Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması (CMB) Nedir?

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması (veya Kozmik Mikrodalga Artalan Işıması, İng: "Cosmic Microwave Background Radiation" veya kısaca "CMB" veya "CMBR"), Büyük Patlama'dan 380.000 yıl kadar önce serbest kalan ve günümüze kadar ulaşmayı başaran, dolayısıyla Büyük Patlama ve Evren'in kökenleri hakkında çok önemli bilgiler barındıran fotonları içeren, kozmolojik bir olgudur. Terim içindeki her bir sözcük önemlidir:

• Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması "kozmik" olarak adlandırılır, çünkü Evren'in Evren'de belli bir yerde olan bir ışıma değildir; daha ziyade, Evren'in gözleyebildiğimiz (ve büyük ihtimalle, gözleyemediğimiz) her yerini doldurur.
• Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması "mikrodalga" olarak bilinir, çünkü aslen birçok frekansta ışınım yapsa da en belirgin olduğu frekans 160.4 Gigahertz düzeyindedir ve bu, ışık spektrumunda "mikrodalga" olarak bilinen aralığa denk gelir.
• Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması bir "arka plan" (veya "art alan") ışımasıdır, çünkü Evren'deki diğer bütün ısı ve radyasyon kaynaklarını hesaba katıp, "simsiyah" olan bir uzay boşluğunun sıcaklığını ölçecek olsanız, ortalama 2.7 Kelvin düzeyinde bir sıcaklık ölçersiniz; yani bu ışıma, Evren'i oluşturan uzay-zaman dokusunun kendisinden kaynaklanır, bir "arka plan gürültüsü" gibidir.
• Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması bir "ışıma"dır, çünkü bildiğimiz anlamıyla elektromanyetik bir radyasyondan söz etmekteyiz.

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması, Evren'in 13.82 milyar yıl kadar önce, Büyük Patlama adını verdiğimiz olayla başladığını gösteren en önemli kanıttır; öyle ki, 1965 yılında yanlışlıkla keşfedilmiş olmasına rağmen, Amerikalı astronomlar Arno Penzias ve Robert Wilson'a 1978 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırmıştır.

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması Nedir?

Yukarıda, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın temel bir tanımını verdik; ancak bu ışımanın tam olarak ne olduğu ve neden kaynaklandığını izah etmedik. Şimdi, buna bir bakalım.

Eğer evren şu anda genişlemekte ise (ki öyle olduğunu biliyoruz) filmi geçmişe sararak, geçmişte evrenin daha sıkışık ve dolayısıyla daha sıcak olması gerektiğini bekleriz. Eğer evrenin bir başlangıcı varsa ve çok küçük bir hacimden genişlediyse, evrenin erken dönemlerinde ortam çok yoğun ve sıcak olmalıdır. Böylesi sıcak bir ortamda fotonlar, etkileşmeden serbest bir şekilde hareket edemez. Fakat evren yeterince genişler ve soğursa, fotonların serbest bir halde hareket etmeleri mümkün hale gelir. Bugün son saçılma yüzeyi (gerçek bir yüzey değil, hayali bir yüzey) olarak adlandırdığımız bu dönemin, evrenin yaklaşık 380.000 yıl yaşındaki zamanına denk geldiğini biliyoruz.

Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra Evren, şu anda bizim gözleyebildiğimiz Gözlenebilir Evren'den bile çok ama çok daha büyük (Gözlenebilir Evren'imizden muhtemelen yüzlerce kat büyüklükte) bir boyuta ulaşmıştı. Bunun sebebi, kozmik enflasyon (kozmik şişme) olayıydı: Evren, 1 saniyeden çok ama çok daha kısa bir süre içinde, tahminlere göre sadece 10^-37 saniye içinde 10⁷⁸ oranında büyümüştü.^[1] Buna bağlı olarak Evren, muazzam bir düzenliliğe sahipti; yani hemen her noktasındaki enerji yoğunluğu, ortalamada 10.000'de 1 düzeyinde aynıydı.

