Misteri Big Bang (Ledakan Antar Bintang)

Big Bang adalah salah satu "kosmologi ilmiah" mengenai bentuk awal dan perkembangan alam semesta. Teori ini menyatakan bahwa alam semesta berasal dari kondisi super padat dan panas, yang kemudian mengembang sekitar 13,7 milyar tahun lalu (pengukuran terbaik pada tahun 2009 memperkirakan hal ini terjadi sekitar 13,3 - 13,8 milyar tahun yang lalu) dan terus mengembang sampai sekarang.

Georges Lemaître, seorang biarawan Katholik, Romawi & Belgia. yang mengajukan teori dentuman besar mengenai asal usul alam semesta, walaupun ia menyebutnya sebagai "hipotesis atom purba". Kerangka model teori ini bergantung pada relativitas umum Einstein dan beberapa asumsi-asumsi sederhana, seperti homogenitas dan isotropi ruang.

Persamaan yang mendeksripsikan teori dentuman besar dirumuskan oleh Alexander Friedmann
Setelah Edwin Hubble pada tahun 1929 menemukan bahwa jarak bumi dengan galaksi yang sangat jauh umumnya berbanding lurus dengan geseran merahnya, sebagaimana yang disugesti oleh Lemaître pada tahun 1927, pengamatan ini dianggap mengindikasikan bahwa semua galaksi dan gugus bintang yang sangat jauh memiliki kecepatan tampak yang secara langsung menjauhi titik pandang kita: semakin jauh, semakin cepat kecepatan tampaknya.

Jika jarak antar gugus-gugus galaksi terus meningkat seperti yang terpantau sekarang, semuanya haruslah pernah berdekatan di masa lalu Gagasan ini kemudian mengarahkan kita pada suatu kondisi alam semesta yang sangat padat dan bersuhu sangat tinggi di masa lalu.

Berbagai pemercepat partikel raksasa telah dibangun untuk bereksperimen dan menguji kondisi tersebut Hasil percobaan dari pemercepat partikel mengonfirmasi teori tersebut, namun pemercepat-pemercepat ini memiliki kemampuan yang terbatas untuk menyelidiki kondisi berenergi tinggi.

Tanpa adanya bukti yang diasosiasikan dengan pengembangan terawal alam semesta, teori dentuman besar tidak dan tidak dapat memberikan penjelasan apapun mengenai kondisi awal tersebut.

Namun, teori dentuman besar mendeskripsikan dan menjelaskan evolusi umum alam semesta sejak pengembangan awal tersebut Kelimpahan unsur-unsur ringan yang terpantau di seluruh kosmos sesuai dengan prediksi kalkulasi pembentukan unsur-unsur ringan melalui proses nuklir di dalam kondisi alam semesta, yang mengembang dan mendingin pada awal beberapa menit kemunculan alam semesta sebagaimana yang diuraikan secara terperinci dan logis oleh nukleosintesis dentuman besar.

Fred Hoyle "mencetuskan istilah Big Bang pada sebuah siaran radio tahun 1949". Dilaporkan secara luas bahwa, Hoyle yang mendukung model kosmologis alternatif keadaan tetap bermaksud menggunakan istilah ini secara peyoratif, namun Hoyle secara eksplisit membantah hal ini dan mengatakan bahwa istilah ini hanyalah digunakan untuk menekankan perbedaan antara dua model kosmologis ini.

Hoyle kemudian memberikan sumbangsih yang besar dalam usaha para fisikawan untuk memahami nukleosintesis bintang yang merupakan lintasan pembentukan unsur-unsur berat dari unsur-unsur ringan secara reaksi nuklir.

Setelah penemuan radiasi latar mikrogelombang kosmis pada tahun 1964, para ilmuwan mulai menerima bahwa beberapa sekenario teori dentuman besar pasti benar benar terjadi.

Menurut model dentuman besar, alam semesta mengembang dari keadaan awal yang sangat padat dan panas dan terus mengembang sampai sekarang.

