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日期: 10 Apr 2005 19:30:44 +0800 (CST)
標題: 宇宙論系列 1.5 -- 宇宙熱輻射
信群: tw.bbs.sci.astronomy    看板: sky
來源: <4HXMkR$KzV@ptt.cc>:24553, sally.csie.ntu.edu.tw
組織: 批踢踢實業

  在很早期的時候, 稠密和炎熱的宇宙一定會包含高溫的熱黑體輻射[一]. 隨著
宇宙的澎脹, 熱輻射密度會慢慢降低, 但現今仍存在於星系間.

  澎脹的宇宙和膨脹的輻射則導致輻射溫度的降低. 想要知道在澎脹的空間中,
熱輻射會有怎樣的反應, 我們可以想像宇宙內的某一塊小區域, 包含在一個由全
反射牆所組成的盒子中. 假設這個盒子澎脹的速度和宇宙一樣. 在這些假設下,
盒內輻射的狀況會和盒外完全一樣. 我們這樣說是因為, 雖然這些光子被包在盒
子中無法逃出, 但是光子在盒子內碰到全反射牆時, 會被全被反彈回來, 就如同
沒有牆時, 雖然有些光子會逸出, 但也會有其它的光子跑進來.

  因此, 我們便可以用這個模型來計算澎脹盒中的輻射溫度. 在嘗試計算早期宇
宙的核合成[二]過程中, Gamow 和他的同事估計, 大爆炸 200 秒後的初始火球
溫度大約 10^9 K [三]. Alpher 和 Herman 估計現在宇宙殘留的熱輻射溫度大
約是 5 K (以後內容會詳介). 由普朗克定律可知, 這麼低的溫度, 會讓輻射的
最大光譜值落在微波的範圍.

  早期天文學家以頻譜觀測儀[四]檢視星際間的氰雲[五], 便發現星際間的空間
溫度不為零. 但是那個時候, 這一點並不被認為是微波輻射存在的證據. 第一個
直接觀測到宇宙存在微波輻射, 是 Penzias 和 Wilson 在 1965 年用設計給人
造衛星通訊用的錐型天線所捕捉到的. 稍後有科學家確認這便是宇宙火球輻射的
遺跡. 能夠做如此的測量, 主要是科學家有辦法量測到公分級的波長, 大概相當
於 3 K 的溫度.

  從那時候開始, 許多關於不同波長的輻射的測量便蓬勃開展. 對於波長在 100
到 0.3 公分的範圍, 地表的輻射測量儀[六]便夠用了. 但是對於波長低於 0.3
公分的輻射, 便要用火箭, 氣球, 或衛星等工具到大氣以外測量, 因為大氣會吸
收這一段波長的輻射. 在 1989 年所發射的 COBE 衛星的測量結果發現, 宇宙輻
射完美地符合普朗克頻譜圖在 2.736 K 的樣子.

  天空的輻射分佈幾乎是等向的, 但是有兩個大尺度的偏差. 第一個偏差以餘弦
值 ( cos 日 ) 的型態出現. 科學家解釋這是因為地球相對於黑體輻射的運動所
造成的. 因為都普勒效應, 使得地球運動方向的前端溫度會略為提高, 而背後的
溫度則會降低. 這讓溫度有些小擾動, 以餘弦值的型態出現. 其中角度 "日",
是觀測方向跟地球運動方向的夾角. 我們觀測到的溫度變化大約是 0.005 K, 相
當於 630 km/s 的速度. 請注意, 這個地球速度的決定並不違反相對性, 因為測
量值並不是相對於真空的空間, 而是相對於黑體輻射的光子氣體.

  另一個大尺度偏離等向性則是集中於沿著本銀河系的方向. 那是因為我們的銀
河中有許多的氣體和電子 (從氫氣中解離出來的) , 那些氣體和電子也會散發出
輻射.

  還有許多實驗在尋找小尺度的偏離等向性現象. 因為那代表著早期宇宙質量分
部不均勻. 因此輻射中的光子會先和物質作用後, 才會跑到地球上. 在 0.5 分
[七]到 1 度的的範圍內並沒有發現偏離等向性的現象. 但是在 10 度的尺度下,
從等向性偏離的溫度可以高達 10^{-5} K.

  這代表了當輻射正在形成時, 宇宙並非完全地均勻. 只是偏離值實在是很小.
因為上次輻射的光子和物質(電子和質子)發生作用的時間, 是在宇宙 20 萬歲的
時候, 因此可以知道那時候的物質分佈一定幾近於平均. 這也是另一項證據可以
證明, 宇宙應該是等向的(或是均質的).

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註一:

[一]熱黑體輻射 -- thermal blackbody radiation
[二]核合成 -- nucleosynthesis
[三]K -- 凱式溫標, 又稱絕對溫標, K = C + 273.16
[四]頻譜觀測儀 -- spectroscope
[五]氰 -- cyanogen
[六]輻射測量儀 -- radiometer
[七]分 -- arcminute

註二:

  有關黑體輻射可以參考下列網站:

 http://library.thinkquest.org/C007571/chinese/advance/background4.htm

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