Buna karşılık Evren, bu evrede aşırı sıcaktı: Büyük Patlama'dan 1 saniye kadar sonra Evren'in yaklaşık 10³² Kelvin sıcaklığa sahip olduğu düşünülüyor.^[2] Ayrıca Evren, sıcak olduğu kadar yoğundu da: Bu dönemde Evren'in radyasyon, madde ve antimadde yoğunluğu, günümüzdeki bir uranyum çekirdeğinden trilyonlarca kere trilyonlarca kat daha yoğundu. Tüm bunlar olurken Evren, kozmik enflasyon dönemindeki kadar hızlı olmasa da, müthiş bir hızla genişlemeye ve soğumaya devam ediyordu.

Evren, genişleyip soğudukça, artık madde-antimadde çiftleri oluşamaz hale geldi ve dengesiz yapıda olan madde-antimadde çiftleri birbirlerini yok etmeye başladılar. Bu yok etme süreci, bilinmeyen bir nedenle, maddenin ufacık da olsa üstün gelmesiyle sonuçlandı. Günümüzde Evren'de antimaddeden ziyade madde görmemizin nedeni bu.

Sıcaklıklar yüksekken, atomların oluşması çok zordu; çünkü Evren hala aşırı enerjikti ve atom çekirdeği etrafındaki elektronları çekirdekten koparmak çok kolaydı. Elektronlar, atomlar etrafında bir bulut içinde yüzüyorlardı ve bu nedenle Evren, Büyük Patlama'dan 10^-6 saniye sonrasından itibaren, "plazma" halindeydi. Bunun ilginç bir sonucu, o dönemde oluşan fotonların özgürce hareket etmekte zorlanmasıydı: Çünkü oluşan fotonlar, çok uzağa gidemeden bir diğer atoma veya elektrona çarpıyorlardı, sonra bir başka yöne doğru fırlıyorlardı ve o yönde de pek ilerleyemeden bir başka atom veya elektron yollarını kesiyordu. Buna Thomson Saçılımı veya daha yüksek enerji seviyelerinde olduğunda Compton Saçılımı denmektedir.

Bu dönemde Evren'e dışarıdan bakacak biri, onu tamamen veya neredeyse tamamen opak olarak görürdü; çünkü fotonların gözüne ulaşması mümkün olmazdı. Benzer şekilde, eğer bir kişi bu noktada Evren'in içinde etrafına bakacak olsa, sadece birkaç ışık yılı uzağı görebilirdi (bu, kulağa çok gelse de, kozmolojik ölçekte bir hiçtir), çünkü daha uzak yerlerden ışığın gözüne ulaşması pek mümkün olmazdı.

Ancak sıcaklıklar düştükçe, Büyük Patlama'dan sadece 3-4 dakika kadar sonra (bu, kulağa kısa geliyor olabilir ama Büyük Patlama kozmolojisi için bir ömre bedeldir) nükleer füzyon mümkün oldu ve protonlarla nötronlar bir araya gelerek daha ağır elementleri oluşturmaya başladılar. Bu süreçte elektronlar, nihayet serbest halden çıkarak atomlara dâhil olmaya başladılar ve fotonlar da daha rahat bir şekilde hareket edebilmeye başladılar. Hepsi değil, sadece en yüksek enerjili fotonlar bunu yapabilmeye başladılar. İşte bu noktada, Büyük Patlama üzerinden 379.000 yıl geçmişti ve sıcaklıklar, 3.000 Kelvin civarına düşmüştü.^[3]

Bu noktaya kadar fark etmiş olabileceğiniz gibi bu olay, Evren'de sadece bir noktada yaşanmadı, her noktada, aynı anda (veya çok benzer zamanlarda) yaşandı. Ve bu yaşandığında, fotonlar Evren'de her yöne doğru çok daha özgür bir şekilde hareket edebilmeye başladılar (Evren, transparan hale gelmeye başladı). Bugün Evren'de nereye bakarsak bakalım gördüğümüz art alan ışıması, işte bu anda uzay-zamana saçılan ışıktan kalan enerjidir.