Secara umum, pengembangan ruang semesta yang mengandung galaksi-galaksi dianalogikan seperti roti kismis yang mengembang.

Gambar di atas merupakan gambaran konsep artis yang mengilustrasikan pengembangan salah satu bagian dari alam semesta rata.

Big Bang Theory



Teori dentuman besar dikembangkan berdasarkan pengamatan pada stuktur alam semesta beserta pertimbangan teoritisnya.

Pada tahun 1912 Vesto Slipher berhasil mengukur geseran Doppler "nebula spiral" untuk pertama kalinya (nebula spiral merupakan istilah lama untuk galaksi spiral).

Dengan cepat ia menermukan bahwa hampir semua nebula-nebula itu menjauhi bumi. Ia tidak berpikir lebih jauh lagi mengenai implikasi fakta ini. Dan sebenarnya pada saat itu, terdapat kontroversi apakah nebula-nebula ini adalah "pulau semesta" yang berada di luar galaksi Bima Sakti kita.

Sepuluh tahun kemudian, Alexander Friedmann, seorang kosmologis dan matematikawan rusia, menurunkan persamaan Friedmann dari persamaan relativitas umum Albert Einstein.

Persamaan ini menunjukkan bahwa alam semesta mungkin mengembang dan berlawanan dengan model alam semesta yang statis seperti yang diadvokasikan oleh Einstein pada saat itu.

Pada tahun 1924, pengukuran Edwin Hubble akan jarak nebula spiral terdekat menunjukkan bahwa ia sebenarnya merupakan galaksi lain. Georges Lemaître kemudian secara independen menurunkan persamaan Friedmann pada tahun 1927 dan mengajukan bahwa resesi nebula yang disiratkan oleh persamaan tersebut diakibatkan oleh alam semesta yang mengembang.

Pada tahun 1931 Lemaître lebih jauh lagi mengajukan bahwa pengembangan alam semesta seiring dengan berjalannya waktu memerlukan syarat bahwa alam semesta mengerut seiring berbaliknya waktu sampai pada suatu titik di mana seluruh massa alam semesta berpusat pada satu titik, yaitu "atom purba" di mana waktu dan ruang bermula.

Mulai dari tahun 1924, Hubble mengembangkan sederet indikator jarak yang merupakan cikal bakal tangga jarak kosmis menggunakan teleskop Hooker 100-inci (2.500 mm) di Observatorium Mount Wilson. Hal ini mengijinkannya memperkirakan jarak galaksi-galaksi yang geseran merahnya telah diukur.

Pada tahun 1929, Hubble menemukan korealsi antara jarak dan kecepatan resesi, yang sekarang dikenal sebagai hukum Hubble.

Semasa tahun 1930-an, gagasan-gagasan lain diajukan sebagai kosmologi non-standar untuk menjelaskan pengamatan Hubble, termasuk pula model Milne,alam semesta berayun (awalnya diajukan oleh Friedmann, namun diadvokasikan oleh Albert Einstein dan Richard Tolman) dan hipotesis cahaya lelah (tired light) Fritz Zwicky.

Setelah Perang Dunia II, terdapat dua model kosmologis yang memungkinkan. Satunya adalah model keadaan tetap Fred Hoyle, yang mengajukan bahwa materi-materi baru tercipta ketika alam semesta tampak mengembang.

Dalam model ini, alam semesta hampirlah sama di titik waktu manapun.Model lainnya adalah teori dentuman besar Lemaître, yang diadvokasikan dan dikembangkan oleh George Gamow, yang kemudian memperkenalkan nukleosintesis dentuman besar (Big Bang Nucleosynthesis, BBN).

Ironisnya, dalam suatu siaran radio BBC pada bulan Maret 1949. justru adalah Hoyle yang mencetuskan istilah big bang untuk merujuk pada teori Lemaître dalam suatu siaran radio BBC pada bulan Maret 1949.

pada tahun 1964 Untuk sementara, dukungan para ilmuwan terbagi kepada dua teori ini. Pada akhirnya, bukti-bukti pengamatan memfavoritkan teori dentuman besar. Penemuan dan "konfirmasi radiasi latar belakang mikrogelombang kosmis" mengukuhkan dentuman besar sebagai teori yang terbaik dalam menjelaskan asal usul dan evolusi kosmos.

