Întrebări intermediare
Dacă oamenii intrebari frecvente mai implicat, atunci acestea ar putea fi printre ei!
Treci la avansat întrebările nivel.
Ce este "ultimul-imprastiere de suprafaţă"?
Universul timpuriu a fost atât de cald că toată materia a fost ionizat. Chestii ionizata este extrem de bun la interactiunea cu radiaţii (are o mare "secţiune transversală" pentru împrăştiere un foton), întrucât materialul neutru este aproape transparentă. Cea mai mare parte a Universului este pe bază de hidrogen, care a fost totul ionizat până la aproximativ un milion de ani dupa Big Bang. Deoarece Universul extins se răceşte în jos, astfel că elementele constitutive de tot a avut mai puţină energie. Aproximativ un milion de ani după Big Bang protonii au fost capabili să organizeze pe electroni, fără a energiilor fi atât de mare încât electronii ar obţine rupt din nou. Deci, materialul a Universului a devenit neutru la acea dată, după care fotonii si atomii de hidrogen greu au interactionat cu ele din nou. Aşa că atunci când ne uităm în spaţiu vom vedea un foton cu microunde venind din direcţia în cazul în care ultima risipit de pe materialul ionizat. Au fost ioni şi electroni, în fiecare direcţie în jurul valorii de noi, atata timp cat ne uitam la stele distantele destul de mare (ceea ce înseamnă să cauţi destul de departe în trecut, din cauza vitezei finite a luminii). Deci, putem defini o "ultima-imprastiere de suprafaţă", care este o coajă îndepărtat în spaţiu, în cazul în care fotonii de astăzi CMB ultimele risipit off Materie ionizat. Distanţă mai mică de această suprafaţă Univers a fost în esenţă transparent. Mai departe decât această suprafaţă fotonii şi ioni au fost rapid de imprastiere. Deci, deşi suprafaţa are o grosime finită, este o limita relativ ascuţit. Cele mai multe dintre anizotropiei vom vedea pe cer cu microunde de astăzi au fost generate pe această suprafaţă ultimul imprastiere.
Pot vedea obiectele care a cauzat anizotropiei?
Uneori, oamenii uita ca cele mai multe dintre anizotropiei CMB sunt formate pe suprafaţa de imprastiere ultimul, Ştiind că precursorii de clustere şi super-clustere cauzat lovituri cu microunde, nu este prea greu pentru a obţine confuz despre care să facă legătura între aceste obiecte şi structuri locale. Dar amintiţi-vă că evenimentul a fost ultima împrăştiere circa 300.000 de ani după Big Bang, adică un foarte mult timp în urmă. Astfel, obiectele care a provocat punctele fierbinţi şi la rece, văzut de COBE de exemplu, sunt de aproximativ 15 miliarde de ani lumina distanta (presupunând că aceasta este vârsta Universului), şi ne vedem efectele lor asupra CMB aproximativ 15 miliarde ani în urmă. Deci, structurile care a provocat valurile cu microunde sunt, în principiu, la o lungime de orizont de la noi, şi, prin urmare, departe de a fi structurile pe care le urmări cu ajutorul grupurilor relativ apropiere. Cu toate acestea, într-un sens statistic aceste obiecte ar trebui să fie foarte similar cu ceea ce structurile locale au fost ca aproximativ 15 miliarde de ani. Şi amintiţi-vă că cineva care locuieşte în apropiere de un orizont de-distanţă de la noi, vom vedea supercluster noastre locale să determine o anizotropie pe suprafaţa lor de imprastiere trecut.
Sunt zone fierbinţi supra-sau sub-densităţi densităţi?
În imaginile standard de teoretice care oamenii au de fluctuaţiile CMB, variaţii mari cu unghi sunt cauzate de gravitaţionale roşu-albastru-şi schimburi schimburi de blobs şedinţei de pe suprafaţa ultima imprastiere. Un overdensity (de exemplu, o regiune cu materia mai mult decât media) cauzează un foton de energie pentru a pierde în drumul său stele: ne spun că există o "deplasarea spre roşu gravitaţională" ca fotonul "urca din potenţialul de bine". O underdensity pe de altă parte, conduce la o blueshift. Deoarece o redshift reprezintă o energie mai mică (mai roşii) foton, atunci care corespunde la o temperatură CMB uşor mai scăzut. Deci, overdensities sunt pete la rece, şi underdensities sunt punctele fierbinţi.