Bu ışıma, ilk etapta "mikrodalga" düzeyinde değildi; tam tersine, kızılötesi frekansında ve şimdikine göre oldukça yüksek enerjili bir dalgaydı. Eğer bu dönemde uzaya bakacak olsaydınız, bu dalgaları kırmızımsı bir şekilde görebilirdiniz bile! O dönemde Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın sıcaklığı 2.940 Kelvin civarındaydı. Ancak Evren genişledikçe bu ışıma "kırmızıya kaymaya" başladı ve sıcaklığı 2.725 Kelvin dolaylarına kadar düştü. Bu, Evren içerisinde olabilecek en düşük sıcaklık olan mutlak sıfır sıcaklığının (yani 0 Kelvin sıcaklığının) sadece birkaç derece üstündedir.

İşte bugün, bu radyasyonu uzayın neresine bakarsak bakalım görüp, haritalandırdığımızda, karşımıza şu şekilde bir harita çıkmaktadır:

ESA

Bu haritanın ortalama sıcaklığı 2.725 Kelvin'e karşılık gelmektedir ve kırmızı noktalar bu ortalamadan daha sıcak olan yerleri, mavi noktalar ise bu ortalamadan daha soğuk yerleri göstermektedir. Ancak bu dağılım ve renkler sizi yanıltmasın: Haritadaki en kırmızı (en sıcak) nokta, ortalamanın sadece 0.00003 Kelvin üzerindedir ve 2.72503 Kelvin dolaylarındadır. Haritadaki en mavi (en soğuk) nokta, ortalamanın sadece 0.00003 Kelvin altındadır ve 2.72497 Kelvin dolaylarındadır. Yani Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın sıcaklık dağılımı 2.725 ±0.00003 Kelvin olarak ölçülmektedir. Daha güncel hesaplamalar, termal kara cisim spektrumu olarak bilinen bu sıcaklık dağılımını 2.72548 ±0.00057 Kelvin olarak belirlemektedir.^[4]

Bu dalgalanma, çok küçük olmasına rağmen önemlidir; çünkü az önce sözünü ettiğimiz kozmik enflasyonu tarif eden Enflasyon Teorisi, kusursuz düzenlilikten bir miktar sapmayı hâlihazırda öngörmekteydi ve bu öngörünün doğru çıktığını görmekteyiz - ki bu, Büyük Patlama Kozmolojisi'ne büyük katkılar sağlamaktadır. İkincisi, bu dalgalanmalar olmasaydı, daha büyük yapılı sistemler (yıldızlar, galaksiler, gruplar, kümeler ve filamentler) oluşamazdı. Bir diğer deyişle, kusursuz bir düzenlilikten sapılmamış olsaydı, Evren'imiz bugün gözüktüğü gibi var olamazdı.

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması Nerede?

Aslında bunu yukarıda anlatmıştık, ancak çok net anlaşılması için, tekrar vurgulamakta fayda görüyoruz: Yukarıda gördüğünüz haritanın kimi zaman "Evren'in sınırını gösterdiği" gibi anlatımlar görebilirsiniz. Buradan yola çıkarak, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın Evren'in sınırında var olan bir ışıma olduğu iddia edilebilir. Bunlar, teknik olarak doğru değildir.

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması, Büyük Patlama'dan sonraki yaklaşık 400.000 yıllık sürenin 100.000 yıl kadarlık bir süresi boyunca Evren'in her yanında oluşan ve yayılan radyasyondur. Dolayısıyla bu radyasyon, Evren'in sınırında veya herhangi bir diğer noktasında olan bir olay değildir. Tıpkı Büyük Patlama'nın Evren'in herhangi bir yerinde yaşanmamış olması, her yerinde yaşanmış olması gibi...

Haritada gösterilenin, Evren'in kendisinin değil ama, Gözlenebilir Evren'in sınırındaki Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın fotoğrafı olduğu doğrudur. Ancak bu, sadece orada Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması olduğu anlamına gelmemektedir. Sadece astronomlar, fiziksel sınırlar (ışık hızının izin verdiği sınırlar) dahilinde görebileceğimiz en uzak noktadaki Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'na bakarak, Evren'in ilk anlarından kalma ışımanın niteliklerini öğrenmekteler ve bu sayede Büyük Patlama hakkında bilgi alabilmekteler.