Kebanyakan karya kosmologi zaman sekarang berkutat pada pemahaman bagaimana galaksi terbentuk dalam konteks dentuman besar, pemahaman mengenai keadaan alam semesta pada waktu-waktu terawalnya, dan merekonsiliasi pengamatan kosmis dengan teori dasar.

Berbagai kemajuan besar dalam kosmologi dentuman besar telah dibuat sejak akhir tahun 1990-an, utamanya disebabkan oleh kemajuan besar dalam teknologi teleskop dan analisa data yang berasal dari satelit-satelit seperti COBE,Teleskop luar angkasa Hubble dan WMAP

Hubble Ultra Deep Field menampilkan galaksi dari era kuno ketika alam semesta masih muda, padat, dan hangat menurut teori Big Bang ..

Timeline of the Big Bang



Ekstrapolasi perluasan Semesta mundur dalam waktu menggunakan relativitas umum menghasilkan densitas yang tak terbatas dan suhu pada waktu tertentu di masa lalu. singularitas ini sinyal keruntuhan relativitas umum. Seberapa dekat kita bisa memperkirakan terhadap singularitas diperdebatkan-jelas tidak lebih awal dari zaman Planck. Tahap, awal panas padat itu sendiri disebut sebagai "Big Bang", dan dianggap sebagai kelahiran "" Alam Semesta kita. Berdasarkan pengukuran dari ekspansi menggunakan supernova Jenis IA, pengukuran fluktuasi suhu di latar belakang gelombang mikro kosmik, dan pengukuran fungsi korelasi galaksi, alam semesta memiliki usia dihitung dari 13,73 ± 0120000000 tahun. Perjanjian ketiga pengukuran independen sangat mendukung model ?CDM yang menjelaskan secara rinci isi Semesta.

Fase awal dari Big Bang tergantung spekulasi. Dalam model yang paling umum, dipenuhi Semesta homogen dan isotropically dengan kepadatan energi yang sangat tinggi, suhu dan tekanan besar, dan sangat cepat berkembang dan pendinginan. Sekitar 10-37 detik ke dalam perluasan, fase transisi menyebabkan inflasi kosmik, selama Semesta tumbuh secara eksponensial. Setelah inflasi berhenti, Semesta terdiri dari quark-gluon plasma, serta semua partikel dasar lainnya. Suhu begitu tinggi bahwa gerak acak partikel berada di kecepatan relativistik, dan partikel-antiparticle pasang semua jenis sedang terus-menerus diciptakan dan dihancurkan di tabrakan.

Pada beberapa titik reaksi yang tidak diketahui disebut baryogenesis melanggar konservasi jumlah baryon, yang mengarah ke kelebihan yang sangat kecil dari quark dan lepton atas antiquarks dan antileptons-dari urutan satu bagian dalam 30 juta. Hal ini mengakibatkan dominasi materi atas antimateri di alam semesta ini.

Semesta terus tumbuh dalam ukuran dan jatuh dalam suhu, maka partikel energi khas masing-masing mengalami penurunan. Symmetry transisi fase melanggar menempatkan pasukan dasar fisika dan parameter partikel dasar ke dalam bentuk yang sekarang. Setelah sekitar 10-11 detik, gambar menjadi kurang spekulatif, karena partikel energi drop ke nilai yang dapat dicapai dalam eksperimen fisika partikel. Pada sekitar 06/10 detik, quark dan gluon dikombinasikan untuk membentuk baryons seperti proton dan neutron. Selisih lebih kecil dari quark atas antiquarks menyebabkan kelebihan kecil baryons atas antibaryons. Suhu sekarang tidak lagi cukup tinggi untuk membuat pasangan baru proton-antiproton (sama untuk neutron-antineutron), sehingga segera diikuti pemusnahan massal, meninggalkan hanya satu di 1010 asli dari proton dan neutron, dan tidak ada antipartikel mereka.

