Kiel registrite je 21:50, 3 nov. 2015 redakti KuBOT (diskuto \| kontribuoj) Robotoj 112 941 redaktoj e Roboto: anstataŭigo de "Ŝablono:El" per "Ŝablono:EL" (laŭ VP:AA) ← Iru al antaŭa ŝanĝo		Kiel registrite je 11:29, 16 dec. 2015 redakti malfari DidCORN (diskuto \| kontribuoj) Patrolantoj 14 404 redaktoj e Malizotropeco ---> neizotropeco Iru al sekvanta ŝanĝo →
Linio 1: [[Dosiero:WMAP 2008.png\|~~thumb~~eta\|~~Malizotropeco~~Neizotropeco de la kosma fona radiado laŭ datumoj de la [[kosma observatorio]] [[WMAP]]. Rugaj areoj estas pli varmaj ol la bluaj je proksimume 0,0002 gradoj.]] En [[kosmoscienco]], la '''kosma mikroonda fona radiado''' aŭ '''relikva radiado''' estas iuj el la [[elektromagneta ondo\|elektromagnetaj ondoj]] enspacanta la [[universo]]n. En simpla priskribo se rigardi en la spacon per [[radioteleskopo]], la spaco inter la steloj kaj galaksioj ne estas tute nigra. Anstataŭe estas tre malhela kaj preskaŭ akurate la same hela en ĉiuj direktoj elektromagneta radiado, ne devena de iu stelo aŭ galaksio. Ĉi tiu radiado estas plej forta en la [[mikroondo\|mikroonda]] parto de la spektro, de ĉi tie estas la nomo ''kosma mikroonda fona radiado''. La nomo ''relikva radiado'' venas de la ĉefe teorio kiu eksplikas ĉi tiun radiadon, kiu statas ke la radiado restas de la tre frua universo. Precizaj mezuroj de kosma fona radiado estas gravaj por kosmoscienco, pro tio ke ĉiu proponita modelo de la universo devas ekspliki ĉi tiun observatan radiadon. Linio 8: Krite, la plasmo estis preskaŭ sed ne tute unuforma, kaj montras tre specifan ŝablonon, kia estas atendebla, se hazard-struktura ruĝe varma gaso disbloviĝas al la amplekso de tiama universo. Tiel la radiado enhavas malgrandajn malizotropecojn, aŭ neregulaĵojn, kiuj varias kun la amplekso de la ekzamenita regiono. Ili estas mezuritaj detale kaj kongruas al tio, kio devus esti atendita, se malgrandaj varmecaj fluktuoj elvolviĝis al la amplekso de la videbla spaco, kiun oni povas rigardi hodiaŭ. Kvankam multaj malsamaj procezoj povus produkti la ĝeneralan formon de nigra-korpa spektro, aliaj modeloj krom la [[praeksplodo]] ankoraŭ ne eksplikas ĉi tiujn fluktuojn. Tiel, oni konsideras ĉi tiun radiadon kiel la plej bonan indikaĵon por la praeksploda modelo de la universo (vidu sube pri la malizotropecoj). [[Dosiero:Cmbr.svg\|~~thumb~~eta\|~~left~~maldekstre\|300px\|La kosma mikroonda fona spektro mezurita per la instrumento FIRAS sur la satelito COBE estas la plej precize mezurita [[nigra korpo\|nigra-korpa]] spektro en naturo. La [[datuma punkto\|datumaj punktoj]] kaj [[ĉeferarujo de proksimumo\|eraro baras]] sur ĉi tiu grafikaĵo estas nevideblaj sub la teoria kurbo.]] La kosma fona radiado estas [[izotropa]] je precizeco de proksimimue 1/100000: la [[radiko de averaĝo de kvadrato]] de la variadoj estas nur 18 µK. Ĉi tio ignoras la malizotropecon, kiu ekestas pro la [[ŝovo de Doppler]] de la fona radiado pro [[stranga rapido]] de la observanto relative al la [[kunmovantaj koordinatoj]] de la radiado. La [[Suno]] moviĝas je rapido de 380 km/s direkte al la konstelacio [[Virgo (konstelacio)\|Virgo]] relative al kunmoviĝantaj koordinatoj de la radiado. Linio 14: Mezuroj estis faritaj por trovi dekliniĝojn de spektro de kosma fona radiado for la de spektro de nigra korpo kaj diferencoj ne estis trovitaj. La diferencoj, kiuj povas ankoraŭ resti netrovitaj en la kosma fona radiado spektro en ondolongoj inter 0,5 kaj 