्रह के नवीनतम, अंतिम परिणाम हमें ब्रह्मांड की सबसे सटीक तस्वीर देते हैं।

उस समय से 50 वर्ष से अधिक समय बीत चुके हैं जब मानव जाति ने आकाश के सभी हिस्सों से आने वाली कम ऊर्जा वाले माइक्रोवेव विकिरण की एक समान धारा की खोज की थी। यह पृथ्वी से नहीं आता है, सूर्य से नहीं, और गैलेक्सी से भी नहीं; यह किसी भी स्टार या आकाशगंगा के बाहर के स्थानों से आता है जिसे हमने कभी देखा है। और हालांकि उनके खोजकर्ताओं को पहले नहीं पता था कि उनका क्या मतलब था, भौतिकविदों का एक समूह जो उनसे दूर नहीं था, पहले से ही इस सुविधा को ठीक से खोजने के लिए एक प्रयोग विकसित कर रहा था: बिग बैंग की सैद्धांतिक अवशिष्ट चमक।

पहले इसे प्राइमर्डियल फायरबॉल कहा जाता था, और फिर हमने इसे रिडिक्ट रेडिएशन (RI) [ या कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड, कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) / लगभग] कहा। ट्रांस। ], और इसके गुणों को पहले से ही सबसे छोटे विवरण में मापा गया है। 2009 में शुरू की गई यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी के खगोलीय उपग्रह प्लैंक का सबसे उन्नत वेधशाला है। उपग्रह ने कई वर्षों के लिए डेटा का एक पूरा सेट एकत्र किया, और वैज्ञानिकों ने अभी पूरा किया है और उनके अंतिम विश्लेषण को प्रकाशित किया है । और यहाँ है कि कैसे उसने हमेशा के लिए ब्रह्मांड के बारे में हमारा दृष्टिकोण बदल दिया ।


बिग बैंग, आरआई से अवशिष्ट ल्यूमिनेंस, सजातीय नहीं है, और कई सौ माइक्रोकेल्विन की सीमा में कई छोटे खामियों और तापमान में उतार-चढ़ाव है। और यद्यपि यह गुरुत्वाकर्षण विकास के बाद की अवधि में एक बड़ी भूमिका निभाता है, यह याद रखना महत्वपूर्ण है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में, साथ ही साथ हमारे दिनों के बड़े पैमाने पर ब्रह्मांड, विषमता केवल 0.01% के मूल्यों तक पहुंचते हैं। प्लैंक की खोज की और इन उतार-चढ़ावों को मापा, जो पहले उपलब्ध नहीं थे।

ब्रह्मांड की शैशवावस्था की यह तस्वीर, जो प्रकाश को उत्सर्जित करती है, जब वह केवल 380,000 साल पुरानी थी, अब तक की सबसे अच्छी है। 1990 के दशक की शुरुआत में, COBE उपग्रह ने हमें इसके लिए पहला दृष्टिकोण दिया, लगभग 7 डिग्री के संकल्प के साथ पूरे आकाश के लिए एक आरआई मानचित्र। लगभग 10 साल पहले, WMAP संकल्प को आधा डिग्री तक बढ़ाने में सक्षम था।

प्लैंक के बारे में क्या? प्लांक इतना संवेदनशील है कि इसकी सीमाएँ 0.07 ° तक के रिज़ॉल्यूशन के साथ काम करने में सक्षम उपकरणों के कारण नहीं बल्कि यूनिवर्स के मूलभूत खगोल भौतिकी द्वारा होती हैं! दूसरे शब्दों में, ब्रह्मांड के विकास के इस स्तर पर प्लैंक की तुलना में बेहतर छवि प्राप्त करना असंभव है। रिज़ॉल्यूशन बढ़ाने से आपको अंतरिक्ष के बारे में अधिक जानकारी नहीं मिलेगी।