Bir diğer deyişle, bu harita çok yavaş bir şekilde de olsa, durmaksızın değişmektedir; çünkü Evren'imiz genişlemeye ve yaşlanmaya devam etmektedir. Örneğin bundan 70 milyon yıl önce dinozorlar medeniyet inşa edip teleskoplar yapabilselerdi, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nı bugünkünden birkaç miliKelvin daha sıcak ve oldukça farklı dağılmış halde bulurlardı.

Yani Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması, bakabileceğiniz her yerde, gidebileceğiniz her mesafede bulunan bir radyasyondur. Öyle ki, televizyonların ve radyoların algıladığı "gürültünün" (mesela tüplü televizyonlardaki karlı ekranların) %1 kadarı Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'na ait sinyallerdir; kalan %99 ise insanlığın ürettiği diğer sinyallerin gürültüsüdür.

Evren'deki başka bir noktadan gözlem yapan gözlemciler, tamamen farklı dağılmış ve hatta bir miktar farklı sıcaklıkta olabilecek Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması göreceklerdir. Eğer yüz milyonlarca yıl boyunca, sürekli olarak bu ışımanın görüntüsünü kaydedecek olsaydık, yukarıdaki gibi tek bir kare elde etmekle kalmazdık, bir video filmi oluşturabilirdik ve bu video, Evren'imizin nasıl evrimleştiğini bize doğrudan gösterebilirdi.

Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması Nasıl Keşfedildi?

20. Yüzyıl Öncesinde Kozmik Sıcaklık Neden Iskalandı?

Birazdan bahsedeceğimiz gibi Alpher, Herman ve Gamow, 1948 yılında yaptıkları çalışmada, genişlemekte olan büyük patlama evreninin 5 Kelvin sıcaklığına denk bir kara cisim ışıması yapması gerektiğini öngördüler. Penzias ve Wilson ise 1964-65 yıllarında kazara, gökyüzünün her yönünden eşit bir şekilde gelen ve 3 Kelvin'e denk bir ışıma keşfettiler. Elbette bunun ne olduğunun anlaşılması çok sürmedi, çünkü teoriler önceden böyle bir durumu öngörüyordu. Fakat teoriler, sıcaklığı tahmin edilenden fazla öngörmüşlerdi.

Sıcaklığın önceden daha fazla öngörülmesinin sebebi ise, son saçılma yüzeyindeki koşulların hesaplanmasının oldukça kapsamlı irdelemeler gerektirmesidir. Mesele, fotonların serbest bir halde hareket edebilecekleri bir evreyi hesaplamaktır. Fakat fotonlar nasıl bir ortamda serbestçe hareket edebilirler? Örneğin bir fotonun hidrojen atomunu iyonlaştırması (yani elektronunu ondan koparması) için gereken enerji 13.6 elektron volttur. Kaba bir yaklaşımla, ortamdaki fotonların enerjisinin ortalamasının 13.6 eV'dan az olduğu dönemi ele alarak, bu dönemin son saçılma dönemi olduğunu varsayabilirsiniz. Böylelikle fotonlar enerjilerini hidrojeni iyonlaştırmaya harcamadan rahatlıkla ortamdan akıp gidebilirler.

Fakat durum bu kadar basit değildir. Fotonların ortalama enerjilerinin 13.6 eV olması durumu, hala 13.6 eV'un üzerinde enerjiye sahip, ciddi miktarda foton olduğunu ima eder. Dolayısıyla bu fotonlar hidrojenle etkileşime girecektir. Bunun yanında, iyonlaştırmasalar dahi, 10.2 eV bir enerji ile elektronları uyartıp bir üst yörüngeye çıkarabilirler. İşte tam olarak bu sebeple, böyle bir evredeki ortamı hesaplamak karmaşık iyonlaşma ve uyartılma süreçlerini içeren hesaplar gerektirir. 3 K sıcaklığı işaret eden gözlemden sonra, yapılan hesaplar ile son saçılma yüzeyinin sıcaklığı doğru bir şekilde hesaplanmıştır. Bugün, o andaki sıcaklığın yaklaşık 3000 K dolaylarında olduğunu biliyoruz. O andan, bu ana kadar evrenin genişlemesinden dolayı fotonlar enerjilerini kaybederek 3 K dolaylarında bir sıcaklığa kadar düşmüşlerdir.

