Bagaimana Tahap Alam Semesta Membentuk Evolusinya – Alam semesta awal menyimpan informasi penting mengenai sifat alam semesta. Latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB), yang mengandung sisa radiasi dari cahaya pertama di alam semesta, saat ini merupakan satu-satunya objek yang dapat memberikan bukti adanya inflasi. Dalam makalah ini, saya mensimulasikan sinyal CMB dari spektrum daya dan menganalisis efek noise pada pengukuran CMB yang tepat
Abstrak
Spektrum daya yang dihasilkan dari sinyal CMB yang disimulasikan menunjukkan adanya bias yang tinggi pada skala sudut yang lebih kecil dibandingkan dengan spektrum daya yang diterima dari satelit Planck.
Saya juga mensimulasikan sinyal garis 21 cm dari zaman reionisasi (EoR), periode ketika bintang dan galaksi pertama terbentuk, yang belum terdeteksi. Mensimulasikan sinyal dari alam semesta awal, meskipun mungkin tidak sepenuhnya mewakili sinyal yang diamati secara akurat, memberikan wawasan yang berharga, memprediksi bagaimana sinyal inflasi dan EoR yang tidak terdeteksi dapat muncul dan menilai kemungkinan faktor kebisingan yang dapat memengaruhi sinyal tersebut. www.mustangcontracting.com
Perkenalan
Teori Big Bang berhipotesis bahwa alam semesta dimulai sebagai sebuah bola panas, kecil, padat dengan kepadatan tak terhingga yang mengembang, dengan cepat pada awalnya dan kemudian melambat setelahnya, hingga mencapai keadaan yang kita kenal sekarang. Model Big Bang mengasumsikan adanya dua tahap awal di alam semesta: inflasi dan zaman kegelapan kosmik, yang keduanya belum terdeteksi. Inflasi terjadi segera setelah kelahiran alam semesta1. Zaman kegelapan kosmik menandai periode kegelapan di alam semesta antara pembentukan latar belakang gelombang mikro kosmik dan zaman reionisasi. Tulisan ini bertujuan untuk menjelaskan apa itu inflasi dan bagaimana inflasi dapat dideteksi melalui latar belakang gelombang mikro kosmik.
Makalah ini juga akan menyoroti pentingnya kemajuan dalam bidang astronomi gelombang mm dan astronomi radio untuk mengamati inflasi dan zaman reionisasi. Teleskop berbasis darat yang mengamati alam semesta awal saat ini menghadapi kebisingan berlebih dari sumber-sumber astrofisika, lingkungan, dan instrumen, yang sebagian diketahui, sebagian lainnya tidak diketahui, yang semuanya mendistorsi atau menutupi deteksi sinyal. Saya mensimulasikan sinyal dari latar belakang gelombang mikro kosmik dan zaman reionisasi untuk menganalisis, menyusun, dan mengkomunikasikan efek kebisingan dalam mengamati tahap-tahap awal alam semesta.
Inflasi
Teori inflasi, yang dikemukakan oleh fisikawan Alan Guth pada tahun 1979, menyatakan bahwa alam semesta berasal dari petak ruang yang sama, dan dari 10-36 detik hingga antara 10-33 dan 10-32 detik setelah Big Bang, ia mengalami perubahan yang cepat dan eksponensial.
ekspansi. Selama sepersekian detik ini, alam semesta mengembang setidaknya sebesar 1026 kali lipat, menyebabkan kepadatan energi ketidakhomogenan, kelengkungan, dan partikel eksotik dan model standar menurun2. Akibatnya, alam semesta menjadi relatif seragam dan datar. Dengan demikian, model inflasi menyelesaikan tiga ketidakkonsistenan dalam kosmologi Big Bang: masalah monopole magnet, masalah kedataran, dan masalah horizon.
Masalah Magnetik-monopole
Ketika Guth pertama kali mengajukan teori inflasi, dia mencoba memecahkan masalah monopole magnet. Grand Unified Theory, yang menyatakan bahwa tiga dari empat gaya fundamental—elektromagnetik, kuat, dan lemah—dulu merupakan satu gaya tunggal sebelum terpecah, memperkirakan bahwa alam semesta awal yang panas akan menghasilkan sejumlah besar partikel berat dan stabil yang disebut monopole magnet3. Namun, mereka belum teramati di alam semesta saat ini. Inflasi, dengan asumsi bahwa hal ini terjadi pada suhu yang lebih rendah daripada suhu di mana monopole magnetik dapat diproduksi, menjelaskan masalah ini karena terjadinya akan melemahkan kepadatan monopole magnetik secara eksponensial sehingga hampir tidak terdeteksi.
Masalah Kerataan
Alam semesta teramati hampir datar, memiliki kelengkungan mendekati nol, karena kepadatan energi totalnya mirip dengan kepadatan kritis4. Jika massa jenisnya lebih besar dari massa jenis kritisnya, maka kelengkungannya akan positif; jika kurang, maka negatif. Namun, kelengkungan sekecil apa pun yang dimiliki alam semesta pada awalnya akan bertambah seiring berjalannya waktu dan dapat terlihat saat ini, namun ia masih terlihat hampir datar5. Inflasi mengatasi masalah ini: perluasan ruang secara eksponensial pada masa awal alam semesta secara ekstensif memperhalus semua kelengkungan awal, sehingga membuat alam semesta tampak datar saat ini.
Masalah Cakrawala
Masalah cakrawala mempertanyakan mengapa alam semesta tampak homogen dan isotropik secara statistik. Dalam Model Standar Big Bang tanpa inflasi, dua wilayah ruang angkasa yang berjauhan tidak mungkin berinteraksi satu sama lain ketika alam semesta baru terbentuk, karena keduanya bergerak menjauh lebih cepat daripada kecepatan cahaya. Namun, karena inflasi mengasumsikan bahwa seluruh wilayah di alam semesta berawal dari sebuah ruang kecil, alam semesta dapat memiliki satu suhu dan kelengkungan yang konstan.