COBE, पहला RI उपग्रह, 7, के रिज़ॉल्यूशन के साथ उतार-चढ़ाव मापा गया। WMAP ने पांच अलग-अलग फ्रीक्वेंसी रेंज में 0.3 ° के रिज़ॉल्यूशन को बेहतर बनाने में कामयाबी हासिल की और प्लैंक ने नौ अलग-अलग फ़्रीक्वेंसी रेंज में 5 मिनट के कोण (0.07 °) तक की सटीकता के साथ माप लिया।

इसके अलावा, प्लैंक पिछले उपग्रहों की तुलना में किसी भी अन्य की तुलना में आवृत्ति रेंज (कुल मिलाकर, नौ में) में इस विकिरण और इसके उतार-चढ़ाव को मापने में सक्षम था। COBE में चार रेंज (और केवल तीन उपयोगी वाले) थे, और WMAP में पांच थे। COBE तापमान में उतार-चढ़ाव को 70 μK तक माप सकता है; प्लैंक 5 μK की सटीकता में सुधार करने में सक्षम था।

उच्च संकल्प, इस प्रकाश के ध्रुवीकरण को मापने की क्षमता, और विभिन्न आवृत्ति रेंज ने हमें हमारी गैलेक्सी में धूल से उत्पन्न प्रभावों को समझने, मापने और घटाने में पहले से कहीं बेहतर तरीके से मदद की। बिग बैंग के अवशिष्ट चमक को समझने के लिए, समान सटीकता के साथ उन प्रभावों का अध्ययन करना आवश्यक है जो वांछित संकेत को प्रदूषित कर सकते हैं। यह कदम किसी भी ब्रह्मांड संबंधी जानकारी को पुनः प्राप्त करने से पहले किया जाना था।


प्लैंक द्वारा प्राप्त मिल्की वे का पूर्ण धूल मानचित्र गैलेक्सी में धूल के वितरण का दो-आयामी कम-रिज़ॉल्यूशन मानचित्र दिखाता है। इस "शोर" को हमारी पृष्ठभूमि प्रागैतिहासिक कॉस्मिक सिग्नल को फिर से बनाने के लिए घटाया जाना चाहिए।

प्रारंभिक ब्रह्मांड से पूर्ण संकेत प्राप्त करने के बाद, इसका विश्लेषण किया जा सकता है और सभी संभावित जानकारी निकाली जा सकती है। इसका मतलब है कि बड़े, मध्यम और छोटे पैमाने पर होने वाले तापमान में उतार-चढ़ाव, जैसे कि जानकारी:

• ब्रह्मांड में कितना सामान्य पदार्थ, डार्क मैटर और डार्क एनर्जी है,
• घनत्व के उतार-चढ़ाव का प्रारंभिक वितरण और स्पेक्ट्रम क्या था,
• ब्रह्मांड का आकार और वक्रता क्या है।

गर्म और ठंडे स्थानों पर तापमान के मूल्यों, साथ ही साथ उनके पैमाने, ब्रह्मांड की वक्रता का संकेत देते हैं। हमारे आयामों में से सबसे अच्छा हमें एक सपाट ब्रह्मांड देता है। Baryonic ध्वनिक दोलनों और RI मिलकर इस माप की त्रुटि को 0.1% तक सीमित करने के लिए सर्वोत्तम तरीके प्रदान करते हैं।

विभिन्न पैमानों पर क्या हो रहा है, यह एक दूसरे पर निर्भर नहीं करता है, बल्कि यह ब्रह्मांड की रचना पर बहुत निर्भर करता है। हम इस विकिरण के ध्रुवीकरण गुणों का भी अध्ययन कर सकते हैं, और उदाहरण के लिए और भी अधिक जानकारी प्राप्त कर सकते हैं:

• जब ब्रह्मांड का पुनर्निर्माण हुआ (और, तदनुसार, तारों का निर्माण एक निश्चित सीमा तक पहुंच गया),
• क्या उतार-चढ़ाव थे जो क्षितिज के पैमाने को पार कर गए थे,
• क्या हम गुरुत्वाकर्षण तरंगों की क्रिया का परिणाम देख सकते हैं,
• एक बार में न्यूट्रिनों की मात्रा और तापमान

और भी बहुत कुछ। यद्यपि हमारे द्वारा प्राप्त किया गया RI तापमान अभी भी 2.725 K के स्तर पर बना हुआ है, बहुत अधिक हमें कई दशकों से ज्ञात है। यह सब देखते हुए, इस तरह से प्लैंक ने हमेशा के लिए ब्रह्मांड के बारे में हमारी समझ बदल दी।


प्लैंक उपग्रह डेटा ने अतिरिक्त डेटा सेटों के साथ मिलकर हमें ब्रह्मांड संबंधी मापदंडों के संभावित मूल्यों पर बहुत सख्त प्रतिबंध दिए। विशेष रूप से, हबल विस्तार दर ६, से ६ km किमी / वर्ग मीटर तक थी।

ब्रह्मांड में अधिक मामला था, और इसकी विस्तार दर हमारे विचार से कम थी। प्लैंक से पहले, हम मानते थे कि ब्रह्मांड में 26% पदार्थ और 74% डार्क एनर्जी थी, और विस्तार की गति लगभग 70 किमी / सेकंड / एमसीपी थी।

और अब?

ब्रह्मांड में, 31.5% पदार्थ निकला (जिनमें से 4.9% सामान्य है, और बाकी अंधेरा है), 68.5% अंधेरे ऊर्जा है, और विस्तार की गति 67.4 किमी / एस / एमपीसी है। इसके अलावा, गति में इतनी छोटी त्रुटि (~ 1%) है कि यह दूरी की अंतरिक्ष सीढ़ी के आधार पर किए गए मापों के साथ संघर्ष करता है , जिसमें से गति 73 किमी / एस / एमपीसी है। यह शायद ब्रह्मांड की आधुनिक अवधारणा से संबंधित सभी का सबसे बड़ा विरोधाभास है।


आरआई के उतार-चढ़ाव पर डेटा से मेल खाने के लिए आवश्यक न्यूट्रिनो प्रजातियों की संख्या का समायोजन। ये डेटा 1.95 K के बराबर ऊर्जावान रूप से एक न्यूट्रिनो पृष्ठभूमि के अनुरूप है, जो एक्स-रे फोटॉन की तुलना में बहुत कम है। प्लैंक से हाल के परिणाम भी निश्चित रूप से सिर्फ तीन प्रकार के प्रकाश न्यूट्रिनो की ओर इशारा करते हैं।

हमने प्लैंक से सीखा कि न्यूट्रिनो के केवल तीन प्रकार हैं, और यह कि प्रत्येक प्रजाति का द्रव्यमान 0.4 eV / s ² से अधिक नहीं हो सकता है: यह एक इलेक्ट्रॉन से 10 मिलियन गुना छोटा है। हम जानते हैं कि इन न्यूट्रिनो का लौकिक तापमान RI फोटॉन के तापमान / गतिज ऊर्जा के 72% से मेल खाता है; यदि उनके पास कोई द्रव्यमान नहीं था, तो आज उनका तापमान 2 K होगा।

हम यह भी जानते हैं कि समग्र स्थानिक वक्रता के संदर्भ में ब्रह्मांड बहुत, बहुत सपाट है। बड़े पैमाने पर संरचनाओं के निर्माण पर डेटा के साथ प्लैंक से डेटा को जोड़कर, हम यह स्थापित कर सकते हैं कि ब्रह्मांड की वक्रता 1/1000 से अधिक नहीं है, अर्थात, ब्रह्मांड पूरी तरह से फ्लैट से अप्रभेद्य है।


आरआई उतार-चढ़ाव मुद्रास्फीति द्वारा उत्पादित प्राथमिक उतार-चढ़ाव पर आधारित हैं। विशेष रूप से, बड़े पैमाने पर (बाएं) पर ग्राफ के सपाट हिस्से को मुद्रास्फीति के बिना नहीं समझाया जा सकता है। एक सीधी रेखा उन बीजों को इंगित करती है जहाँ से dips और चोटियों का पैटर्न यूनिवर्स के पहले 380,000 वर्षों के दौरान दिखाई देगा, यह मानते हुए कि n _s = 1. प्लैंक से डेटा का वास्तविक स्पेक्ट्रम एक छोटा लेकिन महत्वपूर्ण विचलन देता है: n _s = 0.965

हमारे पास आज भी सबसे अच्छा सबूत है कि घनत्व में उतार-चढ़ाव लौकिक मुद्रास्फीति सिद्धांत के पूर्वानुमान के साथ पूरी तरह से मेल खाते हैं। सबसे सरल मुद्रास्फीति मॉडल यह अनुमान लगाते हैं कि यूनिवर्स जिस उतार-चढ़ाव के साथ पैदा हुआ था, वह सभी पैमानों पर एक समान था, और बड़े पैमाने पर वे छोटे लोगों की तुलना में थोड़ा मजबूत थे।

प्लैंक के लिए, इसका मतलब है कि वह जो मात्रा प्राप्त कर सकता है, उसमें से एक, n _s , लगभग 1 होना चाहिए, लेकिन उससे थोड़ा कम होना चाहिए। प्लैंक के माप सभी के सबसे सटीक बन गए, और पूरी तरह से मुद्रास्फीति की पुष्टि की: n _s = 0.965, 0.05% से कम की त्रुटि के साथ।


अकेले प्लैंक के डेटा अंधेरे ऊर्जा की स्थिति के समीकरण पर बहुत सख्त प्रतिबंध नहीं देते हैं। लेकिन अगर हम उन्हें बड़े पैमाने पर संरचनाओं और सुपरनोवा पर डेटा के एक पूर्ण सेट के साथ जोड़ते हैं, तो हम निश्चित रूप से प्रदर्शित कर सकते हैं कि अंधेरे ऊर्जा एक शुद्ध ब्रह्मांडीय स्थिरांक (दो धराशायी लाइनों के चौराहे) में बहुत अच्छी तरह से फिट होती है।

इस बात का भी सवाल है कि क्या डार्क एनर्जी वास्तव में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक है, और यह RI और यूनिवर्स के सबसे दूर के कोनों से डेटा दोनों के लिए बहुत संवेदनशील है - उदाहरण के लिए, Ia सुपरनोवा टाइप करें। यदि डार्क एनर्जी एक आदर्श ब्रह्माण्डीय स्थिरांक है, तो पैरामीटर w द्वारा निर्दिष्ट राज्य का समीकरण, बिल्कुल बराबर होना चाहिए।

मापा मूल्य?

हमने पाया कि w = -1.03, 0.03 की त्रुटि के साथ। अन्य विकल्पों के पक्ष में साक्ष्य नहीं देखे गए हैं, यानी बिग संपीड़न और बिग गैप इस डेटा का समर्थन नहीं करते हैं।


ब्रह्मांड में डार्क मैटर, नॉर्मल मैटर और डार्क एनर्जी की मात्रा के अनुपात का हमारा सबसे अच्छा माप है, और वे 2013 में कैसे बदल गए: प्लैंक से पहले और पहले प्लैंक डेटा जारी होने के बाद। प्लैंक से प्राप्त अंतिम परिणाम पहले के 0.2% से अधिक नहीं है।
बाएं - पहले, दाएं - बाद। परिणामस्वरूप, हमारे पास 68.3% डार्क एनर्जी, 26.8% डार्क मैटर और 4.9% साधारण पदार्थ है

अन्य मूल्यों में थोड़ा बदलाव आया है। ब्रह्मांड पहले की तुलना में थोड़ा पुराना (13.7 बिलियन वर्ष के बजाय 13.8) है; WMAP द्वारा दिखाए गए की तुलना में मनाया यूनिवर्स के किनारे की दूरी थोड़ी कम (46.5 बिलियन प्रकाश वर्ष के बजाय 46.1) है; मुद्रास्फीति द्वारा बनाई गई गुरुत्वाकर्षण लहर के परिमाण पर प्रतिबंधों में थोड़ा सुधार हुआ है। टेंसर-स्केलर अनुपात पैरामीटर, आर, प्लैंक तक 0.3 के मान से ऊपर से घिरा हुआ था। अब, बड़े पैमाने पर संरचनाओं और अन्य प्रयोगों (उदाहरण के लिए, बीआईसीईपी 2 और केके मैसिफ) पर प्लैंक के डेटा के साथ, हम आत्मविश्वास से कह सकते हैं कि आर <0.07। यह पहले से संभव कई मुद्रास्फीति पैटर्न को बाहर करता है।