Başlangıcında 3000 K olan bu ışınımın şu anda 3 K olarak ölçülmesi, geçmişte daha sıcak bir kozmik mikrodalga arkaplan ışıması (CMBR) gördüğümüz anlamına gelir. Yani aslında geçmişte kozmik mikrodalga arkaplan ışıması değildi, mikrodalgadan daha yüksek enerjiye sahipti. Aynı zamanda gelecekte gözlem yapacak olan uygarlıklar, CMB'yi 3 K'den daha soğuk ölçecektir. Çünkü evren genişledikçe, fotonların dalga boyu uzamakta, yani kırmızıya kaymaktadır. Bu da enerjilerini kaybetmeleri ve daha soğuk bir ışımaya denk düşmeleri anlamına gelir.

Alpher, Herman ve Gamow Gözlemleri Sonrasında Hızlanan Araştırmalar

Amerikalı kozmolog Ralph Alpher, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın varlığını ilk olarak 1948 yılında, Robert Herman ve George Gamow ile kozmoloji araştırmaları yaparken tahmin etti. Aslında araştırmaları, bu tür bir ışıma ile ilgili değildi; daha ziyade Büyük Patlama'dan sonraki nükleosentez, yani en hafif hidrojen izotopu harici helyum ve lityum gibi atomların oluşumu üzerine araştırma yapıyorlardı.^[5]

1965 yılında Bell Telefon Firması'nda araştırmalar yapan Arno Penzias ve Robert Wilson, bir radyo alıcısı üzerinde çalışıyorlardı. Ancak ürettikleri alıcı, tuhaf bir sinyal yakalıyordu ve ikili, bu sinyalin kaynağını tespit edememişti. Sinyalin kaynağını tespit etmek için ellerinden geleni yaptılar ama nereye bakarlarsa baksınlar alıcıları illâ bu sinyali yakalamaya devam ediyordu.

Onlara paralel olarak, Stanford Üniversitesi'nden Robert Dicke liderliğindeki bir diğer ekip de Ralph Apher'in öngörüsünü sınamak adına Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nı arıyorlardı. Penzias ve Wilson'ın alıcısının tespit ettiği sinyali duydukları anda, bu sinyalin aranan Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması olduğunu anladı.

İki ekip de hızla işbirliği yaparak, 1965 yılında Astrophysical Journal dergisinde iki makale yayınladılar: Penzias ve Wilson, tespit ettikleri sinyali tarif ettiler. Dicke'in ekibi ise bunun, kozmoloji için önemini anlattı. Bundan 13 sene sonra, 1978 yılında Penzias ve Wilson, keşiflerinden ötürü Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldüler.

CMB'yi Haritalandırma Yarışı

Keşiften sonra yapılması gereken en önemli şey, bu sinyali haritalandırmak ve bu ışımadaki dalgalanmaları isabetli bir şekilde belirlemekti. Ne var ki mikrodalga bölgeye düşen bu kozmik mikrodalga arkaplan ışıması, atmosferin altından ölçmek oldukça sıkıntılıdır. Bu sebeple uzaya gönderdiğimiz uygular aracılığıyla CMB'yi ölçmeye çalışıyoruz. Son 20 yılda bu konuda ciddi atılımlar atıldı ve bu yatırımlar sayesinde evren hakkındaki bilgimiz her geçen gün inanılmaz bir şekilde gelişmekte.

