Záření kosmického mikrovlnného pozadí (CMB) je záření v mikrovlnné části elektromagnetického spektra, které přichází ze všech směrů ve vesmíru. Je známo, že pochází z našeho nejranějšího počátku vesmíru. Protože vesmír je velmi rozsáhlý a rychlost světla je konstantní, víme, že když světlo CMB přichází z dětského vesmíru, přichází jako nejstarší signál, který můžeme detekovat. CMB má téměř dokonalé spektrum černého tělesa s teplotou přibližně 2,725 K (dnes), a fotony jsou roztaženy expanzí vesmíru z původního vysokoenergetického stavu do mikrovlnných vlnových délek. Vztah mezi časem a červeným posuvem ukazuje, že fotony pocházejí z doby zhruba 380 000 let po velkém třesku, kdy se poprvé vytvořily neutrální atomy a prostor se stal průhledným — tomuto jevu říkáme rekombinace nebo odpojení fotonů (photon decoupling).

Vznik a evoluce

Během velkého třesku vzniklo velké množství vysokoenergetického záření. Poté se vesmír zvětšil a ochladil. Vysokoenergetické fotony proto ztratily většinu své původní energie. V důsledku toho se nyní toto záření nachází v mikrovlnné části elektromagnetického spektra (mikrovlnná část má poměrně nízkou energii). Kosmické mikrovlnné pozadí je záření, které se šíří, aniž by do něčeho narazilo, od doby, kdy se vesmír stal průhledným, tedy asi 380 000 let po velkém třesku. Roztažením vlnových délek expanzí vesmíru odpovídá dnešní červený posuv zhruba z ≈ 1 100.

Detekce a měření

Arno Penzias a Robert Wilson poprvé detekovali záření CMB v roce 1965 jako homogenní šum v rádiovém přijímači. Přiřazení tohoto signálu k pozůstatku tepelného záření z raného vesmíru potvrdilo teoretické předpovědi (Gamow, Alpher a Herman). Důkaz o černotě spektra poskytl později experiment COBE-FIRAS, který ukázal, že CMB má prakticky přesné spektrum černého tělesa — to je jeden z nejsilnějších důkazů pro horký počátek vesmíru.

V průběhu desetiletí následovala řada misí a pozemních či balónových experimentů, které studovaly CMB s rostoucím rozlišením a citlivostí:

  • COBE (1989–1996) detekoval první malé anizotropie (nerovnoměrnosti) teploty a potvrdil černotní spektrum.
  • WMAP (2001–2010) poskytl přesné mapy anizotopií a určil základní kosmologické parametry s vysokou přesností.
  • Sonda Planck, kterou provozuje Evropská kosmická agentura (ESA), měřila CMB s ještě vyšším úhlovým rozlišením a citlivostí a doplnila údaje o polarizaci.
  • Zemské a jižní pólové teleskopy jako ACT a SPT a speciální experimenty (např. BICEP) se zaměřily na jemné struktury a polarizační signály (E‑módy a snahy o detekci B‑mód souvisejících s primordiálními gravitačními vlnami).

Anizotropie, polarizace a kosmologické parametry

Mapy CMB neukazují dokonalou homogenitu: existují malé fluktuace teploty řádu 10^-5 kolem průměrné hodnoty. Tyto fluktuace obsahují informaci o počátečních hustotních odchylkách, které později vyrostly do galaxií a velkorozměrné struktury. Spektrum těchto anizotropií (tzv. akustické vrcholy) umožňuje určit klíčové kosmologické parametry: Hubbleovu konstantu H0, relativní hustotu baryonů (Ωb), temné hmoty (Ωc), index spektra primordiálních fluktuací (ns), optickou hloubku reionizace (τ) a další.

Dále CMB vykazuje polarizaci vzniklou rozptylem fotonů na volných elektronech v době rekombinace a při pozdější reionizaci. Polarizační složky (E‑módy) jsou dobře měřitelné a dávají dodatečnou informaci; B‑módy by mohly nést otisk primordiálních gravitačních vln z inflace, jejich detekce je však náročná a zatím sporná.

Také pozorujeme dipólovou anizotropii způsobenou relativním pohybem Sluneční soustavy vůči referenčnímu rámci CMB — ta je řádově tisíckrát větší než zbylé drobné fluktuace.

Anomálie a otevřené otázky

Pozdější data vycházejí ze sondy Planck, kterou provozuje Evropská kosmická agentura (ESA). Byla navržena k pozorování rozdílů v kosmickém mikrovlnném pozadí (CMB) na mikrovlnných a infračervených frekvencích s vysokou citlivostí a malým úhlovým rozlišením. Sonda již ukončila svou práci, ale vědci stále analyzují získaná data. Zajímavé je především to, že existuje:

"asymetrie průměrných teplot na opačných polokoulích oblohy. To je v rozporu s předpovědí standardního modelu, podle níž by měl být vesmír v podstatě podobný v jakémkoli směru, kterým se díváme. Kromě toho se chladná skvrna rozprostírá na části oblohy, která je mnohem větší, než se očekávalo".

Vedle této hemisférické asymetrie a slavné „cold spot“ (chladné skvrny) existují další drobné odchylky od očekávání kvantitativní statistiky a isotropie, které nejsou dosud jednoznačně vysvětleny. Mezi navrhované vysvětlení patří:

  • statistická odchylka v limitovaném pozorovaném poli (cosmic variance),
  • pozůstatky a systématiky měření nebo ne zcela odstraněné emisní složky naší galaxie a jiných foregroundů,
  • neobvyklé počáteční podmínky nebo fyzika během inflace (např. lokální porušení symetrie, ne-gaussovské fluktuace),
  • velké kosmologické struktury v popředí (např. obří „superprázdnota“ vysvětlující cold spot).
Žádné z těchto vysvětlení zatím není definitivně potvrzeno a problém zůstává předmětem aktivního výzkumu.

Proč je CMB důležitá

CMB je základní empirickou oporou moderní kosmologie: potvrzuje horký počátek vesmíru, poskytuje přesné měření kosmologických parametrů a dává informaci o raných procesech (např. inflaci). Díky kombinaci spektrálních, prostorových a polarizačních dat lze testovat standardní kosmologický model (ΛCDM) a hledat nové fyzikální jevy mimo něj. Analýza CMB pokračuje i nadále — vylepšené metody zpracování dat, nová pozorování a lepší modely předních emisí dávají naději, že odpovědi na některé současné nejasnosti budou v budoucnu nalezeny.