Sebuah proses serupa terjadi pada sekitar 1 detik untuk elektron dan positron. Setelah annihilations, proton sisa, neutron dan elektron tidak lagi bergerak relativistically dan kepadatan energi alam semesta didominasi oleh foton (dengan kontribusi kecil dari neutrino).

Beberapa menit setelah ekspansi, saat suhu sekitar satu miliar (seribu juta; 109; giga prefiks SI-) kelvin dan densitas adalah tentang udara, neutron dikombinasikan dengan proton untuk membentuk deuterium Semesta dan inti helium dalam proses yang disebut Big Bang nukleosintesis. Sebagian besar tetap uncombined proton sebagai inti hidrogen. Sebagai Universe didinginkan, massa sisa energi kerapatan materi datang untuk gravitasi mendominasi bahwa radiasi foton. Setelah sekitar 379.000 tahun elektron dan nukleus digabung menjadi atom (sebagian besar hidrogen); maka radiasi dipisahkan dari materi dan lanjutan melalui ruang besar tanpa hambatan. Radiasi ini peninggalan dikenal sebagai radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik.

Selama jangka waktu yang panjang, daerah sedikit lebih padat dari materi hampir merata tertarik gravitasi materi di dekatnya dan dengan demikian bahkan tumbuh lebih padat, membentuk awan gas, bintang, galaksi, dan struktur astronomi lainnya hari ini diamati. Rincian dari proses ini tergantung pada jumlah dan jenis materi di alam semesta. Ketiga jenis yang mungkin materi dikenal sebagai materi gelap dingin, panas materi gelap dan materi baryonik.

Pengukuran terbaik (dari WMAP) menunjukkan bahwa bentuk dominan dari materi di alam semesta adalah materi gelap dingin. Dua lainnya jenis materi make up kurang dari 18% dari materi di alam semesta.

baris Independen bukti dari supernova IA Jenis dan CMB menyiratkan Semesta saat ini didominasi oleh suatu bentuk energi misterius yang dikenal sebagai energi gelap, yang ternyata menembus semua ruang. Pengamatan menunjukkan 72% dari kepadatan energi total adalah Semesta saat ini dalam bentuk ini.

Ketika Universe masih sangat muda, ia kemungkinan diresapi dengan energi gelap, tapi dengan ruang kurang dan segalanya lebih dekat bersama-sama, gravitasi berada di atas angin, dan perlahan-lahan pengereman ekspansi. Tapi akhirnya, setelah banyak miliar tahun ekspansi, tumbuh kelimpahan energi gelap menyebabkan perluasan alam semesta untuk perlahan-lahan mulai mempercepat. energi gelap dalam perumusan yang paling sederhana berbentuk istilah konstanta kosmologis dalam persamaan medan Einstein tentang relativitas umum, namun komposisi dan mekanisme tidak diketahui dan, lebih umum, rincian persamaan nya negara dan hubungannya dengan model standar fisika partikel terus diselidiki baik observasional dan secara teoritis.

Semua ini evolusi kosmik setelah zaman ketat inflasi dapat dijelaskan dan dimodelkan dengan model ?CDM kosmologi, yang menggunakan kerangka kerja independen mekanika kuantum dan Relativitas Umum Einstein. Seperti disebutkan di atas, tidak ada model didukung dengan baik menggambarkan tindakan sebelum 10-15 detik atau lebih. Rupanya teori unified baru gravitasi kuantum diperlukan untuk memecahkan hambatan ini. Pemahaman ini awal era dalam sejarah alam semesta saat ini salah satu masalah terbesar yang belum terpecahkan dalam fisika.