RELIKT-1 ve COBE

Sovyetler Birliği'nin Prognoz 9 uydusu RELIKT-1 görevi, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın sıcaklık farklarının ne düzeyde olduğunu oldukça net bir şekilde belirlemeyi başardı. Sinyali haritalandırmak NASA'nın Kozmik Arkaplan Kaşifi (İng: "Cosmic Background Explorer" ya da kısaca "COBE") aracı, 1989 yılında uzaya gönderildi ve 1993 yılına kadar çalışmalarını sürdürdü. Bu araç, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın "Evren'in bebeklik fotoğrafı" adı verilen ilk fotoğrafını oluşturmayı başardı.^[6]

NASA

Bu fotoğraf bile öylesine önemliydi ki, NASA Goddard Uzay Üssü'nden araştırmacı John Mather ve Berkeley'deki Kaliforniya Üniversitesi'nden George Smoot'a COBE üzerindeki çalışmalarından ötürü 2006 Nobel Fizik Ödülü verildi.

WMAP

2001 yılında uzaya gönderilen Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası (İng: "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe" veya kısaca "WMAP") ise 2003 yılında çok daha yüksek çözünürlüklü bir fotoğraf oluşturmayı başardı.

NASA

WMAP tarafından yapılan ölçümler sayesinde Evren'in yaşının 13.7 milyar yıl olduğu anlaşıldı (sonradan bu sayı 13.82 milyar yıla kadar çekildi).^[7] Ayrıca WMAP sayesinde, o zamana kadar bilinen en eski yıldızların, Büyük Patlama'dan sadece 200 milyon yıl sonrasından itibaren parlamaya başladığı keşfedildi.

Bilim insanları, WMAP'tan elde edilen bu sonuçları, Evren'in çok erken (Büyük Patlama'dan sonraki saniyenin trilyonda biri kadar süre içinde olan) şişme aşamalarını, Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonraki atom yoğunluğu, topaklık (İng: "lumpiness") ve Evren'in diğer özelliklerini daha keskin bir şekilde çalışmakta kullandılar.^[8] Birçok önemli kozmolojik parametreyi daha net bir şekilde belirleyebildiler.^[9] Ayrıca, gökyüzünün her iki yarım küresindeki ortalama sıcaklıklarda garip bir asimetri ve beklenenden daha büyük bir "soğuk nokta" gördüler. WMAP ekibi, yaptıkları çalışmalar nedeniyel 2018 Temel Fizikte Atılım Ödülü'ne layık görüldü.

Planck

Bu, sanılandan çok daha erkendi! Ancak WMAP'ın 2010 yılında veri toplamayı sonlandırması sonucu, 2013 yılında, Avrupa Uzay Ajansı'nın Planck Uzay Teleskobu verileri yayınlandı ve Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın şimdiye kadarki en yüksek hassasiyete sahip fotoğrafını ortaya koydu:

ESA

Bilim insanları, bu veriler sayesinde başka bir gizemi ortaya çıkardılar: Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'ndaki büyük açısal ölçeklerdeki dalgalanmalar, tahminlerle uyuşmuyordu. Planck, ayrıca WMAP'in asimetri ve soğuk nokta açısından gördüklerini doğruladı. Planck'ın 2018'deki son verileri (görev, 2009 ve 2013 arasında yapıldı), karanlık madde ve karanlık enerjinin, yani Evren'in hızlanarak genişlediği ve galaksilerin olması gerekenden hızlı döndüğü gerçekleri ardında arkasında yatan gizemli kuvvetlerin var olduğuna dair daha fazla kanıt toplamamızı sağladı.^[10]

Bu Fotoğraflarda Ne Görüyoruz?

Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması ile gördüğünüz aslında bir kürenin yüzeyinin iki boyuta açılmış bir projeksiyonudur, buna Mollweide projeksiyonu adı verilir. Burada görülen mavi ve kırmızı noktaların dağılımları, sıcak ve soğuk noktaların dağılımlarıdır. Her ne kadar 3 K desek de ki daha hassas bir ifadeyle ışınım 2.73 K sıcaklığa denk düşer, bu sıcaklık her noktada eşit değildir. Mikrokelvin düzeylerinde sıcaklık dalgalanmaları gösterir. Şanslıyız ki, dalgalanmalar fizikte bizim için oldukça manalıdır ve biz bu dalgaları, onlar üzerinde analiz yaparak çözümleyebiliriz. Bunu kuvvet tayfı (power spectrum) adı altında inceleyerek, kozmolojik parametreleri belirlememiz mümkün oluyor.