वर्टिकल स्केलर के लिए टेन्सर का अनुपात है ®, क्षैतिज है स्केलर स्पेक्ट्रल इंडेक्स (n), जो प्लैंक द्वारा निर्धारित किया गया है और सुपरनोवा और बड़े पैमाने पर संरचनाओं पर डेटा। ध्यान दें कि यदि n _s अच्छी तरह से बंधा हुआ है, तो यह r के बारे में नहीं कहा जा सकता है। यह संभावना है कि आर बेहद छोटा हो जाएगा (0.001 या उससे भी कम तक)। प्लैंक की सीमाएं, सबसे अच्छी उपलब्ध के बावजूद, अभी भी पर्याप्त नहीं हैं।

और अब, इस सारे डेटा के साथ, ब्रह्मांड और इसके घटकों के बारे में क्या विचार हैं, हम "हां", और कौन सा "नहीं" कह सकते हैं?

• हाँ - मुद्रास्फीति, नहीं - इसके बाद गुरुत्वाकर्षण तरंगों के लिए।
• हां - मानक मॉडल के तीन सुपर-लाइट न्यूट्रिनो के साथ, नहीं - एक्सटेंशन के साथ।
• हां - थोड़ा धीमा विस्तार, एक पुराने ब्रह्मांड, नहीं - स्थानिक वक्रता का कोई सबूत।
• हां - थोड़ा अधिक डार्क मैटर और सामान्य पदार्थ, हां - थोड़ी कम डार्क एनर्जी।
• नहीं - बदलती डार्क एनर्जी, ग्रेट गैप और ग्रेट कम्प्रेशन।

प्लैंक सहयोग के अंतिम परिणाम ब्रह्माण्ड विज्ञान की भविष्यवाणियों और डेटा (लाल डॉट्स और काली त्रुटियों) के साथ डार्क एनर्जी और डार्क मैटर (ब्लू लाइन) की प्रचुरता के बीच एक बेहद सटीक मिलान प्रदर्शित करते हैं। सभी 7 ध्वनिक चोटियाँ पूरी तरह से डेटा से मेल खाती हैं।

सबसे महत्वपूर्ण बात, 5% सामान्य पदार्थ, 27% डार्क मैटर और 68% डार्क एनर्जी के साथ यूनिवर्स के व्यवहार की प्रेक्षित आरआई और सैद्धांतिक भविष्यवाणियों के बीच अभूतपूर्व सटीकता के साथ जबरदस्त स्थिरता है। इनमें से कुछ मूल्य 1-2% के भीतर उतार-चढ़ाव कर सकते हैं, लेकिन ब्रह्मांड बड़ी मात्रा में अंधेरे पदार्थ और अंधेरे ऊर्जा के बिना मौजूद नहीं हो सकता है। वे वास्तविक हैं, वे आवश्यक हैं, और उनकी भविष्यवाणियां पूरी तरह से पूरे डेटा सेट से मेल खाती हैं।

मुद्रास्फीति, न्यूट्रिनो भौतिकी और बिग बैंग को अतिरिक्त पुष्टि मिली है, और विकल्प और विशेष विकल्प अधिक सीमित हो गए हैं। निश्चित रूप से, जैसा कि प्लैंक सहयोग लिखता है, "हमें आधार लैम्ब्डा-सीडीआर मॉडल के विस्तार की आवश्यकता के ठोस सबूत नहीं मिले हैं।" अंत में, हम अत्यधिक विश्वास के साथ कह सकते हैं कि ब्रह्मांड किस चीज से बना है।