Ini timeline dari Big Bang menunjukkan urutan kejadian seperti yang diramalkan oleh teori Big Bang, dari awal waktu hingga akhir Abad Kegelapan.
Ini adalah skala logaritmik yang menunjukkan kedua alih-alih kedua. Misalnya, satu mikrodetik adalah. Untuk mengkonversi -30 membaca pada skala untuk kedua menghitung detik = satu milidetik. Pada skala waktu logaritmik selangkah berlangsung sepuluh kali lebih panjang dari langkah sebelumnya.

Asumsi yang mendasarinya



Teori Big Bang tergantung pada dua asumsi utama: universalitas hukum-hukum fisika, dan Prinsip kosmologi. Prinsip kosmologis menyatakan bahwa pada skala besar alam semesta adalah homogen dan isotropik.

Ide-ide ini awalnya diambil sebagai postulat, tetapi hari ini ada upaya untuk menguji masing-masing. Sebagai contoh, asumsi pertama telah diuji oleh pengamatan menunjukkan bahwa kemungkinan penyimpangan terbesar dari struktur halus konstan selama banyak usia Semesta ketertiban 10-5. Juga, Umum Relativitas telah lulus uji ketat pada skala tata surya dan bintang-bintang biner sementara ekstrapolasi untuk skala kosmologis telah divalidasi oleh keberhasilan empiris dari berbagai aspek teori Big Bang.

Jika Universe skala besar muncul isotropik sebagai dilihat dari Bumi, prinsip kosmologi dapat diturunkan dari Prinsip Copernican sederhana, yang menyatakan bahwa tidak ada pilihan (atau khusus) atau titik pandang pengamat. Untuk tujuan ini, prinsip kosmologis telah dikonfirmasi untuk tingkat 10-5 melalui pengamatan dari CMB. Semesta sudah diukur untuk menjadi homogen pada skala terbesar pada tingkat 10%.

FLRW metric

Relativitas umum menggambarkan ruang-waktu oleh metrik, yang menentukan jarak yang memisahkan dekatnya poin. Titik, yang dapat galaksi, bintang, atau benda lainnya, mereka ditetapkan menggunakan koordinat grafik atau "grid" yang diletakkan di ruang-waktu semua. Prinsip kosmologi menyiratkan bahwa metrik harus homogen dan isotropik pada skala besar, yang unik single keluar Lemaitre Friedmann-Robertson-Walker-metrik (FLRW metrik).

Metrik ini mengandung sebuah faktor skala, yang menjelaskan bagaimana ukuran perubahan alam semesta dengan waktu. Hal ini memungkinkan pilihan nyaman koordinat sistem yang akan dibuat, comoving disebut koordinat. Dalam sistem koordinat grid mengembang bersama dengan Semesta, dan benda-benda yang bergerak hanya karena perluasan Universe tetap pada titik-titik tetap di grid.

Sementara mereka koordinat jarak (jarak comoving) tetap konstan, jarak fisik antara dua titik comoving seperti memperluas secara proporsional dengan faktor skala Semesta.

Big Bang bukanlah ledakan materi bergerak ke luar untuk mengisi alam semesta yang kosong. Sebaliknya, ruang itu sendiri memperluas dengan waktu di mana-mana dan meningkatkan jarak fisik antara dua titik comoving. Karena FLRW metrik mengasumsikan suatu distribusi seragam massa dan energi, itu berlaku untuk Semesta konsentrasi kami hanya pada skala lokal hal besar seperti galaksi kita terikat gravitasi dan dengan demikian tidak mengalami perluasan skala besar ruang.

Horizons



Sebuah fitur penting dari ruang-waktu Big Bang adalah kehadiran cakrawala. Sejak Semesta memiliki umur terbatas, dan cahaya berjalan pada kecepatan terbatas, mungkin ada peristiwa masa lampau yang ringan tidak memiliki waktu untuk menghubungi kami. Hal ini menempatkan batas cakrawala masa lalu atau pada objek paling jauh yang dapat diamati. Sebaliknya, karena ruang adalah memperluas, dan obyek yang jauh lebih cepat semakin surut, cahaya yang dipancarkan oleh kami hari ini tidak pernah dapat "mengejar" untuk benda yang sangat jauh.

