ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਘਣਤਾ ਮਾਪਦੰਡ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਕਿਵੇਂ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ?

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਘਣਤਾ ਮਾਪਦੰਡ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਕਿਵੇਂ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

2003 ਵਿਚ ਅਤੇ ਫਿਰ 2018 ਵਿਚ, ਘਣਤਾ ਮਾਪਦੰਡ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੇ ਮਾਪ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. ਕੀ ਕੋਈ ਕਿਰਪਾ ਕਰਕੇ ਦੱਸ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਕਿਵੇਂ ਕੰਮ ਕਰਦਾ ਹੈ? ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਮੌਜੂਦਾ ਘਣਤਾ ਬਾਰੇ ਕੁਝ ਕਿਉਂ ਦੱਸਦੀਆਂ ਹਨ?

ਮੇਰੇ ਕੋਲ ਭੌਤਿਕੀ ਜਾਂ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿੱਚ ਪਿਛੋਕੜ ਨਹੀਂ ਹੈ.


ਇਕ ਉਚਿਤ ਵਿਆਖਿਆ ਇਹ ਦੱਸ ਕੇ ਅਰੰਭ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰੌਮਿਕ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ (ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.) ਵਿਸ਼ਾਲ ਧਮਾਕੇ ਤੋਂ ਲਗਭਗ 400,000 ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਫੈਲਾਏ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਬਣਾਈ ਗਈ ਸੀ. ਇੱਕ ਫੈਲਣ ਵਾਲੀ ਗੈਸ ਠੰ .ੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਗੈਸ ਲਗਭਗ 3000 ਕੇ. ਤੇ ਠੰਡਾ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਇੱਕ ਪਰਿਵਰਤਨ ਟੋਕ ਜਗ੍ਹਾ ਜਿਸਦੇ ਨਾਲ ਪ੍ਰੋਟੋਨ ਅਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ, ਹੁਣ ਤੱਕ ਦੇ ਖਾਲੀ ਕਣਾਂ, ਜੋੜ ਕੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਪਰਮਾਣੂ ਬਣਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਪਰਮਾਣੂ ਗਰਮ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਖੇਤਰ ਲਈ ਲਗਭਗ ਪਾਰਦਰਸ਼ੀ ਸਨ ਅਤੇ ਇਸਨੂੰ ਬਚਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਯਾਤਰਾ ਕਰਨ ਲਈ ਸੁਤੰਤਰ ਸੀ, ਜਦ ਤੱਕ ਕਿ ਅਸੀਂ ਇਸਨੂੰ 13.6 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਨਹੀਂ ਖੋਜਦੇ. ਇਸ ਦੌਰਾਨ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਨੇ ਆਪਟੀਕਲ / ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਤੱਕ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੀ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਨੂੰ ਵਧਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਹੁਣ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.

ਜਿਸ ਸਮੇਂ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ "ਜਾਰੀ ਕੀਤੀ ਗਈ" ਸੀ ਗੈਸ ਵਿਚ ਅਸਥਿਰਤਾਵਾਂ ਹੋਣੀਆਂ ਸਨ - ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਉੱਚੀ ਜਾਂ ਘੱਟ ਘਣਤਾ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰ (ਦਬਾਅ ਅਤੇ ਦੁਰਲੱਭਤਾ). ਕਈ ਕਾਰਨਾਂ ਕਰਕੇ, ਇਹ ਉਸ ਸਮੇਂ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਛੋਟੀ ਛਾਪ ਛੱਡਣਗੇ, ਜੋ ਕਿ ਹੁਣ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਵਿੱਚ ਅਸਮਾਨ ਦੇ ਵੱਖ ਵੱਖ ਅਹੁਦਿਆਂ 'ਤੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਛੋਟੇ ਛੋਟੇ ਰੂਪਾਂ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦਾ "ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ" (ਅਸਲ ਵਿੱਚ, ਤਾਪਮਾਨ ਅਸਮਾਨ 'ਤੇ ਐਂਗੂਲਰ ਵੱਖ ਕਰਨ ਦੇ ਕਾਰਜ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਕਿੰਨਾ ਵੱਖਰਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ) ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਦੋ ਚੀਜ਼ਾਂ' ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ()) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਸੰਕਟਾਂ ਅਤੇ ਦੁਰਲੱਭਤਾਵਾਂ ਦਾ ਪੈਮਾਨਾ ਜਦੋਂ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਬਣ ਗਈ ਸੀ ਅਤੇ (ਅ) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਉਸ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਕਿੰਨਾ ਅਤੇ ਕਿਸ ਤਰੀਕੇ ਨਾਲ ਵਿਸਥਾਰ ਹੋਇਆ ਸੀ.