5 mm, devas havi ponditan [[radiko de averaĝo de kvadrato\|radikon de averaĝo de kvadrato]] de la valoro de la diferenco je 1/20000 (0,005 %) de la maksimuma heleco de la kosma fona radiado. Tiel spektro de la kosma fona radiado estas la plej precize mezurita nigra-korpa spektro en naturo. La kosma fona radiado, kaj ĝia nivelo de [[izotropeco]], estas ambaŭ antaŭdiroj de [[praeksplodo\|praeksploda]] teorio. En la teorio, post proksimume 10<sup>-37</sup> sekundoj de sia ekzisto la universo trapasis [[eksponenta funkcia ~~kreskado~~kresko\|eksponentan funkcian ~~kreskadon~~kreskon]], kiu glatigis preskaŭ ĉiujn nehomogenaĵojn, ĉi tio estas proceso de [[kosma inflacio]]. La escepto estas nehomogenaĵoj kaŭzitaj per kvantumaj fluktuoj en la inflacia kampo. Ĉi tio estis sekvita per rompado de simetrio, kiu estas speco de faza trairo, post kiu rezultis la [[fundamentaj fortoj]] kaj [[elementa partiklo\|elementaj partikloj]] en sia nuna formo. Post 10<sup>-6</sup> sekundoj la frua universo konsistis el varma [[plasmo]] de [[fotono]]j, [[elektrono]]j kaj [[bariono]]j. La fotonoj estis konstante interagantaj kun la plasmo per [[verŝado de Thomson]]. Kun [[metriko elvolvado de spaco\|elvolado]] de la universo okazis [[adiabata]] malvarmiĝo kaj la plasmo malvarmiĝis ĝis tio, ke por [[elektronoj]] kaj [[protonoj]] estis pli favore formi [[hidrogeno\|hidrogenajn]] [[atomo]]jn. Ĉi tio okazis je temperaturo de proksimume 3000 K, kiam la universo estis proksimume 379.000 jarojn aĝa. Ĉi tio estas ekvivalento al [[ruĝenŝoviĝo]] de ''z=1088''. Ekde ĉi tiu tempo la fotonoj ekflugis preter la jam neŭtralaj atomoj kaj komencis vojaĝi libere tra spaco. Ĉi tiu procezo estas nomata kiel [[rekombinado]] (de elektronoj kaj protonoj) en [[templinio de la praeksplodo]] aŭ [[disiĝo de materio kaj radiado]]. La [[kolora temperaturo]] de la fotonoj poste malkreskis ĝis 2.725 K nun, kaj malkreskas plu, dum la universo elvolviĝas. Laŭ la praeksploda teorio, la radiado de la ĉielo, kiun oni mezuras hodiaŭ, venas de sfera surfaco nomata la '''surfaco de lasta verŝado'''. Ĝi estas kolekto de punktoj en spaco-tempo, je kiuj la evento de disiĝo de materio kaj radiado kredeble okazis, kaj la punktoj estas situantaj tiel, ke la fotonoj de ĉi tiu distanco ĝuste trafas la observanton. La pritaksita aĝo de la universo estas 13,7·10<sup>9</sup> jaroj. Tamen, ĉar la universo daŭris elvolviĝi dum ĉi tiu tempodaŭro, la [[kunmova distanco]] de la Suno al rando de la [[videbla universo]] estas nun minimume 46,5·10<sup>9</sup> [[lumjaro]]j. La praeksploda teorio sugestas ke la kosma mikroonda fono enspacas ĉiun videblan spacon, kaj ke la plejparto de la radiada energio en la universo estas en la kosma mikroonda fono, kio estas proksimume 6·10<sup>-5</sup> de la tuteca denseco de la universo. La fotona ~~denseco~~denso estas 4,7·10<sup>-31</sup> kg m<sup>-3</sup>, la kritika ~~denseco~~denso estas 7,9·10<sup>-27</sup> kg m<sup>-3</sup>. La rilatumo de la du valoroj estas 5,9·10<sup>-5</sup>. Du el la plej grandaj sukcesoj de la praeksploda teorio estas antaŭdiro por la kosma fona radiado de ĝia preskaŭ perfekta [[nigra korpo\|nigra korpa]] spektro kaj detaloj de ĝiaj ~~malizotropecoj~~neizotropecoj. ~~Malizotropecoj~~Neizotropecoj de la kosma fona radiado estas mezuritaj tra la tuta ĉielo je angulaj skaloj suben ĝis 0,2 angulaj gradoj. Ĉi tiuj datumoj povas esti uzataj por pritaksi la parametrojn de la norma [[Λ-CDM