Ini mendefinisikan sebuah cakrawala masa depan, yang membatasi peristiwa di masa depan bahwa kita akan mampu mempengaruhi. Kehadiran kedua jenis cakrawala tergantung pada rincian model FLRW yang menggambarkan Universe kita. Pemahaman kita tentang alam semesta kembali ke masa yang sangat awal menunjukkan bahwa ada sebuah cakrawala yang lalu, meskipun dalam praktek pandangan kami juga dibatasi oleh kegelapan dari Semesta pada waktu awal.

Jadi pandangan kita tidak bisa memperpanjang mundur dalam waktu, walaupun berkurang cakrawala dalam ruang. Jika perluasan alam semesta terus mempercepat, ada cakrawala masa depan serta

Bukti observasional

Jenis paling awal dan paling langsung dari fakta pengamatan adalah ekspansi Hubble-jenis terlihat dalam redshifts galaksi, pengukuran terperinci latar belakang gelombang mikro kosmik, kelimpahan elemen ringan (lihat nukleosintesis Big Bang), dan hari ini juga distribusi skala besar dan jelas evolusi [galaksi yang diperkirakan akan terjadi karena pertumbuhan gravitasi struktur dalam teori standar. Ini kadang-kadang disebut "empat pilar teori Big Bang".

Hukum Hubble dan perluasan ruang
Artikel utama: Hukum Hubble dan perluasan ruang metrik
Lihat juga: mengukur jarak (kosmologi) dan faktor skala (alam semesta)
Pengamatan galaksi jauh dan quasar menunjukkan bahwa objek ini redshifted-cahaya yang dipancarkan dari mereka telah bergeser ke panjang gelombang lagi. Hal ini dapat dilihat dengan mengambil spektrum frekuensi objek dan pencocokan pola garis spektroskopi emisi atau penyerapan baris yang sesuai dengan atom dari unsur kimia berinteraksi dengan cahaya. Redshifts ini secara seragam isotropik, didistribusikan merata antara objek yang diamati di segala penjuru.

Jika pergeseran merah itu ditafsirkan sebagai pergeseran Doppler, kecepatan recessional objek dapat dihitung. Untuk beberapa galaksi, adalah mungkin untuk memperkirakan jarak melalui tangga jarak kosmik. Ketika kecepatan recessional diplot melawan jarak ini, hubungan linear dikenal sebagai hukum Hubble yang diamati:

v = adalah kecepatan recessional dari galaksi atau objek jauh lain
D = adalah jarak comoving ke obyek dan
H0 = Hubble konstan, diukur menjadi 70,1 ± 1,3 km / s / Mpc oleh satelit WMAP [30.]

Hukum Hubble memiliki dua penjelasan yang mungkin. Entah kita berada di pusat ledakan galaksi-yang tidak bisa dipertahankan diberi Copernican Prinsip-atau Alam Semesta adalah memperluas merata di mana-mana. Ekspansi universal ini diperkirakan dari relativitas umum oleh Alexander Friedman pada tahun 1922 dan Georges Lemaitre pada tahun 1927, baik sebelum Hubble membuat analisis 1929 dan pengamatan, dan tetap menjadi landasan teori Big Bang yang dikembangkan oleh Friedmann, Lemaitre, Robertson, dan Walker.

Teori ini memerlukan hubungan v = HD untuk menahan setiap saat, di mana D adalah jarak comoving, v adalah kecepatan recessional, dan v, H, dan D bervariasi sebagai Universe mengembang (maka kita menulis H0 untuk menunjukkan hari ini Hubble "konstanta").