ਫੈਕਟਰ (ਏ) ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਬਣਨ ਵੇਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਕਿੰਨਾ ਸੰਘਣਾ ਸੀ, ਜੋ ਇਸ ਗੱਲ' ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਕਿੰਨਾ ਸੰਘਣਾ ਹੈ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਵਿਸਥਾਰ ਕਿਵੇਂ ਹੋਇਆ ਹੈ. (ਅ) ਵਿਸਥਾਰ ਦੀ ਦਰ 'ਤੇ ਵੀ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਹਬਲ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਗਟ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਟੋਪੋਲੋਜੀ' ਤੇ ਵੀ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ - ਭਾਵੇਂ ਇਹ "ਫਲੈਟ" ਜਾਂ "ਕਰਵਡ" ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਵਿਸ਼ਾਲ ਜਾਂ ਘਟਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਉਤਰਾਅ-ਚੜ੍ਹਾਅ ਦਾ ਸਪੱਸ਼ਟ ਅਕਾਰ.

ਉਸ ਸਮੇਂ ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਸੀਐਮਬੀ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਹੁਣ ਇਸਦੇ ਗਠਨ ਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ, ਵਿਆਪਕ ਵਿਸਥਾਰ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਭੂਮਿਕਾ ਦੋਵਾਂ ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਇਹਨਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਹਰੇਕ ਨੂੰ ਸਟੈਂਡਰਡ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਮਾਡਲਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਈਜ਼ਡ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਮੌਜੂਦਾ ਘਣਤਾ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਅਤੇ ਹਬਲ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਕਿਸੇ ਵੀ ਪਿਛਲੇ ਯੁੱਗ ਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਨਾਲ ਉਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਬੰਧਤ ਹਨ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਕਿਸੇ ਅੰਦਾਜ਼ੇ ਦੀ ਸਥਿਤੀ ਅਤੇ ਗਤੀ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਅਤੀਤ (ਜਾਂ ਭਵਿੱਖ) ਦੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਸਮੇਂ ਸਥਿਤੀ ਅਤੇ ਗਤੀ ਹੈ.


ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ

ਸਾਰਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ (ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.) ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਬਾਰੇ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀ ਲਿਆਉਂਦੀਆਂ ਰਹਿਣਗੀਆਂ ਅਤੇ ਜਾਰੀ ਰੱਖਦੀਆਂ ਹਨ. ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚ ਪਹਿਲਾਂ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਧੁਨੀ ਸਿਖਰਾਂ ਦੀ ਤਾਜ਼ਾ ਖੋਜ ਨੇ ਇਕ ਕਾਰਜਸ਼ੀਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ ਸਥਾਪਤ ਕੀਤਾ ਹੈ: ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਘਣਤਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਜਿਸ ਵਿਚ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ਹਨੇਰਾ energyਰਜਾ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੇ ਮਹਿੰਗਾਈ ਦੇ ਯੁੱਗ ਦੌਰਾਨ ਕੁਆਂਟਮ ਉਤਰਾਅ ਚੜ੍ਹਾਅ ਤੋਂ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਇਸ ਦੀ ਬਣਤਰ ਬਣਾਈ. ਭਵਿੱਖ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਨੂੰ ਇਸ ਮਾਡਲ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡਿਕ ਮਾਪਦੰਡਾਂ ਨੂੰ ਬੇਮਿਸਾਲ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਨਾਲ ਮਾਪਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਐਕੌਸਟਿਕ ਸਿਖਰਾਂ ਦੇ ਵਰਤਾਰੇ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪ੍ਰਭਾਵ ਵਿਸਥਾਰ ਨਾਲ ਵਿਕਸਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ. ਸਿਖਰਾਂ ਤੋਂ ਪਰੇ, ਅਜੇ ਵੀ ਖੋਜਿਆ ਗਿਆ ਸੈਕੰਡਰੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਅਤੇ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਮਹਿੰਗਾਈ ਅਤੇ ਹਨੇਰੇ energyਰਜਾ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਦੇ ਮੌਕੇ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਵਿਆਪਕ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਡੇਟਾ ਸੈੱਟਾਂ ਤੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਕੱractਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀਆਂ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਤਕਨੀਕਾਂ ਦੀ ਰੂਪ ਰੇਖਾ ਦਿੱਤੀ ਗਈ ਹੈ, ਸਮੁੱਚੇ ਤੌਰ ਤੇ ਪ੍ਰਯੋਗਵਾਦੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿੱਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵੱਧ ਰਹੇ ਮਹੱਤਵ ਨੂੰ.


ਵੇਨ ਹੂ 1, 2, 3 ਅਤੇ ਸਕੌਟ ਡੋਡੇਲਸਨ 2, 3

ਸਾਰ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ (ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.) ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਬਾਰੇ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀ ਲਿਆਉਂਦੀਆਂ ਰਹਿਣਗੀਆਂ ਅਤੇ ਜਾਰੀ ਰੱਖਦੀਆਂ ਹਨ. ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚ ਪਹਿਲਾਂ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਧੁਨੀ ਸਿਖਰਾਂ ਦੀ ਤਾਜ਼ਾ ਖੋਜ ਨੇ ਇਕ ਕਾਰਜਸ਼ੀਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ ਸਥਾਪਤ ਕੀਤਾ ਹੈ: ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਘਣਤਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਜਿਸ ਵਿਚ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ਹਨੇਰਾ energyਰਜਾ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੇ ਮਹਿੰਗਾਈ ਦੇ ਯੁੱਗ ਦੌਰਾਨ ਕੁਆਂਟਮ ਉਤਰਾਅ ਚੜ੍ਹਾਅ ਤੋਂ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਇਸ ਦੀ ਬਣਤਰ ਬਣਾਈ. ਭਵਿੱਖ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਨੂੰ ਇਸ ਮਾਡਲ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡਿਕ ਮਾਪਦੰਡਾਂ ਨੂੰ ਬੇਮਿਸਾਲ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਨਾਲ ਮਾਪਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਐਕੌਸਟਿਕ ਸਿਖਰਾਂ ਦੇ ਵਰਤਾਰੇ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪ੍ਰਭਾਵ ਵਿਸਥਾਰ ਨਾਲ ਵਿਕਸਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ. ਸਿਖਰਾਂ ਤੋਂ ਪਰੇ, ਅਜੇ ਵੀ ਖੋਜਿਆ ਗਿਆ ਸੈਕੰਡਰੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਅਤੇ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਮਹਿੰਗਾਈ ਅਤੇ ਹਨੇਰੇ energyਰਜਾ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਦੇ ਮੌਕੇ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਵਿਆਪਕ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਡੇਟਾ ਸੈੱਟਾਂ ਤੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਕੱractਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀਆਂ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਤਕਨੀਕਾਂ ਦੀ ਰੂਪ ਰੇਖਾ ਦਿੱਤੀ ਗਈ ਹੈ, ਸਮੁੱਚੇ ਤੌਰ ਤੇ ਪ੍ਰਯੋਗਵਾਦੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿੱਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵੱਧ ਰਹੇ ਮਹੱਤਵ ਨੂੰ.

ਕੀਵਰਡਸ: ਪਿਛੋਕੜ ਦੀ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ, ਸਿਧਾਂਤ, ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ, ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ

ਇਹ ਪੇਜ ਕ੍ਰੇਨ ਫਰੇਅਰ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਈ ਰੱਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ
ਆਖਰੀ ਵਾਰ ਸੰਸ਼ੋਧਿਤ: 11-ਜਨਵਰੀ-06 ->


ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਘਣਤਾ ਮਾਪਦੰਡ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਕਿਵੇਂ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਅਸੀਂ ਸਾਡੇ ਤੋਂ ਵੱਖ ਵੱਖ ਦੂਰੀਆਂ ਤੇ ਸਥਿਤ ਮਹਾਨ ਆਕਰਸ਼ਕ ਵਰਗੇ structuresਾਂਚਿਆਂ ਦੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਮਾਡਲ ਕਰਦੇ ਹਾਂ. ਇਨ੍ਹਾਂ structuresਾਂਚਿਆਂ ਨੂੰ ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦੇ ਟੋਲਮੈਨ-ਬਾਂਡੀ ਦੇ ਹੱਲ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਘਣਤਾ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਦੇ ਦੋ ਮੁੱਲ, ਓਮੇਗਾ 0 = 0.2 ਅਤੇ ਓਮੇਗਾ 0 = 1, ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. Energyਰਜਾ ਘਣਤਾ ਅਤੇ ਅਜੀਬ ਗਤੀ ਦੇ ਸਰੀਰਕ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਪ੍ਰੋਫਾਈਲ ਮੁਆਵਜ਼ੇ ਅਤੇ ਗੈਰ-ਮੁਆਵਜ਼ਾ ਮਾੱਡਲਾਂ ਦੋਨਾਂ ਵੱਲ ਲੈ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਨਾਨਲਾਈਨਰ ਗੇਜ-ਇਨਵੈਂਟੈਂਟ ਕੰਪਿutਟੇਸ਼ਨ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਦੀ ਪਿੱਠਭੂਮੀ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੀ ਕੋਣੀ ਵੰਡ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਕੁੱਲ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਲਈ ਵੱਖਰੇ ਵੱਖਰੇ ਯੋਗਦਾਨਾਂ ਦੇ ਐਂਗੁਲਰ ਅਕਾਰ, ਐਪਲੀਟਿudesਡਜ਼ ਅਤੇ ਕੋਣਾਤਮਕ ਤਾਪਮਾਨ ਪ੍ਰੋਫਾਈਲਾਂ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਤੁਲਨਾ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਯੋਗਦਾਨ ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਫੀਲਡ, ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਅਤੇ ਐਮੀਟਰ ਦੀ ਅਜੀਬ ਗਤੀ, ਅਤੇ ਮਹਾਨ ਆਕਰਸ਼ਕ ਵਰਗੇ structuresਾਂਚਿਆਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਆਖਰੀ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸਤਹ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਉਤਰਾਅ ਚੜਾਅ ਦੁਆਰਾ ਤਿਆਰ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਨਿਗਰਾਨੀ ਸਬੂਤ ਦੇ ਨਾਲ ਅਨੁਕੂਲਤਾ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਹ ਸਾਬਤ ਹੋਇਆ ਹੈ ਕਿ ਮਹਾਨ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਆਖਰੀ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸਤਹ ਦੇ ਨੇੜੇ ਸਥਿਤ ਮਹਾਨ ਆਕਰਸ਼ਕ ਵਰਗੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਦੁਆਰਾ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਭਵਿੱਖ ਵਿੱਚ ਇਹਨਾਂ ਐਨੀਸੋਟਰੋਪੀਆਂ ਦੇ ਖੋਜ ਲਈ angੁਕਵੇਂ ਐਂਗੂਲਰ ਸਕੇਲ ਪ੍ਰਸਤਾਵਿਤ ਹਨ. ਬੇਰੀਓਨ ਅਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਸਥਿਰ ਅਨੁਪਾਤ ਲਈ, ਨਤੀਜੇ ਘਣਤਾ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਓਮੇਗਾ 0 ਦੇ ਮੁੱਲ 'ਤੇ ਜ਼ੋਰਦਾਰ dependੰਗ ਨਾਲ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੇ ਹਨ ਛੋਟੀ ਛੋਟੀ ਐਨੀਸੋਟਰੋਪੀ ਓਮੇਗਾ 0 = 1 ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ.


ਪ੍ਰਵਾਨਗੀ

ਅਸੀਂ ਏ. ਪੁਲੇਨ ਅਤੇ ਈ. ਗਿiusਸਰਮਾ ਨੂੰ ਵਿਚਾਰ ਵਟਾਂਦਰੇ ਲਈ, ਐਮ. ਵ੍ਹਾਈਟ ਦਾ ਧੰਨਵਾਦ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਉਹ ਸਾਨੂੰ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਨ ਲਈ ਐੱਨਡਰਾਫਟ 'ਤੇ ਟਿੱਪਣੀਆਂ ਲਈ -ਬੱਡੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ, ਅਤੇ ਏ. ਕ੍ਰੋਲੇਵਸਕੀ ਅਤੇ ਬੀ. ਐੱਸ ਹੋ ਨੂੰ ਇਸ ਕੰਮ ਲਈ ਨਾਸਾ ਅਤੇ ਡੀਓਈ ਦੁਆਰਾ ਸਮਰਥਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਸ. ਉਸਨੂੰ ਇਸ ਕੰਮ ਲਈ ਐਨਐਸਐਫ-ਏਐਸਟੀ 1517593 ਦੁਆਰਾ ਸਹਾਇਤਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹੈ. ਐਸ.ਏ. ਨੂੰ ਕੋਸਫੋਰਮ ਰਿਸਰਚ ਗਰਾਂਟ (# 670193) ਦੁਆਰਾ ਯੂਰਪੀਅਨ ਰਿਸਰਚ ਕੌਂਸਲ ਦੁਆਰਾ ਸਹਾਇਤਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹੈ. ਐਸ.ਐਫ. ਸਮਰਥਨ ਲਈ ਮਿਲਰ ਇੰਸਟੀਚਿ forਟ ਫਾਰ ਸਾਇੰਸ ਇਨ ਬੇਸਿਕ ਰਿਸਰਚ ਇਨ ਸਾਇੰਸ ਆਫ਼ ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ, ਬਰਕਲੇ. ਇਸ ਪੇਪਰ ਦੇ ਕੁਝ ਨਤੀਜੇ ਹੈਲਪਿਕਸ ਪੈਕੇਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਕੇ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ. ਲੇਖਕ ਐਨ.ਆਰ.ਐੱਸ.ਸੀ. ਦੇ ਸਮਰਥਨ ਨੂੰ ਸਵੀਕਾਰਨਾ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹਨ.


ਐਂਜੀਸਟਰੋਪਿਜ਼ ਐਂਗਿularਲਰ ਸਕੇਲ 10 than ਤੋਂ ਛੋਟਾ: ਭਵਿੱਖ ਦੀਆਂ ਸੰਭਾਵਨਾਵਾਂ

ਇਸ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਦੋ ਹੋਨਹਾਰ ਅਵਿਸ਼ਕਾਰ ਜਾਰੀ ਹਨ. ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਆਰ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਦੀ ਖੋਜ ਲਈ ਸੰਭਾਵਨਾਵਾਂ ਚੰਗੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਪੁਲਾੜ ਮਿਸ਼ਨ ਮੱਧਮ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਸੰਪੂਰਨ ਸੰਕੇਤ ਮਾਪਾਂ ਦਾ ਵਾਅਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਤੀਹ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਰੀਸ (32) ਨੇ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਸੀ ਕਿ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ. ਅਨੁਮਾਨਤ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਲਗਭਗ 10% ਦੇ ਪੱਧਰ ‘ਤੇ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਕੀਤਾ ਜਾਵੇਗਾ- ਯਾਨੀ ਕਿ ਕੁਝ μK ਦਾ ਇੱਕ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਸੰਕੇਤ। ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ ਫੋਟਨਾਂ ਦੇ ਆਖਰੀ ਖਿੰਡੇ ਸਮੇਂ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਖਿੰਡਾਉਣ ਵਾਲਾ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨ ਸਾਡੀ ਨਜ਼ਰ ਦੀ ਲਕੀਰ ਦੇ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਜਹਾਜ਼ ਵਿਚ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦੇ ਇਕ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪਿਕ ਫਲੈਕਸ ਦੁਆਰਾ ਨਹਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ. ਜਿਸਦਾ ਅਸੀਂ ਮਾਪਦੇ ਹਾਂ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਕੀਤਾ ਜਾਵੇਗਾ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਕਿਉਂਕਿ ਪ੍ਰਭਾਵ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਕਮਜ਼ੋਰ ਹੋਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਉਪਕਰਣ ਦੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਵਿਵਸਥਤ ਗਲਤੀਆਂ ਦੇ ਅਜੇ ਤੱਕ ਇਕ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਸੰਕੇਤ ਦੇ ਅਨੁਮਾਨਿਤ ਪੱਧਰ 'ਤੇ ਪਹੁੰਚਣ ਤੋਂ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਰੋਕਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਰੇਡੀਓਮੀਟਰ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਹੁਣ ਉਸ ਬਿੰਦੂ ਤੇ ਸੁਧਾਰੀ ਗਈ ਹੈ ਜਿੱਥੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ. ਸਿਗਨਲ ਵੇਖਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਨਾਲ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਨੂੰ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ (ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਦੀ ਵਿਸਕਾਨਸਿਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ, ਸਾਂਤਾ ਬਾਰਬਰਾ ਕੈਲਟੇਕ ਅਤੇ ਪ੍ਰਿੰਸਟਨ ਵਿਖੇ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਪ੍ਰਯੋਗ ਚੱਲ ਰਹੇ ਹਨ). ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਹਾਲ ਹੀ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤਕ ਕੰਮ ਨੇ ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦਿਆਂ ਪ੍ਰਯੋਗਾਤਮਕ ਕੰਮ ਨੂੰ ਉਤੇਜਿਤ ਕੀਤਾ ਹੈ ਕਿ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਮਾਪ ਮਾਪਣ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ ਨਵੀਂ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨਿਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨਕਸ਼ਿਆਂ (33, 34) ਤੋਂ ਸਿੱਖੀਆਂ ਜਾ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ, ਦੁਬਾਰਾ ਆਯੋਨੀਕਰਨ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦੇ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਨਕਸ਼ਿਆਂ ਵਿਚ ਵੱਖਰੇ ਦਸਤਖਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਟੈਂਸਰ ਪਰੈਟੀਬੁਰਗੇਸ਼ਨਜ਼ (ਉਦਾਹਰਣ ਲਈ, ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਵੇਵ ਕਾਰਨ).