Există teorii alternative de curs în care anizotropiei mari unghiul sunt cauzate de lucruri uşor diferite decât acestea redshifts simplu gravitationale si blueshifts. În astfel de teorii este posibil pentru supra-şi sub-densităţi să corespundă opus de ceea ce a fost descris mai sus. În special în cazul în care modelele perturbatiile iniţial provin de la "defect topologic" sau "isocurvature" moduri, lucrurile pot fi mai complicate. Probabil că la un moment dat în viitorul apropiat vom şti definitiv ce fel de mari dimensiuni fluctuaţiile Universul nostru are, iar apoi vom şti cu certitudine dacă aveţi posibilitatea să indicaţi spre un hot spot CMB şi să spună "Universul folosit pentru a fi uşor sub- dens în această direcţie "!
Ce este "Cosmic Variance"?
Când încercaţi să estima orice cantitate pe baza unui eşantion restrâns, atunci te astepti anumit grad de incertitudine între estimarea ta şi "adevărata" valoare subiacente. Acest lucru este cunoscut sub numele de probă sau varianţa de eşantionare. După cum vă construi un eşantion mai mare şi mai mare vă aşteptaţi această incertitudine să scadă (dacă totul se comporta frumos, el va merge în jos ca rădăcina pătrată din numărul de probe).
Acum, haideţi să ne imaginăm că suntem încercarea de a determina valoarea de ceva pe unele scară destul de mare, să zicem o fracţiune rezonabilă de mărimea Universului observabil. Această cantitate poate fi densitatea sau viteză sau a unor astfel de. Atunci ce vom descoperi este ca noi va rula în cele din urmă într-o limită, pentru că nu există decât un Univers observabil finit, şi atunci nu putem obţine un eşantion mai mare. Lucrurile sunt chiar mai clare pentru CMB, dacă suntem incearca sa determine spectru de putere, sau echivalent amplitudinile unor momente multipol (cât de mari sunt fluctuaţiile la scări diferite unghiulare). Orice teorie care stau la baza va oferi o predictie pentru valoarea aşteptarea a coeficienţilor multipol, dar densitatea fluctuaţiile sunt în mod inerent un proces stocastic: teoria nu ne va spune ce este realizarea, în special în regiunea noastră de spaţiu-timp. Acest lucru conduce la o incertitudine inerente în determinarea "valorii presupuse" teoretică (ceea ce v-ar obţine dacă ai putea medie, peste un ansamblu de universuri) de la o cantitate nostru empiric determinată. Nu contează cât de precis vă măsura lucruri, nu poti scapa de acest "Cosmic Variance".
Luaţi anizotropia cuadrupolar ca un exemplu. Acesta este un lucru pe cer, care are cinci coeficienţi. Fiecare dintre aceste coeficienţilor este un numar aleator (o varia Gaussian aleatoare în modelele standard), şi astfel distribuţie statistică preconizate pentru amplitudinea cuadrupolar este ca suma de cinci Gaussians (o 
2 Distribuţia cu 5 grade de libertate), si asa este destul de largă. Acest lucru înseamnă că măsurarea cuadrupolar real pe cerul nostru nu-ţi spun o mulţime despre valoarea aşteptarea quadrupoles pentru o grămadă de observatori. Puteţi să vă gândiţi de această incertitudine ca un "bar eroare teoretică", dacă doriţi. Pentru multipoles mai mare (scara mai mica unghiulară), există mult mai multe probe, şi aşa mai departe "Cosmic Variance" este mai puţin importantă. Deci, dacă sunteţi încercarea de a determina spectru de putere unghiulare, apoi la unghiuri mari, tind să fie dominate de către "Cosmic Variance", în timp ce la unghiuri mici esti dominat de zgomot instrumental.