Untuk jarak jauh lebih kecil daripada ukuran Semesta diamati, dengan pergeseran merah Hubble dapat dianggap sebagai pergeseran Doppler yang sesuai dengan kecepatan resesi ay. Namun, pergeseran merah tidak pergeseran Doppler benar, melainkan hasil perluasan alam semesta antara waktu cahaya itu dipancarkan dan waktu itu terdeteksi.

ruang itu sedang mengalami perluasan metrik ini ditunjukkan oleh fakta pengamatan langsung Prinsip kosmologi dan Prinsip Copernican, yang bersama-sama dengan hukum Hubble tidak memiliki penjelasan lain. Astronomi redshifts sangat isotropik dan homogen, mendukung Prinsip kosmologi bahwa alam semesta tampak sama di semua arah, bersama dengan bukti lainnya banyak. Jika redshifts adalah hasil dari suatu ledakan dari pusat jauh dari kita, mereka tidak akan begitu serupa dalam arah yang berbeda.

Pengukuran efek dari radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik tentang dinamika sistem astrofisika jauh pada tahun 2000 membuktikan Prinsip Copernican, bahwa Bumi tidak dalam posisi sentral, pada skala kosmologis. Radiasi dari Big Bang adalah menunjukkan lebih hangat pada waktu sebelumnya seluruh Semesta. Uniform pendinginan dari latar belakang gelombang mikro kosmik lebih dari miliaran tahun ini dapat dijelaskan hanya jika Semesta mengalami perluasan metrik, dan tidak termasuk kemungkinan bahwa kita dekat pusat ledakan unik.

Cosmic microwave background radiation

Selama beberapa hari pertama Universe, Semesta berada dalam kesetimbangan termal penuh, dengan foton terus-menerus dipancarkan dan diserap, memberikan radiasi spektrum yang hitam. Sebagai Semesta diperluas, mendingin ke suhu di mana foton tidak bisa lagi diciptakan atau dihancurkan. Suhu masih cukup tinggi untuk elektron dan inti atom tetap terikat, bagaimanapun, dan foton terus-menerus "tercermin" dari elektron bebas melalui proses yang disebut hamburan Thomson. Karena hamburan ini diulang, Semesta awal buram terhadap cahaya.

Ketika suhu jatuh ke Kelvin beberapa ribu, elektron dan nukleus mulai menggabungkan untuk membentuk atom, sebuah proses yang dikenal sebagai rekombinasi. Sejak foton menyebarkan jarang dari atom netral, radiasi dipisahkan dari masalah ketika hampir semua elektron memiliki rekombinasi, di zaman hamburan terakhir, 379.000 tahun setelah Big Bang.

Foton ini membentuk CMB yang diamati hari ini, dan pola yang diamati fluktuasi CMB adalah gambar langsung dari Semesta di awal zaman.

Energi foton kemudian redshifted oleh ekspansi alam semesta, yang diawetkan spektrum hitam tetapi disebabkan suhu turun, yang berarti bahwa foton sekarang jatuh ke daerah gelombang mikro dari spektrum elektromagnetik.

radiasi tersebut diperkirakan dapat diamati pada setiap titik di alam semesta, dan berasal dari segala penjuru dengan (hampir intensitas) yang sama.

Pada tahun 1964, Arno Penzias dan Robert Wilson sengaja menemukan radiasi latar belakang kosmik saat melakukan pengamatan diagnostik menggunakan penerima gelombang mikro baru yang dimiliki oleh Bell Laboratories.

penemuan mereka memberikan konfirmasi substansial dari radiasi CMB-prediksi umum itu ditemukan bersifat isotropik dan konsisten dengan spektrum hitam dari sekitar 3 K-dan bernada keseimbangan pendapat dalam mendukung hipotesis Big Bang. Penzias dan Wilson dianugerahi Hadiah Nobel untuk penemuan mereka.

Pada tahun 1989, NASA meluncurkan satelit Cosmic Background Explorer (COBE), dan temuan awal, yang dirilis pada tahun 1990, yang konsisten dengan prediksi Big Bang mengenai CMB. COBE menemukan temperatur sisa 2,726 K dan pada tahun 1992 terdeteksi untuk pertama kalinya fluktuasi (anisotropi) di CMB, pada tingkat sekitar satu bagian dalam 105.

