De tijdlijn van de geschiedenis van ons waarneembare heelal, waar het waarneembare deel zich uitbreidt naar grotere... [+] en grotere afmetingen naarmate we verder gaan in de tijd, weg van de oerknal.De overgebleven gloed van de oerknal is echter nog steeds waarneembaar.Een van de grootste mysteries van de moderne wetenschap is de puzzel van donkere materie.Als je alle normale materie optelt waaruit planeten, sterren, gas, plasma, zwarte gaten, sterrenstelsels en de ruimte tussen sterrenstelsels - alle materie in het bekende heelal - bestaat, is het niet genoeg om de zwaartekracht die we zien te verklaren.Het kan geen individuele sterrenstelsels, clusters van sterrenstelsels, botsende groepen sterrenstelsels, zwaartekrachtlenzen of de grootschalige structuur van het heelal verklaren.Er moet daarbuiten iets meer zijn, en het kan geen normale zaak zijn.De naam die we deze mysterieuze substantie hebben gegeven is donkere materie.Donker omdat het geen interactie heeft met licht of normale materie;het is niet te zien.Materie omdat het aantrekt, samenklontert en samenklontert.Hoewel er controverse bestaat over wat donkere materie precies is, is het bestaan ​​ervan vrijwel zeker, zoals blijkt uit elke mogelijke astronomische waarneming.Zelfs, zoals we eerder deze eeuw ontdekten, in de vroegste foto van het heelal die we ooit zouden kunnen maken: van de overgebleven gloed van de oerknal.We kunnen willekeurig ver terug in het heelal kijken als onze telescopen het toelaten, maar er is geen manier om... [+] verder terug te zoeken dan het 'laatste-verstrooiingsoppervlak' dat de CMB is, toen het heelal een geïoniseerd plasma was.De koude plekken (weergegeven in blauw) in de CMB zijn niet inherent kouder, maar vertegenwoordigen eerder regio's waar er een grotere zwaartekracht is vanwege een grotere dichtheid van materie, terwijl de hete plekken (in rood) alleen heter zijn omdat de straling in die regio leeft in een ondiepere zwaartekrachtbron.Miljarden jaren geleden, dichter terug in de tijd bij de oerknal, was het heelal dichter en uniformer.Het duurt miljarden jaren om de grote clusters van sterrenstelsels te vormen die we vandaag zien, honderden miljoenen om de eerste sterrenstelsels te vormen en tientallen miljoenen om de eerste sterren te vormen.Omdat een uitdijend heelal ook afkoelt - de energie van elk individueel foton is evenredig met zijn golflengte, en alle "lengten" strekken zich uit (naar lagere energieën) als het heelal uitdijt - het vroege heelal was niet alleen kleiner, maar ook heter.Ergens in het verleden was het heelal zo heet dat elk neutraal atoom dat zich vormde, elk elektron gebonden aan een atoomkern, zou worden gedissocieerd in vrije ionen door de straling die werd gecreëerd in de hete oerknal.We kunnen geen neutrale atomen vormen in een stabiele configuratie totdat het heelal voldoende is afgekoeld zodat de... [+] overgebleven fotonen van de CMB onder een bepaalde energie komen.Voordat het koel genoeg was om stabiel neutrale atomen te vormen, vlogen fotonen in het rond en sloegen ze willekeurig tegen elektronen aan.Het gebeurde de hele tijd, overal waar je ging.Nadat je neutrale atomen hebt gevormd, kunnen alleen fotonen met een heel, heel specifieke golflengte - de golflengten die resulteren in ionisatie of atomaire overgangen van dat specifieke atoom - interageren.Voordat het heelal door deze drempel afkoelt, werken fotonen en normale materie met een extreem hoge snelheid op elkaar in.Nadat het heelal door deze drempel is afgekoeld, dat wil zeggen, nadat het heelal 100% gevuld is met neutrale atomen en 0% gevuld met ionen, stromen die fotonen gewoon in een rechte lijn.Hun golflengte, in de afgelopen 13,8 miljard jaar, strekt zich uit naarmate het heelal uitdijt.En tot slot, vandaag, komt het bij onze ogen en onze