ਜਦੋਂ ਕਿ ਕੋਬ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਅਜੇ ਵੀ ਡੇਟਾ ਲੈ ਰਿਹਾ ਸੀ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਆਰ ਕਮਿ communityਨਿਟੀ ਦਰਮਿਆਨੇ ਪੱਧਰ ਦੇ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਮਾਪਣ ਲਈ ਇੱਕ ਪੁਲਾੜ ਮਿਸ਼ਨ 'ਤੇ ਵਿਚਾਰ ਕਰਨ ਲੱਗੀ ਹੈ. Is ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਸਿਗਨਲ ਦੀ ਪੂਰੀ ਵਿਗਿਆਨਕ ਸੰਭਾਵਨਾ ਦਾ ਅਹਿਸਾਸ ਕਰਨ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਐਂਗਿ resolutionਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਦੇ ਪੂਰੇ-ਅਸਮਾਨ ਨਕਸ਼ੇ ਹਨ. ਸਪੇਸ ਤੱਕ ਵਧੀਆ ਕੀਤਾ. ਕੋਬ ਉਪਗ੍ਰਹਿ ਨੇ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਸ਼ੋਰ ਅਤੇ ਵਾਤਾਵਰਣ ਪ੍ਰਤੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਯੰਤਰਾਂ ਨਾਲ ਅਸਮਾਨ ਦੇ ਅਕਾਸ਼ ਨਕਸ਼ੇ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਪੁਲਾੜ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਫਾਇਦੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕੀਤੇ ਸਨ. 1996 ਦੀ ਬਸੰਤ ਵਿਚ ਨਾਸਾ ਨੇ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਪੜਤਾਲ (ਐਮਏਪੀ) ਨੂੰ ਇਸ ਦੇ ਪਹਿਲੇ ਦੋ ਮੱਧ ਆਕਾਰ ਦੇ ਐਕਸਪਲੋਰਰ (ਐਮਆਈਡੀਈਐਕਸ) ਮਿਸ਼ਨਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਹੋਣ ਲਈ ਚੁਣਿਆ ਹੈ (ਐਮਏਪੀ ਵੈਬਸਾਈਟ: http://map.gsfc.nasa.gov/html/tech_overview. html). ਕੁਝ ਮਹੀਨਿਆਂ ਬਾਅਦ, ਯੂਰਪੀਅਨ ਪੁਲਾੜ ਏਜੰਸੀ ਨੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਉੱਚ ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨ ਮਾਪਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤੇ ਗਏ ਦੋ ਪ੍ਰਸਤਾਵਾਂ (ਕੋਬਰਾਸ ਅਤੇ ਸਾਂਬਾਸ) ਦੇ ਸੁਮੇਲ ਨੂੰ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਮਨਜ਼ੂਰੀ ਦੇ ਦਿੱਤੀ. ਇਸ ਮਿਸ਼ਨ ਨੂੰ ਹੁਣ ਪਲੈਂਸਕ (ਪਲੈਂਕ ਵੈਬਸਾਈਟ, http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Pro پروژې/Cobras/cobras.html) ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਐਮਏਪੀਐਕਸ ਇਕ ਹੋਰ ਮਾਮੂਲੀ ਮਿਸ਼ਨ ਹੈ ਜੋ ਐਮਆਈਡੀਈਐਕਸ ਦੀ ਲਾਗਤ ਅਤੇ ਭਾਰ ਸੀਮਾਵਾਂ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਸ ਦੇ ਐਚ.ਐੱਮ.ਈ.ਟੀ. ਅਧਾਰਤ ਰੇਡੀਓਮੀਟਰਾਂ ਨੂੰ ਸਰਬੋਤਮ cੰਗ ਨਾਲ ਠੰ°ਾ ਕੀਤਾ ਜਾਏਗਾ ਅਤੇ 0.21 ° ਦੇ ਕੋਣਾਤਮਕ ਪੈਮਾਨੇ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਜਾਵੇਗਾ. ਪਲੈਂਸਕ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਵਿੱਚ ਹੇਮਟ-ਅਧਾਰਤ ਰੇਡੀਓਮੀਟਰ ਅਤੇ ਕ੍ਰਾਇਓਜੇਨਿਕਲੀ ਕੂਲਡ ਬੋਲੋਮੀਟਰ ਹੋਣਗੇ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਇਹ ਐਮਏਪੀ ਦੀ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਅਤੇ ਐਂਗੁਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲਿ .ਸ਼ਨ (ਪਲੈਂਕ ਲਈ 0.16)) ਤੋਂ ਵੱਧ ਜਾਏਗਾ.

ਐਮਏਪੀ ਮਿਸ਼ਨ ਨੂੰ ਸਾਲ 2000 ਵਿੱਚ ਲਾਂਚ ਕੀਤਾ ਜਾਣਾ ਹੈ. ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਦਾ ਇੱਕ ਚਿੱਤਰ ਚਿੱਤਰ 4 ਵਿੱਚ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਕੋਬੀ / ਡੀਐਮਆਰ ਸਾਧਨ ਦੇ ਸਫਲ ਡਿਜ਼ਾਇਨ ਦੇ ਬਾਅਦ, ਐਮਏਪੀ ਇੱਕ ਅੰਤਰ ਮਾਪਣ ਦੀ ਰਣਨੀਤੀ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜਿੱਥੇ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਆਰ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਵਿੱਚ ਅੰਤਰ ਅਸਮਾਨ 'ਤੇ ਚਟਾਕ, 141 separated ਨਾਲ ਵੱਖ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਮੁੱ signalਲਾ ਸਿਗਨਲ ਖੋਜਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਉਪਗ੍ਰਹਿ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ (ਪ੍ਰਤੀ ਕ੍ਰਾਂਤੀ 2.2 ਮਿੰਟ), ਇਸ ਦਾ ਧੁਰਾ ਪ੍ਰਸਤਿਤੀਆਂ (1 ਘੰਟਾ), ਅਤੇ ਇਹ ਸੂਰਜ (1 ਸਾਲ) ਦੇ ਚੱਕਰ ਲਗਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਇੱਕ ਦਿਨ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 30% ਅਸਮਾਨ coveredਕਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਕੋਬੇ ਫੈਸ਼ਨ ਵਿੱਚ, ਐਮਏਪੀ ਦੇ ਮਾਪ ਅਸਮਾਨ ਉੱਤੇ ਵੱਖਰੇ ਵੱਖਰੇ ਮਾਪਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਗੁੰਝਲਦਾਰ ਨੈਟਵਰਕ ਬਣਾਏਗਾ ਜੋ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਨਕਸ਼ੇ ਵਿੱਚ ਬਦਲਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਮਲਟੀਪਲ ਟਾਈਮ ਸਕੇਲ ਦੇ ਨਾਲ ਸਕੈਨ ਰਣਨੀਤੀ ਸੀਐਮਆਰਬੀ ਸਿਗਨਲ ਨੂੰ ਇਕ ਅਨੌਖਾ ਸਮਾਂ ਦਸਤਖਤ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਦੇ ਵਾਤਾਵਰਣ ਤੋਂ ਬਚਣ ਲਈ, ਜਿਸਨੇ ਕੋਬੇ / ਡੀਐਮਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਸਿਗਨਲ ਨੂੰ ਦੂਸ਼ਿਤ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਐਮਏਪੀ ਨੂੰ ਧਰਤੀ ਦੀ bitਰਬਿਟ ਤੋਂ ਬਾਹਰ, ਧਰਤੀ-ਸੂਰਜ ਲਾਗਰੇਜ ਪੁਆਇੰਟ, ਐਲ 2, 1.5 × 10 6 ਕਿਲੋਮੀਟਰ 'ਤੇ ਰੱਖਿਆ ਜਾਵੇਗਾ. ਇਹ ਉੱਚ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਨਿਰੀਖਣ ਲਈ ਇੱਕ ਉੱਤਮ ਸਥਾਨ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ.

