Kosmologiske spørgsmål om universets oprindelse, er nogle af de mest grundlæggende spørgsmål som mennesket kan stille. Gennem hele menneskelighedens historie, har svarene på disse spørgsmål været filosoffernes og teologernes højt prioriterede mål. Det er ganske bemærkelsesværdigt at leve i en tid, hvor astronomerne finder virkelige og testbare svar på disse spørgsmål, ved hjælp af videnskabens empiriske metoder. Det er forfor vigtigt, at disse beviser som støtter Big Bang teorien, er af ekstraordinær kvalitet. Hvad er beviset for, at Big Bang faktisk fandt sted?
Universets ekspansion, kan relateres til temperaturændringer: når en gas komprimeres bliver den varmere, og når den udvider sig bliver den køligere. Da universet udvider sig, skal der også ske en afkøling. Derfor, måtte universet da det var meget ungt og lille, have bestået af en ekstraordinær varm og kompakt gas. Som enhver anden varm, kompakt gas, ville dette tidlige univers have været oversvømmet med sortlegemestråling, der udviser et sortlegeme (Planck) spektrum (se kapitel 4).
Efterhånden som universet udvidede sig, ville denne stråling blive rødforskudt til længere og længere bølgelængder. Husk på Wiens lov fra kapitel 4, som siger, at temperaturen forbundet med et Planck sortlegemes stråling, er omvendt proportional med topbølgelængden: T = (2.900.000 nm K) / λtop. Forskydning af Planck strålingen til længere og længere bølgelængder, er derfor svarende til at skifte strålingens temperatur til lavere og lavere værdier. Som illustreret i figur 18.15 er en fordobling af bølgelængden for fotonerne i et Planck spektrum ved at fordoble universets skaleringsfaktor, ækvivalent med at halvere temperaturen for Planck spektrummet. I slutningen af 1940’erne, konkluderede kosmologerne Ralph Alpher (1921-2007), Robert Herman (1914-1997) og George Gamow (1904-1968), at denne stråling stadig skulle være synlig i dag, og skulle have et Planck sortlegemespektrum med en temperatur på omkring 5-50 kelvin.
Måling af temperaturen på den kosmiske baggrundsstråling
Denne forudsigelse, forblev uprøvet indtil begyndelsen af 1960’erne, da som vi nævnte i kapitel 5, var to fysikere hos Bell Laboratories – Arno Penzias og Robert Wilson (se figur 18.16) – der opdagede et svagt mikrobølgesignal der kom fra alle retninger på himlen. Fysikeren Robert Dicke (1916-1997) og hans kollegaer ved Princeton University, forudsagde også et varmt, tidligt univers, og de ankom uafhængigt til de samme grundlæggende konklusioner som Alpher og Gamow var nået til to årtier tidligere. Da Dicke og hans kollegaer hørte om signalet, so Penzias og Wilson havde fundet, tolkede de det som den stråling, der blev efterladt af det varme, tidlige univers. Styrken af det detekterede signal, var i overensstemmelse med gløden fra et sortlegeme med en temperatur på omkring 3 kelvin, meget tæt på den forudsagte værdi. Deres resultater, som blev offentliggjort i 1965, fortalte om opdagelsen af ”gløden” efter the Big Bang.
Det er værd at bemærke, at i videnskaben kan timing betyde alt. Alpher, der først forudsagde eksistensen af en svag glød efterlad fra Big Bang, havde uden held søgt efter signalet, 10 år før Penzias og Wilson gjorde deres opdagelse. Desværre var teknologien fra slutningen af 1940’erne og begyndelsen af 1950’erne, simpelthen ikke klar til opgaven den stod overfor.
Denne stråling, tilbage far det tidlige univers, kaldes den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (KMB). I dag er KMB og betingelserne i det meget tidlige univers meget bedre forstået, end de var i begyndelsen af 1960’erne. Da universet var ungt, var det varmt nok til, at alle atomer blev ioniseret, således at elektronerne var adskilt fra atomkernerne. Hus fra vores beskrivelse af stjerners og Solens struktur i kapitel 13, at stråling ikke bevæger sig godt igennem ioniseret plasma. De frie elektroner i plasmaet, interagerer stærkt med strålingen, og blokerer dens bevægelse. Betingelserne i det tidlige univers, var meget som betingelserne i en stjerne: universet var et uigennemsigtigt sortlegeme (se figur 18.17a). Som universet ekspanderede, blev gassen der fyldte det, afkølet. På det tidspunkt, hvor universet var omkring en tusindedel af dets nuværende størrelse, var temperaturen faldet til et par tusinde kelvin, så Protoner og elektroner kunne kombineres til dannelsen af hydrogenatomer. Denne begivenhed, kaldet universets rekombinering, forekom da universet var flere tusinde år gammelt (se figur 18.17b).