modelo]] de la praeksplodo. Iu informo, inkluzivante de la [[formo de la Universo]], povas esti ricevita simple de la kosma mikroonda fono. Por la aliaj parametroj, inkluzivante de la [[konstanto de Hubble]], la mezuroj ne donas limigojn kaj la aliaj mezuroj devas esti uzataj. La konstanto de Hubble interligas la [[ruĝenŝoviĝo]]n de galaksioj (interpretis kiel la [[disira rapido]]) kiel proporcio de ilia distanco de la observanto. == ~~Malizotropeco~~Neizotropeco == [[Dosiero:PowerSpectrumExt.svg\|~~thumb~~eta\|~~right~~dekstre\|300px\|La pova spektro de temperatura ~~malizotropeco~~neizotropeco de la kosma fona radiada en terminojn de la angula skalo (aŭ [[multpolusa momanto]]). La montritaj datumoj estis ricevitaj en [[2004]] kaj en [[2006]] ([[WMAP]]). Teoria modelo estas montrita kiel solida linio.]] La [[~~malizotropeco~~neizotropeco]] de la kosma mikroonda fono estas disdividita en du specojn: * Unueca ~~malizotropeco~~neizotropeco kiu estas pro efikoj kiu okazis je la lasta verŝada surfaco aŭ antaŭe. * Akcesora aŭ malfrua ~~malizotropeco~~neizotropeco kiu estas pro efikoj kiuj okazis poste, kiel ekzemple interagoj kun varma gaso aŭ gravitaj kampoj, kiuj okazis inter la lasta verŝada surfaco kaj la rigardanto. La strukturo de la kosmaj mikroondaj fonaj malizotropecoj estas ĉefe difinita per du efikoj: akustikaj osciladoj kaj difuzo amortizanta ilin. La akustikaj osciladoj aperis pro konkurenco de du streboj en la [[fotono]]-[[bariono\|bariona]] plasmo en la frua universo. La premo de la fotonoj strebis glatigi ~~malizotropecojn~~neizotropecojn, dum kiam la gravita interallogado de la barionoj, kiu estis movantaj je rapidoj multa malpli grandaj ol lumrapideco, strebis fari kolapson al formo de densaj halooj. Ĉi tiuj du efikoj konkuris kaj krei akustikajn osciladojn kiu donis al la kosma fona radiado ĝian karakterizan malizotropan strukturon. La kulminoj respektivas proksimume al okazoj en kiu la fotonoj disiĝis de materio kiam aparta resonanco estas je ĝia kulmina amplitudo. La kulminoj enhavas interesan fizikan signifon. La angula skalo de la unua kulmino difinas la [[formo de la Universo\|kurbecon de la Universo]] (sed ne la [[topologio]]n de la Universo). La dua kulmino - vere la rilatumo de la neparaj kulminoj al paraj kulminoj - difinas la malpligrandigitan barionas densecon. La tria kulmino povas esti uzata por ekstrakti informon pri denseco de la [[malluma materio]]. Linio 48: * la finia dikeco de la lasta verŝada surfaco, kiu kaŭzas la meznombran liberan vojon al pligrandiĝi rapide dum disiĝo de fotonoj kaj materio, eĉ kvankam iu [[kompton-efiko]] estis ankoraŭ okazanta. Ĉi tiuj efikoj kontribuis proksimume egale al la malpligrandiĝo de ~~malizotropecoj~~neizotropecoj je malgrandaj skaloj, kaj faris la karakterizan eksponentan amortizan voston vidatan en malizotropecoj de tre malgranda angula skalo. == Tempo de lasta verŝado == Linio 56: La maksimumo de la ''P(t)'' (la tempo kiam estis plej verŝajne ke donita fotono estis lasta verŝis) estas sciata sufiĉe precize. La rezultoj de WMAP donis la tempon ''t'' je kiu ''P(t)'' estas maksimuma kiel 372 ± 14 miloj de jaroj. Ĉi tiu valoro estas ofte prenita kiel la tempo je kiu la kosma fona radiado estis formita. Tamen, por kompreni kiel longa tempo estis bezonata por la disiĝo dea fotonoj kaj barionoj, oni bezonas mezuri larĝon de la maksimumo de la ''P(t)''. Per WMAP oni trovas ke la ''P(t)'' estis pli granda ol duono de ĝia maksimuma valoro (''P(t) > P(t<sub>max</sub>)/2''), la "plena larĝo je duona maksimumo" super intervalo de 115 ± 5 miloj de jaroj. Laŭ ĉi tiuj rezultoj, la disiĝo daŭris dum 115000 jaroj, kaj kiam ĝi finiĝis, la universo estis proksimume 430000 jaraĝa. == Malfrua ~~malizotropeco~~neizotropeco == Post la kreado de la kosma fona radiado, ĝi estas modifita per kelkaj fizikaj procezoj kolektive nomataj kiel malfrua ~~malizotropeco~~neizotropeco aŭ akcesora ~~malizotropeco~~neizotropeco. Post la eligo de la kosma fona radiado, ordinara materio en la universo estis plejparte en formo de neŭtralaj hidrogenaj kaj heliumaj atomoj, sed de observadoj de galaksioj ŝajnas ke la plejparto de la volumeno de la [[intergalaksia mediumo]] (IGM) hodiaŭ konsistas de jonizita materio (pro tio ke estas malmultaj ~~absorbaj~~sorbaj linioj pro procioj). Ĉi tio implicas ekziston de periodo de rejonizado en kiu la materio de la universo rompiĝis en hidrogenajn jonojn. La fotonoj de kosma fona radiado verŝiĝis sur liberaj ŝargoj - elektronoj kaj jonoj. En jonizita universo, tiaj elektronoj estas disigitaj de atomoj per jonizanta ultraviolkolora radiado. Hodiaŭ ĉi tiuj liberaj ŝargoj ekzistas je sufiĉe malgranda denseco en plejparto de volumeno de la universo tiel ke ili ne afektas la kosman fonan radiadon konsiderinde. Tamen, se la intergalaksia mediumo estis jonizita je tre frua tempoj, kiam la universo estis ankoraŭ pli densa, do pro ĉi tio estis du ĉefaj efikoj je la kosma fona radiado: * Malgrando-skalaj ~~malizotropecoj~~neizotropecoj estas malpligrandigitaj, kvazaŭ kiel ili estas viditaj tra nebulo kaj [[distingkapablo]] de la detaloj tiel malpligrandiĝas. * Verŝado de fotonoj sur liberaj elektronoj ([[verŝado de Thomson]]) faras [[polarizo de ondo\|polarizajn]] malizotropecoj sur grandaj angulaj skaloj. Ĉi tiu grandangulaj polarizoj estas korelaciitaj kun la grandangulaj temperaturaj perturboj. Linio 76: == Polarizo == ~~<!--~~[[Dosiero:WMAP 3yr EE.png\|thumb\|right\|300px\|Mezuroj de polarizo de E de marto de 2006 en terminoj de angula skalo ([[multpolusa momanto]]). La polarizo estas multe pli malriĉe mezurita ol la temperatura ~~malizotropeco~~neizotropeco.]]~~-->~~▼ ▲<!--[[Dosiero:WMAP 3yr EE.png\|thumb\|right\|300px\|Mezuroj de polarizo de E de marto de 2006 en terminoj de angula skalo ([[multpolusa momanto]]). La polarizo estas multe pli malriĉe mezurita ol la temperatura malizotropeco.]]--> La kosma fona radiado estas [[polarizo de ondo\|polarizita]] je la nivelo de kelkaj mikrokelvinoj. Estas du specoj de polarizo de la ondo, nomataj kiel ''E''-reĝimoj kaj ''B''-reĝimoj. Ĉi tiu estas en analogeco al [[elektrostatiko]], en kiu la elektra kampo (''E''-kampo) havas nulan [[kirlo (matematiko)\|kirlon]] kaj la magneta kampo (''B''-kampo) havas nulan [[diverĝenco]]n. La ''E''-reĝimoj aperas de [[verŝado de Thomson]] en nehomogena plasmo. La ''B''-reĝimoj, kiu ne estas mezuritaj kaj estas opiniataj al havi amplitudon de maksimume 0,1 µK, ne estas produktitaj sole de la plasmaj efikoj. Ili estas signaloj de [[kosma inflacio]] kaj estas difinitaj per la denseco de denaskaj [[gravita ondo\|gravitaj ondoj]]. Detektado de la ''B''-reĝimoj estas ege malfacila, aparte pro tio ke ilia forteco estas nekonata, kaj la [[malforta gravita lensado]] miksas la relative fortan ''E''-reĝiman signalon kun la ''B''-reĝima signalo.

Kosma fona radiado: Malsamoj inter versioj