Ini adalah cahaya tertua dan paling jauh dari kita. Tapi di mana tepatnya letaknya?

Dikatakan bahwa kita membiarkan cahaya kita bersinar, dan kemudian kita tidak perlu memberi tahu semua orang bahwa itu bersinar. Mercusuar tidak menembakkan meriam untuk menarik perhatian cahaya mereka - mereka hanya bersinar.
- Dwight L. Moody

Jika Anda melihat bagian-bagian jauh dari Semesta, Anda akan melihat ke masa lalu, karena kecepatan cahaya terbatas, meskipun sangat hebat. Jadi, melihat objek terjauh dari yang terlihat, pada cahaya pertama yang dirasakan oleh peralatan kita, kita harus mencapai sesuatu. Dalam kasus Alam Semesta kita, sejauh yang kita tahu, ini akan menjadi sisa cahaya dari Big Bang: radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Anda semua mengirim sejumlah besar pertanyaan, dan minggu ini saya memutuskan untuk menjawab pertanyaan David English:

Kami melihat gambar populer KMFI dalam bentuk globe. Itu mengelilingi kita. Seperti yang saya pahami, KMFI adalah gambar paling awal dari alam semesta. Karena kita melihat ke masa lalu ketika kita mengamati objek yang jauh, KMFI secara logis harus menjadi yang terjauh dari semuanya. Ini berarti bahwa KMFI berada di ujung jagat raya, tetapi tidak demikian halnya. Ruang tidak terbatas, sejauh yang kita tahu, dan ujungnya tidak kita lihat. Jadi di mana KMFI, kalau bukan di ujung jagat raya?

Mari kita mulai dengan Big Bang, lalu datang ke KMFI.

Ketika Big Bang mulai - setelah inflasi kosmik, yang berlangsung selama waktu yang tidak terbatas - Semesta memiliki sifat-sifat berikut:
• Itu besar. Kemungkinan besar, jauh lebih banyak (setidaknya ratusan kali) daripada bagian yang kami ulas.
• Sangat homogen - dengan kepadatan energi yang sama - rata-rata untuk 1 bagian dari 10.000.
• Sangat panas. Energi itu setidaknya 10.000.000 kali lebih besar dari tingkat tertinggi yang dapat dicapai di Large Hadron Collider.
• Dia juga padat. Kepadatan radiasi, materi, dan antimateri adalah triliunan kali lebih besar daripada inti uranium.
• Namun itu berkembang sangat cepat dan dingin pada saat yang sama.

Di sinilah kami mulai. Ini adalah masa lalu kita 13,8 miliar tahun lalu.

Tetapi dengan ekspansi dan pendinginan, beberapa hal menakjubkan terjadi dalam sejarah ruang kita, dan di mana-mana pada saat bersamaan. Pasangan materi / antimateri yang tidak stabil musnah ketika Semesta telah mendingin di bawah ambang batas suhu yang diperlukan untuk penampilan spontan mereka. Akibatnya, kami dihadapkan dengan sejumlah kecil materi, yang entah bagaimana mulai menang atas antimateri.

Dengan penurunan suhu, fusi nuklir antara proton dan neutron mulai terjadi, yang menyebabkan munculnya elemen yang lebih berat. Dan meskipun banyak waktu - dari 3 hingga 4 menit (dan ini adalah keseluruhan kehidupan di awal Semesta) - mengambil pembentukan deuterium, langkah pertama (deuteron adalah satu proton dan satu neutron) dalam semua reaksi nuklir, sejak saat itu kita mendapatkan banyak helium dan hidrogen, serta sejumlah kecil lithium.

Unsur-unsur pertama dari alam semesta terbentuk di sini di lautan neutron, foton, dan elektron terionisasi.

Dibutuhkan energi dari urutan beberapa MeV untuk sintesis unsur-unsur berat dari cahaya, tetapi jika Anda perlu membentuk atom netral, perlu bahwa energi turun ke beberapa eV - sekitar satu juta kali.

Pembentukan atom netral sangat penting untuk melihat apa yang terjadi. Karena terlepas dari jumlah cahaya yang tersedia, jika terganggu oleh kawanan besar elektron yang mengambang di sekitar, cahaya ini akan tersebar oleh mereka menurut proses yang dikenal sebagai hamburan Thomson (dan untuk energi tinggi - Compton).

Dan walaupun Anda memiliki kerapatan elektron bebas yang cukup tinggi, semua cahaya ini, hampir terlepas dari energinya, akan dipantulkan dan tersebar, bertukar energi dan menghancurkan informasi apa pun dalam benturan (atau lebih tepatnya, mengacak). Sampai atom netral muncul yang memerangkap elektron sehingga foton dapat bergerak bebas, tidak ada yang bisa "dilihat" (setidaknya tidak dengan bantuan cahaya).

Ternyata untuk Alam Semesta ini perlu mendingin hingga suhu 3000 K. Ada lebih banyak foton daripada elektron (sekitar satu miliar kali), jadi Anda perlu mencapai suhu "sangat rendah" sehingga energi tertinggi foton - foton yang memiliki energi untuk ionisasi hidrogen - jatuh di bawah batang energi kritis ini. Pada saat itu, Semesta telah tiba 380.000 tahun, dan prosesnya sendiri berlangsung sekitar 100.000 tahun.

Ini terjadi di mana-mana secara bersamaan, bertahap, dan pada akhir proses semua cahaya Semesta akhirnya mendapat kesempatan untuk terbang ke segala arah dengan kecepatan cahaya. KMPI dipancarkan ketika alam semesta berusia 380.000 tahun, dan pada saat emisi itu bukan cahaya "microwave": itu adalah inframerah, dengan beberapa bagian dari suhu yang sedemikian tinggi sehingga dapat dilihat dengan mata manusia, jika ada orang yang menonton maka pada dia.