detectoren aan.Het geïoniseerde plasma (L) voordat de CMB wordt uitgezonden, gevolgd door de overgang naar een neutraal heelal... [+] (R) dat transparant is voor fotonen.Dit licht stroomt vervolgens vrij naar onze ogen, waar het vandaag, 13,8 miljard jaar later, aankomt.Oorspronkelijk hadden we een geweldig woord voor deze overgebleven straling van de oerknal: de oervuurbal.Toen we het echter halverwege de jaren zestig ontdekten, leerden we wat de temperatuur- en golflengte-/frequentie-eigenschappen waren: het bestond bij 2,725 K en plaatste het in het microgolfgedeelte van het spectrum.Het had dezelfde temperatuureigenschappen in alle richtingen aan de hemel en werd bekend als de Cosmic Microwave Background (CMB) straling.Lange tijd was de "uniforme temperatuur" het bepalende kenmerk van de CMB.De enige onvolkomenheden die we zagen kwamen voort uit andere materie die microgolfstraling absorbeerde, uitzond of veranderde, zoals het galactische vlak van de Melkweg.Volgens de oorspronkelijke waarnemingen van Penzias en Wilson straalde het galactische vlak enkele... [+] astrofysische stralingsbronnen (midden) uit, maar boven en onder was alles wat overbleef een bijna perfecte, uniforme achtergrond van straling.Maar naarmate onze satellieten en experimenten per ballon beter werden, begonnen we de kosmische onvolkomenheden in de CMB te zien.Deze zijn van vitaal belang: zonder over- en onderdichte gebieden is er geen manier om structuren zoals sterren, sterrenstelsels en clusters van sterrenstelsels te laten groeien.De schalen en groottes van deze initiële fluctuaties bepalen hoe ons universum er vandaag de dag uit zal zien.Het feit dat we de enorme, diverse kosmische structuren hebben die we vandaag hebben, is een bewijs van hoe belangrijk deze zaadfluctuaties zijn.De fluctuaties in de CMB, de vorming en correlaties tussen grootschalige structuur en... [+] moderne waarnemingen van gravitatielenzen, naast vele andere, wijzen allemaal in de richting van hetzelfde beeld: een die donkere materie bevat en vol is.In de jaren negentig stuurden we de COBE-satelliet en maten de fluctuaties op de grootste schaal, en ontdekten dat ze op het niveau van ~0,003% bestonden.In de jaren 2000 bracht WMAP ons terug naar kleinere hoekschalen van ongeveer één graad, en vervolgens bracht Planck ons ​​in de jaren 2010 terug naar slechts 0,07 graden: de kleinste schaal tot nu toe.Hoewel het misschien niet voor de hand liggend is, vertellen deze fluctuaties ons niet alleen waar het heelal naar toe zal evolueren als we verder gaan, wat de kiem vormt voor een grootschalige structuur, maar ze stellen ons ook in staat om erachter te komen wat het heelal precies is. gemaakt van.De details in de overgebleven gloed van de oerknal zijn steeds beter onthuld door... [+] verbeterde satellietbeelden.Er zouden dichtheidsfluctuaties moeten zijn waarmee het heelal is 'geschapen': dit zijn kosmische onvolkomenheden die op het heelal zijn ingeprent, op alle schalen, vanaf het einde van de kosmische inflatie.Ze verschijnen op alle schalen vanaf het moment van de oerknal en zorgen voor deze over- en onderdichte regio's.In de loop van de tijd breidt het heelal zich echter niet alleen uit en koelt het af, maar proberen de overdichte gebieden te groeien, waardoor meer materie wordt aangetrokken op basis van wat er in het heelal is.De onderdichte regio's slagen er niet in om te groeien en proberen hun materie af te staan ​​aan de minder dichte regio's die hen omringen.Maar dit kan niet doorgaan vanwege één vervelend probleem: de normale materie in het heelal en de fotonen (straling) in het heelal interageren met elkaar, botsen tegen elkaar, totdat die neutrale atomen zich vormen.De schommelingen in de CMB zijn gebaseerd op primordiale schommelingen veroorzaakt door inflatie.Met name het 