ਐਮਏਪੀ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਦਾ ਇੱਕ ਚਿੱਤਰ. ਪੁਲਾੜ ਜਹਾਜ਼ ਦੇ ਉੱਪਰਲੇ ਅੱਧ ਨੂੰ ਆਪਟਿਕਸ ਅਤੇ ਰੇਡੀਓਮੀਟਰਾਂ ਤੋਂ ਸ਼ੋਰ ਪ੍ਰਫਾਰਮੈਂਸ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਪੈਸਿਵ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਪੁਲਾੜ ਤੱਕ ਠੰਡਾ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਦੋ ਬੈਕ-ਟੂ-ਬੈਕ 1.5 ਮੀਟਰ ਦੂਰਬੀਨ ਸੀਐਮਆਰਬੀ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਸਮਾਨ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ 141 1 ਚਟਾਕ. ਹਰ ਦੂਰਬੀਨ ਆਪਣੇ ਫੋਕਲ ਜਹਾਜ਼ ਵਿਚ 10 ਸਿੰਗ ਐਂਟੀਨਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਰੇਡੀਓਮੀਟਰ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨ ਦੇ ਵਿਪਰੀਤ ਪੱਖਾਂ ਤੇ ਸਿੰਗਾਂ ਦੇ ਜੋੜਿਆਂ ਤੋਂ ਸ਼ਕਤੀਆਂ ਦੇ ਅੰਤਰ ਨੂੰ ਮਾਪਦੇ ਹਨ. ਵੀਹ ਰੇਡੀਓਮੀਟਰ ਚੈਨਲ 20 ਅਤੇ 106 ਗੀਗਾਹਰਟਜ਼ ਦਰਮਿਆਨ 5 ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਬੈਂਡਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਹਰੇਕ ਵਿੱਚ ਦੋਨੋ ਧਰੁਵੀਕਰਨ captureੰਗਾਂ ਨੂੰ ਕੈਪਚਰ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਸੂਰਜੀ ਪੈਨਲ (ਲਗਾਇਆ ਗਿਆ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ) ਸੂਰਜ, ਧਰਤੀ ਅਤੇ ਚੰਦਰਮਾ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਨੂੰ ਘੱਟ ਕਰਨ ਲਈ shਾਲ ਦਾ ਵੀ ਕੰਮ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜੋ ਹਰ ਸਮੇਂ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨ ਦੇ ਪਿੱਛੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਹੈਕਸਾਗੋਨਲ ਬਾਕਸ ਵਿੱਚ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨਾਂ ਦਾ ਸਮਰਥਨ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਿਕਸ ਅਤੇ ਰਵੱਈਏ ਨਿਯੰਤਰਣ ਲਈ ਵਰਤੇ ਜਾਂਦੇ ਮੋਹਰੀ ਪਹੀਏ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ. ਡੇਟਾ ਟੈਲੀਮੈਟਰੀ ਦੁਆਰਾ ਦਿਨ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਾਰ ਧਰਤੀ ਤੇ ਭੇਜਿਆ ਜਾਵੇਗਾ.