Kami memiliki cukup bukti bahwa suhu KMFI di masa lalu lebih tinggi; Mendaki di daerah pergeseran merah yang semakin kuat, inilah yang kami amati.

Ekstrapolasi ke masa lalu dari apa yang kita lihat hari ini - latar belakang di 2,725 K, dipancarkan dengan offset z = 1089, menunjukkan bahwa pada saat emisi KMFI, ia memiliki suhu 2940 K. KMFI bukan tepi Semesta, tetapi "tepi" dari apa yang bisa kita lihat.

Ketika kita melihat KMFI, kita juga menemukan fluktuasi di dalamnya: area dengan kepadatan yang meningkat (lebih "biru" atau dingin) dan lebih rendah (lebih "merah" atau panas), mewakili penyimpangan kecil dari keseragaman ideal.

Ini bagus karena dua alasan:
1. Fluktuasi ini diprediksi oleh inflasi, dan kemandiriannya dalam skala diprediksi. Itu terjadi pada 1980-an; pengamatan dan konfirmasi fluktuasi ini oleh satelit di tahun 90-an (COBE), 00-an (WMAP) dan 10-an (Planck) membenarkan teori inflasi.
2. Fluktuasi-fluktuasi ini dengan penampakan daerah-daerah kepadatan di atas dan di bawah rata-rata diperlukan untuk penampakan struktur skala besar - bintang, galaksi, kelompok, gugus, dan ulir - dipisahkan oleh ruang kosong yang besar.

Tanpa fluktuasi ini, kita tidak akan memiliki alam semesta seperti itu.

Namun demikian, meskipun cahaya dari KMFI berasal dari saat ketika Semesta berusia 380.000 tahun, cahaya yang kita amati di Bumi terus berubah. Anda tahu, Semesta berumur sekitar 13,8 miliar tahun, dan meskipun dinosaurus - jika mereka membangun teleskop radio gelombang mikro - dapat mengamati KMPI sendiri, itu akan sedikit berbeda.

Itu akan menjadi beberapa mili Kelvin lebih panas, karena beberapa ratus juta tahun yang lalu Semesta lebih muda, tetapi, yang lebih penting, gambaran fluktuasi akan sangat berbeda dari hari ini. Tidak secara statistik: ukuran total atau spektrum wilayah panas atau dingin akan hampir sama (dalam batas-batas perubahan kosmik) seperti sekarang. Tetapi fakta bahwa hari ini panas atau dingin tidak akan terhubung dengan fakta bahwa itu akan menjadi panas atau dingin satu atau dua ratus ribu tahun yang lalu, dan bahkan lebih dari itu, seratus juta.

Ketika kita melihat Alam Semesta, KMFI hadir di mana-mana, di segala arah. Itu ada untuk semua pengamat di semua titik, dan terus-menerus terpancar ke segala arah dari sumber, yang diamati sebagai "permukaan hamburan terakhir". Jika kita menunggu cukup lama, kita akan melihat tidak hanya foto Semesta saat masih bayi, tetapi seluruh film yang memungkinkan kita untuk menyusun peta wilayah yang lebih atau kurang padat dalam tiga dimensi dari waktu ke waktu! Secara teori, kita dapat memperkirakan ini ke masa depan, karena radiasi gelombang mikro masuk ke spektrum radio ketika densitas foton turun dari 411 per sentimeter kubik menjadi puluhan, ke satuan, dan hingga jutaan kepadatan saat ini. Radiasi tidak ke mana-mana, sampai kita dapat membangun teleskop yang cukup besar dan sensitif untuk mendeteksinya.

Jadi KMFI bukanlah akhir dari Semesta, tetapi batas dari apa yang bisa kita lihat, baik dalam jarak (seberapa jauh kita mendaki) dan dalam waktu (seberapa jauh kita melihat ke masa lalu). Secara teoritis, ada harapan bahwa kita dapat melangkah lebih jauh ke masa lalu.

Meskipun cahaya terbatas pada usia 380.000 tahun, neutrino dan antineutrino yang diciptakan selama Dentuman Besar telah bepergian dengan bebas dan hampir tanpa batasan sejak waktu Semesta beralih dari satu ke tiga detik! Jika kita dapat membangun detektor yang cukup sensitif untuk mengukur dan memetakan latar belakang neutrino kosmik (CNF), kita dapat melihat kembali lebih jauh: berkali-kali lebih dekat dengan awal Ledakan Dahsyat. Energi ini sangat kecil - beberapa ratus mikroV - tetapi mereka harus ada. Mereka hanya menunggu kita mencari cara menemukan mereka.

Jadi, David, kita tidak melihat ujung jagat raya, dan bahkan bukan hal terjauh yang tersedia. Ini hanya - dengan mempertimbangkan keterbatasan teknologi dan pengetahuan kita - hal terjauh yang bisa kita lihat hari ini. Dan dia terus bergerak menjauh. Ketika alam semesta menua, kita melihat lebih dalam dan lebih dalam ke masa lalu. Seperti yang pernah dikatakan Matius McConaughey, "Saya semakin tua, dan mereka tetap seusia."

Begitu pula dengan Semesta: kita menua, tetapi KMFI tetap seumuran.

Terima kasih atas pertanyaan yang luar biasa, dan saya harap Anda menikmati melihat ke belakang. Kirimkan saya pertanyaan dan saran Anda untuk artikel berikut.

Tanyakan Ethan No. 88: di mana letak radiasi latar gelombang mikro kosmik?

Ini adalah cahaya tertua dan paling jauh dari kita. Tapi di mana tepatnya letaknya?

More articles: