İçeriğe atla

Kozmik arka plan ışınımı

Kozmik mikrodalga arka plan ışınımı ve Kozmik kızılötesi ışınımı ile karıştırılmamalıdır.
COBE verilerine dayalı kozmik arka plan radyasyon spektrumunun sıcaklığı: düzeltilmemiş (üstte); özel hızımızdan dolayı dipol terimi için düzeltildi (orta); galaksimizden gelen katkılar için ek olarak düzeltildi (altta).

Kozmik arka plan ışınımı, bütün uzayı dolduran elektromanyetik bir ışınımıdır. Bu ışınımın kaynağı, gözlemlenen spektrumun bölgesine bağlıdır. Bileşenlerden biri kozmik mikrodalga arka planıdır. Bu bileşen, Evrenin ilk kez ışınıma karşı şeffaf hale geldiği bir dönemden serbestçe akan kırmızıya kayan fotonlardır. Keşfi ve özelliklerinin ayrıntılı gözlemleri, Büyük Patlama'nın en önemli doğrulamalarından biri olarak kabul ediliyor. Kozmik arka plan ışınımının keşfi (1965'te tesadüfen), erken evrenin, son derece yüksek sıcaklık ve basınçtan oluşan bir radyasyon alanının hakimiyetinde olduğunu öne sürüyor.[1]

Sunyaev-Zel'dovich etkisi, radyasyonun spektrumunu bozan "elektron" bulutlarıyla etkileşime giren radyant kozmik arka plan ışınımı olgusunu gösterir.

Ayrıca kızılötesi, x-ışınları vb. farklı nedenlerle arka plan radyasyonu da vardır ve bunlar bazen ayrı bir kaynakta çözülebilir. Bakınız: Kozmik kızılötesi arka planı ve X-ışını arka planı. Ayrıca bakınız: kozmik nötrino arka planı ve ekstragalaktik arka plan ışığı.

Önemli olayların zaman dilimi

1896: Charles Édouard Guillaume "yıldızların radyasyonunun" 5,6 K olduğunu tahmin ediyor.[2]

1926: Sir Arthur Eddington, galaksideki yıldız ışığının termal olmayan radyasyonunun etkili sıcaklığının 3,2 K olduğunu tahmin ediyor.[3]

1930s: Erich Regener, galaksideki kozmik ışınların termal olmayan spektrumunun etkin sıcaklığının 2,8 K olduğunu hesaplıyor.[2]

1931: Mikrodalga terimi ilk kez baskıda ortaya çıktı: "18 cm'ye kadar düşük dalga boylarıyla yapılan denemeler duyurulduğunda, mikro dalga sorununun bu kadar kısa sürede çözülmüş olması gizlenmemiş bir sürprizdi." Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1"

1938: Walther Nernst kozmik ışın sıcaklığını 0,75 K olarak yeniden tahmin ediyor.[2]

1946: "Mikrodalga" terimi ilk kez Robert Dicke ve Robert Beringer'in "Güneş ve Aydan Gelen Mikrodalga Radyasyonu" başlıklı makalesinde astronomik bağlamda basılı olarak kullanıldı.

1946: Robert Dicke, 20 K'lik bir mikrodalga arka plan radyasyon sıcaklığı öngörüyor.[4]

1946: Robert Dicke, mikrodalga arka plan radyasyon sıcaklığının "20 K'den az" olduğunu tahmin ediyor ancak daha sonra 45 K'ye revize edildi.[5]

1946: George Gamow 50 K sıcaklık olarak tahmin ediyor.[2]

1948: Ralph Alpher ve Robert Herman, Gamow'un tahminini 5 bin olarak yeniden tahmin ediyor.[2]

1949: Ralph Alpher ve Robert Herman, Gamow'un tahminini 28 K olarak yeniden tahmin ediyor.

1960s: Robert Dicke, MBR (mikrodalga arka plan radyasyonu) sıcaklığını 40 K olarak yeniden tahmin ediyor [4]

1965: Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, sıcaklığı yaklaşık 3 K olarak ölçtüler. Robert Dicke, P.J.E. Peebles, P.G. Roll ve D. T. Wilkinson, bu radyasyonu Büyük Patlama'nın bir imzası olarak yorumluyor.[2]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "First minutes of the Big Bang". What is USA News. 12 Mart 2014. 12 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2013. 
  2. ^ a b c d e f Assis, A. K. T.; Neves, M. C. D. (3 Temmuz 1995). "History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson" (PDF). Apeiron. 2 (3). 24 Mart 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 5 Ağustos 2024. 
  3. ^ Plaskett, H. H. (1 Temmuz 1927). "Scientific Books: The Internal Constitution of the Stars". Science. 66: 81-84. doi:10.1126/science.66.1699.81.a. ISSN 0036-8075. 5 Ağustos 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ağustos 2024. 
  4. ^ a b Helge Kragh
  5. ^ Stephen G. Brush

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Büyük Patlama</span> Evrenin oluştuğunu açıklayan teori

Büyük patlama, evrenin en eski 13,8 milyar yıl önce tekillik noktası denilen bir noktadan itibaren genişlediğini varsayan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören kozmolojik modeldir. İlk kez 1920'li yıllarda Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître tarafından ortaya atılan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde kabul görmüştür.

<span class="mw-page-title-main">Kozmoloji</span> Evreni konu alan bilim dalı

Kozmoloji, bir bütün olarak evreni konu alan bilim dalıdır.

<span class="mw-page-title-main">Gözlemsel astronomi</span>

Gözlemsel astronomi astronomi bilimlerinin, teorik astrofizikten farklı olarak veri almayla ilgilenen bir dalıdır. Ana olarak fiziksel modellerin ölçülebilir içeriklerini bulmaya dayanır. Uygulama olarak, Teleskop ve diğer astronomi araç gereçleri kullanılarak gökcisimlerinin gözlenmesidir.

<span class="mw-page-title-main">Işınım enerjisi</span>

Işınım enerjisi, elektromıknatıssal dalgaların enerjisidir.

<span class="mw-page-title-main">Termografi</span> kızılötesi görüntülemenin bir çeşidi

Termografi, termal görüntüleme veya termal video, kızılötesi görüntülemenin bir çeşididir. Termografik kameralar elektromanyetik spektrumun kızılötesi bölümündeki elektromanyetik ışınımı tespit ederler ve bu ışınımdan resimler oluştururlar. Kızılötesi ışınım sıcaklıklarına göre tüm cisimlerden salınır, Kara cisim ışıması kanununa göre, termografi görünür aydınlatma olmadan cisimlerin görünebilmesini sağlar. Bir cisim tarafından salınan ışınımın miktarı sıcaklık arttıkça artar, bu yüzden termografi sıcaklıktaki farkları görmemizi sağlar. Termografik bir kamera tarafından görüntülendiklerinde, sıcak cisimler daha soğuk arka planların yanında oldukça göze çarpar; insanlar ve diğer sıcak kanlı hayvanlar, gündüz veya gece, çevrede rahatlıkla görülebilir hale gelir. Sonuç olarak termografinin geniş kullanımı tarihi olarak askeri ve gizli servislere bağlanmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Kızılötesi</span> dalga boyu görünür ışıktan uzun, fakat terahertz ışınımından ve mikrodalgalardan daha kısa olan elektromanyetik ışınımdır

Kızılötesi, görünür ışıktan daha uzun ancak mikrodalgalardan daha kısa dalga boylarına sahip elektromanyetik radyasyondur (EMR). Kızılötesi spektral bant, kırmızı ışığınkinden biraz daha uzun dalgalarla başlar, bu nedenle IR insan gözü için görünmezdir. IR'nin genellikle yaklaşık 750 nm (400 THz) ila 1 mm (300 GHz) arasındaki dalga boylarını içerdiği anlaşılmaktadır.

Kozmik mikrodalga arka planı, 1964 yılında keşfedilen ve bütün evreni dolduran bir elektromanyetik dalgadır. 2,725 kelvin sıcaklığındaki kara cisimin ısıl ışınımına denk gelen eden 160,2 GHz frekansında ve 1,9 mm dalga boyunda olduğu COBE uydusu tarafından atmosfer dışında hassas olarak ölçülmüştür. Fon ışıması, evrenin en uzağından yani Büyük Patlama'dan geldiği düşünülen elektromanyetik ışımadır. Bu ışımayı birçok radyo astronom ve fizikçi Büyük Patlama'nın en büyük kanıtı sayarlar.

<span class="mw-page-title-main">COBE</span>

COBE, kozmik mikrodalga arka plan ışımasının incelenmesi amacıyla fırlatılmış bir uydunun kısa adıdır. COBE uydusunun asıl adı “kozmik arka plan ışıması kaşifi” anlamındaki Cosmic Background Explorer’dır.

Evrenin genişlemesi, gözlemlenebilir evrenin kütleçekimsel olarak bağlı olmayan herhangi iki parçası arasındaki mesafenin zamanla artmasıdır. Bu, uzay ölçeğinin bizzat değiştiği içsel bir genişlemedir. Evren hiçbir şeyin "içine" genişlemez ve "dışında" var olmak için uzaya ihtiyaç duymaz. Teknik olarak ne uzay ne de uzaydaki cisimler hareket etmez. Bunun yerine ölçek içinde değişen şey metrikdir. Evrenin uzay-zaman metriğinin uzaysal kısmı ölçek içinde arttıkça, cisimler giderek artan hızlarda birbirlerinden uzaklaşır.

<span class="mw-page-title-main">George Gamow</span> Rus-Amerikalı teorik fizikçi (1904 – 1968)

George Gamow, Ukrayna asıllı Amerikalı fizikçi ve kozmolog.

<span class="mw-page-title-main">İyonlaştırıcı olmayan radyasyon</span> Düşük frekanslı radyasyon

İyonlaştırıcı olmayan radyasyon, bir atomdan veya molekülden bir elektronu tamamen koparabilmek için atomları veya molekülleri iyonlaştırabilecek yeterli enerji taşıyan kuantumlara sahip olmayan herhangi bir elektromanyetik radyasyon türüdür. Elektromanyetik radyasyon, maddenin içinden geçerken yüklü iyonlar üretmez. Yalnızca, bir elektronu daha yüksek enerji seviyesine çıkaran uyarım için yeterli enerjiye sahiptir. İyonlaştırıcı olmayan radyasyondan daha yüksek bir frekansa ve daha kısa dalga boyuna sahip olan iyonlaştırıcı radyasyon birçok kullanım alanına sahiptir, ancak sağlık için bir tehdit olabilir. İyonlaştırıcı radyasyona maruz kalmak yanıklara, radyasyon hastalıklarına, kansere ve genetik hastalıklara sebep olabilir. İyonlaştırıcı radyasyon kullanmak, iyonlaştırıcı olmayan radyasyon kullanılırken genelde gerekli olmayan dikkatli ve özenle alınmış radyolojik korunma önlemleri gerektirir.

<span class="mw-page-title-main">Kara cisim ışınımı</span> opak ve fiziksel yansıma gerçekleştirmeyen siyah cisimden yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısı

Siyah cisim ışıması içinde elektromanyetik ışıma ya da çevresinde termodinamik dengeyi sağlayan ya da siyah cisim tarafından yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısıdır. Işıma çok özel bir spektruma ve sadece cismin sıcaklığına bağlı olan bir yoğunluğa sahiptir. Termal ışıma, birçok sıradan obje tarafından kendiliğinden yayılan bir siyah cisim ışıması sayılabilecek türden bir ışımadır. Tamamen yalıtılmış bir termal denge ortamı siyah cisim ışımasını kapsar ve bir boşluk boyunca kendi duvarını yaratarak yayılır, boşluğun etkisi göz ardı edilebilecek kadar küçüktür. Siyah cisim oda sıcaklığında siyah görünür, yaydığı enerjinin çoğu kızılötesidir ve insan gözü ile fark edilemez. Daha yüksek sıcaklıklarda, siyah cisimlerin özkütleleri artarken renkleri de soluk kırmızıdan kör edecek şekilde parlaklığı olan mavi-beyaza dönüşür. Gezegenler ve yıldızlar kendi sistemleri ve siyah cisimler ile termal dengede olmamalarına rağmen, yaydıkları enerji siyah cisim ışımasına en yakın olaydır. Kara delikler siyah cisim olarak sayılabilirler ve kütlelerine bağlı bir sıcaklıkta siyah cisim ışıması yaptıklarına inanılır . Siyah Cisim terimi, ilk olarak Gustav Kirchhoff tarafından 1860 yılında kullanılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlararası ortam</span>

Astronomide Yıldızlar arası ortam (ISM), bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan maddedir. Bu madde iyonik, atomik ve moleküler formda gaz, toz ve kozmik ışınlar içerir. Yıldızlararası uzayı doldurur ve galaksiler arası uzaya iyi bir şekilde uyum sağlar. Aynı hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon şeklindeki enerji de yıldızlararası radyasyon alanıdır.

<span class="mw-page-title-main">Gama ışını astronomisi</span>

Gama-ışını astronomisi, foton enerjileri 100 keV'den yüksek olan elektromanyetik radyasyonun en yüksek enerjili formu olan gama ışınlarının astronomik gözlemleridir. 100 keV altı radyasyonlar X-ışınları olarak sınıflandırılır ve X-ışını astronomisinin konusudur. Astronomik literatür genelde “gama-ışınlarını” sıfat olarak kullanıldığı zaman tire ile, isim olarak kullanıldğında “gamma ray” şeklinde tiresiz yazar.

<span class="mw-page-title-main">Ralph Asher Alpher</span>

Ralph Asher Alpher Amerikalı kozmolojist.

<span class="mw-page-title-main">X ışını astronomisi</span>

X-ışını astronomisi, astronomik nesnelerin X-ışınının gözlem ve algılama çalışmalarıyla uğraşan astronominin bir dalıdır. X-ışınları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için x-ışınlarını tespit eden balon, sondaj roketleri ve uydular belirli bir yükseklikte bulunmalıdır. X-ışını astronomisi, Mauna Kea Gözlemevlerindeki gibi standart ışık emilimi olan teleskoplardan daha ilerisini gören uzay teleskopları ile ilgili bir uzay bilimidir.

Kozmik mikrodalga arka plan ışımasının keşfi modern fiziksel kozmolojide büyük bir ilerlemeyi teşkil eder. Kozmik arka plan ışıması Andrew McKellar tarafından 1941'de 2.3 K efektif sıcaklıkta W. S. Adams tarafından gözlemlenen CN soğurma çizgileri kullanılarak ölçüldü. 1950'li yıllarda yapılan teorik çalışmalar en basit göreceli evren modellerinin tutarlılığı için kozmik arka plan ışımasının gerekliliğini gösterdi. 1964'te Amerikalı fizikçi Arno Penzias ve radyo astronom Robert Woodrow Wilson sıcaklığını 3.5 K tahmin ederek Holmdel Horn Anteni ile deneyleri gerçekleştirdiler. Bu yeni ölçümler büyük patlama teorisini durgun hal teorisi karşısında destekleyen önemli kanıtlar olarak kabul gördü. Penzias ve Wilson bu ek ölçümler için 1978'de Nobel Fizik Ödülü'nü kazandılar.

<span class="mw-page-title-main">Büyük patlama teorisinin tarihi</span>

Büyük patlama teorisi'nin tarihi, büyük patlamanın gözlemlenmesi ve teorik değerlendirmesinin yapılmasıyla başladı. Kozmolojideki teorik çalışmaların çoğu artık temel Büyük Patlama modeline yapılan iyileştirmeleri içermektedir. Teorinin kendisi aslında Belçikalı Katolik rahip, matematikçi, astronom ve fizik profesörü Georges Lemaître tarafından resmîleştirilmiştir.

Galaktik sırt, Samanyolu'nun galaktik düzlemi ile çakışan iç gökada bölgesidir. Dünya'dan, 'toz şeritleri' ile kesilmiş bir yıldızlar kuşağı olarak görülebilir. Bu 'toz şeritlerinde', gaz halindeki galaktik diskin tozu, arka plandaki yıldızların görünür ışığını engeller. Bu nedenle, Samanyolu'nun en ilginç özelliklerinin birçoğu sadece X-ışınlarında görülebilir. Samanyolu'nu dolduran noktasal X-ışını kaynaklarının yanı sıra, galaktik düzlemde yoğunlaşmış, görünüşte dağınık bir X-ışını emisyonu da gözlemlenmektedir. Buna galaktik sırt X-ışını emisyonu (GRXE) denir. Bu emisyonlar, Diana Worrall ve çalışma arkadaşları tarafından 1982 yılında keşfedilmiş ve o zamandan beri bu emisyonların kökeni dünya çapında astrofizikçileri şaşırtmıştır.

<span class="mw-page-title-main">BOOMERanG deneyi</span> kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun özelliklerini inceleyen yörünge altı deneyi

BOOMERanG deneyi, bir balon üzerinde teleskop uçuran ve üç alt yörünge uçuşu sırasında gökyüzünün bir kısmının kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunu ölçen bir deneydi. Bu, CMB sıcaklık anizotropilerinin büyük, yüksek kaliteli görüntülerini oluşturan ilk deneydi ve 2000 yılında evrenin geometrisinin düze yakın olduğunun keşfedilmesiyle biliniyor ve rakip MAXIMA deneyinden benzer sonuçlar elde ediliyor.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.