'platte deel' op grote schalen (links) heeft geen verklaring zonder inflatie, en toch beperkt de omvang van de fluctuaties de maximale energieschalen die het universum bereikte aan het einde van de inflatie.Het is veel lager dan de Planck-schaal.In een heelal met alleen normale materie en straling, probeert de zwaartekracht de normale materie naar dichtere gebieden te trekken, maar de straling werkt daar tegen.Creëer een overdicht gebied, en dat zorgt ervoor dat de stralingsdruk binnenin stijgt, wat - en dit is de sleutel - tegen de normale materie drukt.Zoveel tijd is verstreken sinds de oerknal bepaalt hoe ver de straling kan reizen, en dus op welke schaal het die normale materie naar buiten kan duwen.Maar als er donkere materie in het heelal is, gebeurt er iets extra's.Ja, het trekt aan, en ja, de groeiende overdensiteiten zorgen ervoor dat de stralingsdruk op de overeenkomstige locaties toeneemt.Maar er is geen directe interactie-doorsnede tussen normale materie en donkere materie, noch tussen straling en donkere materie.Als gevolg hiervan zal het patroon van pieken en dalen dat in de CMB zal ontstaan, verschillen, afhankelijk van hoeveel van elk ingrediënt zich in je universum bevindt.De structuur van de CMB-pieken verandert afhankelijk van wat zich in het heelal bevindt.Het meest dramatisch is dat je kunt simuleren hoe een universum zonder donkere materie eruit zal zien, en wat een universum met de hoeveelheid donkere materie die we denken te hebben - 5 keer de hoeveelheid normale materie - van grootschalige structuur en röntgenstraling cluster observaties.Als je deze twee voorbeelduniversums kort na de oerknal start en ze gewoon laat evolueren, creëren ze allebei pieken en dalen in de CMB terwijl de normale materie en fotonen dansen, maar de donkere materie verandert beide de algemene dans van materiestraling en voegt er ook een andere dans aan toe.Hieronder zie je links (met donkere materie) en rechts (zonder donkere materie) de resultaten.De gesimuleerde temperatuurschommelingen op verschillende hoekschalen die zullen verschijnen in de CMB in een... [+] Heelal met de gemeten hoeveelheid straling, en dan ofwel 70% donkere energie, 25% donkere materie en 5% normale materie (L ), of een heelal met 100% normale materie (R).De verschillen in het aantal pieken, evenals de piekhoogten en locaties zijn goed te zien.Dus alles wat u hoeft te doen om te weten of uw universum donkere materie heeft of niet, is deze temperatuurschommelingen te meten die in de CMB verschijnen!De relatieve hoogten, locaties en aantallen van de pieken die je ziet, worden veroorzaakt door de relatieve hoeveelheden donkere materie, normale materie en donkere energie, evenals de uitdijingssnelheid van het heelal.Heel belangrijk, als er geen donkere materie is, zie je maar half zoveel totale pieken!Wanneer we de theoretische modellen vergelijken met de waarnemingen, is er een buitengewoon overtuigende overeenkomst met een heelal met donkere materie, waardoor een heelal zonder dat in feite wordt uitgesloten.Het patroon van akoestische pieken waargenomen in de CMB van de Planck-satelliet sluit effectief een... [+] Heelal uit dat geen donkere materie bevat.Alleen al het feit dat er net zoveel pieken in de CMB zijn als er zijn, vertelt ons dat er donkere materie moet zijn.De verhoudingen van de piekhoogten, en de meting van de Hubble-constante rond 70 km/s/Mpc, vertelt ons dat het heelal ongeveer 68% donkere energie, 27% donkere materie, 5% normale materie en ongeveer 0,01% is. straling.De CMB is de vroegste foto van het heelal die we hebben, en zolang we licht gebruiken om een ​​foto te maken, is dit waarschijnlijk de vroegste foto die we ooit kunnen hebben.En zelfs toen, slechts 380.000 jaar na de oerknal, is het bewijs voor donkere materie overal opgetekend.