Hydrogenatomer er meget mindre effektive til blokering af stråling, end frie elektroner er det, så da rekombinationen opstod, blev universet pludselig gennemtrængeligt for stråling. Siden dengang, har strålingen der blev tilbage fra Big Bang, været i stand til at bevæge sig stort set uhindret gennem hele universet. På tidspunktet for rekombinationen, hvor universets temperatur var et par tusinde kelvin, nåede bølgelængden af denne stråling cirka 1 mikrometer (µm) jævnfør Wiens lov (se kapitel 4). Efterhånden som universet ekspanderede, blev strålingen forskudt til længere og længere bølgelængder – og derfor til køligere temperaturer (se figur 18.15). I dag er universets omfang steget tusindfold siden rekombinationen, og topbølgelængden af den kosmiske baggrundsstråling, er ligeledes øget tusindfold til en værdi tæt på 1 millimeter (mm). Spektret af den kosmiske baggrundsstråling, har stadig form som et Planck sortlegemespektrum, men med en karakteristisk temperatur på 2,73 kelvin, kun få tusindedele af hvad den var på tidspunktet for rekombinationen.
Tilstedeværelsen af den kosmiske baggrundsstråling med et Planck sortlegemespektrum, er en meget stærk forudsigelse for Big Bang teorien. Penzias og Wilson havde bekræftet at der var et signal med den korrekte styrke, men de kunne ikke helt sikkert sige, om det signal de så, havde formen af et Planck spektrum. Fra slutningen af 1960’erne til 1980’erne, støttede de fleste eksperimenter ved forskellige bølgelængder, de samme konklusioner. Instrumenter ombord på COBE satellitten der blev opsendt i 1989, lavede yderst præcise målinger af den kosmiske baggrundsstråling på mange bølgelængder, fra et par µm og op til 1 cm. Husk fra figur 5.36. at COBEs spektrum af den kosmiske baggrundsstråling, er et Planck sortlegemespektrum med en temperatur på 2,73 kelvin. Overensstemmelsen mellem den teoretiske forudsigelse og observation er virkelig bemærkelsesværdig. De observerede spektrum svarer så perfekt til den, der forudsiges af Big Bang kosmologien, at der ikke kan være nogen reel tvivl om, at dette er den stråling, der blev tilbage fra det tidlige univers’ oprindelige ildkugle.
KMB måler Jordens bevægelse relativ til universet selv
COBEs data, indeholdt langt mere information end en måling af den kosmiske baggrundsstrålings spektrum. Figur 18.18a, viser et kort lavet af COBE over den kosmiske baggrundsstråling på hele himlen. De forskellige farver på kortet, svarer til variationer på cirka 0,1 procent i den kosmiske baggrundsstrålings temperatur. Det meste af denne temperaturvariation er til stede, fordi den ene side af himlen, ser lidt varmere ud end den modsatte side af himlen. Denne forskel, har intet at gøre med universets struktur i den store skala, men er snarer et resultat af Jordens bevægelse i forhold til den kosmiske baggrundsstråling.
Vi har understreget, at der ikke er nogen foretrukken referenceramme. Fysiske love er de samme i enhver initiel referenceramme, så der er ikke en referenceramme der er bedre end en anden. Men der er, i en vis forstand, en foretrukken referenceramme for et hvert punkt i universet. Dette er den referenceramme der ligger i ro, med hensyn til universets ekspansion og hvor den kosmiske baggrundsstråling er isotropisk, eller den samme i alle retninger. Kortet fra COBE viser, at den ene side af himlen er lidt varmere end den anden, fordi Jorden og Solen bevæger sig med en hastighed på 368 km/s i retning af stjernebilledet Bægeret, i forhold til denne kosmiske referenceramme. Stråling fra den retning som Jorden bevæger sig i, er lidt blåforskudt (forskudt til en højere karakteristisk temperatur), på grund af denne bevægelse, mens strålingen fra den modsatte retning, er Dopplerforskudt mod det røde (eller køligere karakteristisk temperatur). Jordens bevægelse, skyldes en kombination af faktorer, herunder Solens bevægelse omkring Mælkevejems centrum, og Mælkevejens bevægelse i forhold til den kosmiske baggrundsstråling.
Når denne asymmetri i den kosmiske baggrundsstråling på grund af Jordens bevægelse trækkes fra COBEs kort, bliver der kun små variationer tilbage i den kosmiske baggrundsstråling (se figur 18.18b), med amplituder på kun cirka 1/100.000 af den kosmiske baggrundsstrålings lystyrke. Det betyder, at de lysere dele af dette kort, kun er omkring 1,00001 gange lysere, end de svageste dele. Disse små variationer synes måske ikke af meget, men de er faktisk af afgørende betydning i universets historie. Husk fra kapitel 17, at tyngdekraften selv, kan skabe en rødforskydning. Disse små udsving i den kosmiske baggrundsstråling, er resultatet af gravitationelle rødforskydninger, forårsaget af koncentrationer af masse, der eksisterede i det tidlige univers. Disse koncentrationer af masse, gav senere anledning til galakser og resten af den struktur, der er tydelig i universet i dag.
Efterfølgende observationer fra instrumenter udført fra balloner på Antarktis, har understøttet COBEs resultater. Siden 2001 er mere præcise målinger af variationerne i den kosmiske baggrundsstråling blevet udført af en NASA satellit, der hedder Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, eller WMAP. Figur 18.18c, viser variationerne målt af WMAP men en meget højere opløsning end den der kunne detekteres af COBE. Den Europæiske Rumorganisations Planck satellit, har indsamlet et kort i en endnu højere opløsning i perioden fra 2009 til 2012. De højtopløselige kort, som er blevet lavet af WMAP og Planck, gør det muligt for astronomerne, at forfine deres ideer om udviklingen af strukturen i det tidlige univers, som vi vil se nærmere på i kapitel 22.