Fakat dikkatli bir gözün de fark edeceği gibi, kozmik mikrodalga arkaplan ışıması görüntüsünde ortada boydan boya bir Samanyolu görüntüsü yer almamaktadır. Oysa ki biz Samanyolu'nun içerisinde olduğumuz için Samanyolu'nun da burada çıkması gerekirdi ki gerçeğinde de böyledir. Yukarıdak görseller bize böyle CMB haritalarını göstermektedir. Bizim amacımız Samanyolu'nu değil, doğrudan CMB'den gelen ışımayı ölçmek olduğundan, ön planda kalan Samanyolu, görüntüden çıkarılır ki bu işlem hiç de kolay değildir.

Aynı zamanda galaksiler arası ortamda bulunan madde de, CMB'de bozulmalara sebep olabilir. Örneğin Sunyaev ve Zel'dovich, 1969 yılında, CMB'den gelen ışımanın, sıcak bir plazma içerisinden geçmesi durumunda, tersine Compton saçılımına uğrayarak enerji kazanabileceğini, dolayısıyla ölçtüğümüz değerin orijinal değerden daha yüksek olabileceğini öngören bir makale yayınladılar. Bugün bu etkiyi Sunyaev & Zel'dovich etkisi olarak adlandırıyoruz.

Tüm bunlar göz önüne alındığında, CMB'nin temiz bir şekilde incelenmesinin ne kadar zor olduğu açıkça görülmektedir. Birçok kişi yakın zamana kadar, ön plan kaynaklı bu etkilerin, belirlediğimiz sonuçları ciddi bir anlamda etkilediğini söylemekteydi. Fakat gün geçtikçe bu durumun, daha iyi çözüme kavuştuğunu söyleyebiliriz. 20 yılda kat edilen bu gelişmeyi göz önüne alacak olursak, yakında çok daha başarılı sonuçlar elde edeceğimiz gerçeği kaçınılmazdır.

Güncel Araştırmalar

Bu noktadan sonra yapılan daha güncel araştırmalar, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın farklı yönlerini incelemeye çalıştı. Bunlardan biri, 2002'de Antarktika tabanlı Derece Açısal Ölçekli İnterferometre tarafından keşfedilen E-modları ve B-modları olarak adlandırılan polarizasyon türlerini belirlemektir. B-modları, E-modlarının ilk olarak 2013'te Güney Kutbu Teleskobu tarafından keşfedilmiş olan kütleçekimsel merceklemesinden ve ilk olarak 2016'da Gelişmiş Lazer İnterferometre Yerçekimi Dalga Gözlemevi veya LIGO kullanılarak gözlemlenen kütleçekimi dalgalarından üretilebilir.^[11] 2014 yılında Antarktika merkezli BICEP2 cihazının, kütleçekimi dalgalarının B modlarını bulduğu düşünüldü; ancak sonradan yapılan daha fazla gözlem (Planck'ın çalışmaları dahil), bu sonuçların kozmik tozdan kaynaklandığını gösterdi.

Sonuç

Sonuç olarak Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması, Büyük Patlama'nın en önemli kanıtlarından ve Evren'e dair en temel niteliklerden biri olması dolayısıyla modern kozmoloji için büyük bir öneme sahiptir. Şöyle düşünün: Geliştirilecek herhangi bir kozmolojik model, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nı, tüm niteliklerini ve dağılımını başarıyla izah edebilmelidir. Eğer bu dağılımı veya niteliği tanımlamayan veya açıklayamayan bir model geliştirilecek olursa, bu modelin gerçek olmadığını kolaylıkla belirlememiz mümkün olmaktadır. Dolayısıyla Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın tüm sırlarını henüz çözememiş olsak da bu ışımanın var olduğunu bilmek ve özelliklerini haritalandırabilmiş olmak, kozmolojinin ilerleyişi açısından son derece önemlidir.