John C. Mather dan George Smoot Nobels diberikan untuk mereka kepemimpinan dalam pekerjaan ini. Selama dekade berikutnya, anisotropi CMB telah diinvestigasi lebih lanjut oleh sejumlah besar tanah-based dan percobaan balon. Pada 2000-2001, beberapa percobaan, terutama BUMERANG, ditemukan Semesta akan hampir spasial datar dengan mengukur ukuran sudut khas (ukuran pada langit) dari anisotropi.

Pada awal tahun 2003, hasil pertama dari Wilkinson Microwave Anisotropi Probe (WMAP) dilepaskan, menghasilkan apa yang pada saat itu yang paling akurat untuk beberapa nilai parameter kosmologis.

pesawat ini juga dibantah beberapa model spesifik inflasi kosmik, tapi hasilnya konsisten dengan teori inflasi secara umum, itu juga menegaskan bahwa neutrino kosmik lautan menembus Semesta, bukti jelas bahwa bintang-bintang pertama membutuhkan waktu lebih dari setengah -miliar tahun untuk menciptakan sebuah kabut kosmis.

Sebuah pesawat penyelidik antariksa baru bernama Planck, dengan tujuan yang sama WMAP, diluncurkan pada Mei 2009. Hal ini diharapkan untuk segera memberikan pengukuran yang lebih akurat dari anisotropi CMB. Banyak tanah-lain dan percobaan balon berbasis juga sedang berjalan; melihat latar belakang eksperimen Cosmic microwave.

Radiasi latar belakang yang sangat halus, yang disajikan masalah dalam ekspansi konvensional yang berarti bahwa foton datang dari arah berlawanan di langit itu berasal dari daerah yang tidak pernah kontak dengan satu sama lain.

Penjelasan terkemuka untuk jauh mencapai keseimbangan ini adalah bahwa alam semesta memiliki periode singkat ekspansi eksponensial yang cepat, yang disebut inflasi. Ini akan memiliki pengaruh mengemudi selain daerah yang telah di ekuilibrium, sehingga semua Semesta diamati adalah dari daerah ekuilibrasi sama.

Kelimpahan unsur-unsur primordial










Menggunakan model Big Bang adalah mungkin untuk menghitung konsentrasi helium-4, helium-3, deuterium dan lithium-7 di alam semesta sebagai rasio dengan jumlah hidrogen biasa, H.

Semua kelimpahan tergantung pada parameter tunggal, rasio foton untuk baryons, yang itu sendiri dapat dihitung secara independen dari struktur detil dari fluktuasi CMB. Rasio diprediksi (oleh massa, tidak dengan angka) adalah sekitar 0.25 untuk 4He / H, sekitar 10-3 untuk 2H / H, sekitar 10-4 untuk 3He / H dan sekitar 09/10 untuk 7Li / H.

The kelimpahan diukur semua setuju setidaknya sekitar dengan yang diperkirakan dari nilai tunggal rasio baryon-ke-foton. Perjanjian ini sangat baik untuk deuterium, dekat tetapi secara formal berbeda untuk 4He, dan faktor dua off untuk 7Li; dalam dua kasus terakhir masih terdapat ketidakpastian substansial yang sistematis.

Meskipun demikian, konsistensi umum dengan kelimpahan diprediksi oleh BBN merupakan bukti kuat untuk Big Bang, sebagai teori adalah penjelasan dikenal hanya untuk kelimpahan relatif unsur cahaya, dan hampir tidak mungkin untuk "tune" Big Bang untuk menghasilkan lebih banyak atau kurang dari 20-30% helium.Indeed tidak ada alasan jelas di luar Big Bang bahwa, misalnya, yaitu Universe muda (sebelum pembentukan bintang, sebagaimana ditentukan dengan mempelajari hal yang seharusnya bebas dari produk nukleosintesis bintang) harus memiliki lebih helium daripada deuterium atau lebih deuterium dari 3He, dan rasio konstan juga.

Posted in: Astronomi