2 ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਐਮਏਪੀ ਡੇਟਾ ਤੋਂ ਅਨੁਮਾਨਤ ਅਸਮਾਨ ਦੇ ਨਕਸ਼ੇ ਦਾ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਚਿੱਤਰ 5 ਵਿੱਚ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਸ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਅੰਜੀਰ 1 ਨਾਲ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਕੋਬੇ / ਡੀਐਮਆਰ ਸਾਧਨ ਦਾ ਅਸਲ ਨਕਸ਼ਾ ਹੈ. ਐਮਏਪੀ ਦਾ 30 ਗੁਣਾ ਵੱਡਾ ਰੈਜ਼ੋਲਿ itsਸ਼ਨ ਇਸਦੇ ਬੈਕ-ਟੂ-ਬੈਕ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੇ ਵੱਡੇ ਅਪਰਚਰ (ਚਿੱਤਰ 4 ਵੇਖੋ) ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੈ, ਅਤੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਓ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (35) ਵਿਖੇ ਵਿਕਸਤ ਕੀਤੀ ਗਈ ਇਸ ਦੀ ਐਚਈਐਮਟੀ ਐਂਪਲੀਫਾਇਰ ਟੈਕਨੋਲੋਜੀ ਮਿਕਸਰ- ਨਾਲੋਂ 50 ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਹੈ. ਕੋਬੀ / ਡੀਐਮਆਰ ਵਿੱਚ ਵਰਤੇ ਗਏ ਅਧਾਰਤ ਰੇਡੀਓਮੀਟਰ. ਐਮਏਪੀ ਨੇ ਸੀਮਆਰਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨੂੰ 5 ਤੋਂ ਬਾਰ ਬਾਰ ਫ੍ਰੀਕੁਐਂਸੀ ਬੈਂਡਾਂ ਵਿਚ 20 ਤੋਂ 106 ਗੀਗਾਹਰਟਜ਼ ਤੱਕ ਫਾਰਗ੍ਰਾਉਂਡ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਸਰੋਤਾਂ ਨੂੰ ਅਨੋਖਾ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ. ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਤੋਂ ਵੱਖ ਕਰਨ ਲਈ ਕੀਤਾ. ਇਸਦੇ ਵੱਖਰੇ ਡਿਜ਼ਾਇਨ ਅਤੇ ਸ਼ਤੀਰ ਦੇ ਅਕਾਰ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਐਮਏਪੀਜ਼ ਦਾ, ਐਂਗੁਲਰ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸੀਮਾ 2 ≤ ਨੂੰ ਕਵਰ ਕਰੇਗਾ l ≤ 800. ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ ਦੇ ਬੇਸਲਾਈਨ ਨੂੰ ਸਥਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਕੋਬੀਈ / ਡੀਐਮਆਰ ਮਾਪ ਨੂੰ ਦੁਹਰਾਇਆ ਜਾਵੇਗਾ, ਅਤੇ ਐਂਗਿularਲਰ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀਆਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਦੋ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਸਿਖਰਾਂ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ ਜਾਵੇਗਾ, ਜੇ ਉਹ ਮੌਜੂਦ ਹਨ. ਪਲੈਂਕ, ਐਮਏਪੀ ਤੋਂ 5 ਸਾਲ ਬਾਅਦ ਲਾਂਚ ਹੋਣ ਵਾਲਾ ਹੈ, ਹੋਰ ਚੋਟੀਆਂ ਨੂੰ ਸੁਲਝਾਉਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋਵੇਗਾ ਅਤੇ ਛੋਟੇ ਕੋਣਾਂ 'ਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ' ਤੇ ਸਿੱਲ੍ਹੇ ਪੈਣ 'ਤੇ ਬਿਹਤਰ ਅੰਕੜੇ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰੇਗਾ. ਹੂ ਐਂਡ ਵ੍ਹਾਈਟ (36 ਹੂ ਵੈਬਸਾਈਟ ਵੀ ਦੇਖੋ, http://www.sns.ias.edu/

WHU / ਭੌਤਿਕੀ / ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ html) ਦੋਵਾਂ ਸੈਟੇਲਾਇਟਾਂ ਲਈ ਸਿਮੂਲੇਟ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਦਿਖਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਕਈ ਸਿਧਾਂਤਕ ਸਮੂਹਾਂ ਨੇ ਇਸ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਹੈ ਜਿਸ ਨਾਲ ਸਫਲਤਾਪੂਰਵਕ ਐਮਏਪੀ ਅਤੇ ਪਲੈਂਕ ਮਿਸ਼ਨ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਮਾਪਦੰਡਾਂ (11, 12) ਨੂੰ ਮਾਪ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਉਪਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਦਾ ਇੱਕ ਮੋਟਾ ਸੰਕੇਤ ਮੰਨਿਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਬਹੁਤ ਇਸ ਗੱਲ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰੇਗਾ ਕਿ ਕੀ ਅੰਡਰਲਾਈੰਗ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ ਸੁਤੰਤਰ ਤੌਰ' ਤੇ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਡੇਟਾ ਜਾਂ ਹੋਰ ਤਰੀਕਿਆਂ ਦੁਆਰਾ ਸਥਾਪਤ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਦੇ ਮੁੱਲ ਵਰਤੇ ਗਏ ਮਾਡਲਾਂ 'ਤੇ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਨਿਰਭਰ ਕਰਨਗੇ, ਅਤੇ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਅਨੁਮਾਨਾਂ ਦੀ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਉਸ ਮਾਡਲ ਦੇ ਅੰਦਰ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਸੰਬੰਧਾਂ' ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰੇਗੀ.

ਓਪਰੇਸ਼ਨ ਦੇ 2 ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਆਉਣ ਵਾਲੇ ਐਮਏਪੀ ਦੇ ਨਤੀਜਿਆਂ ਦਾ ਇੱਕ ਕੰਪਿ simਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ. ਤਾਪਮਾਨ ਦੀ ਸੀਮਾ ± 100 μK ਹੈ. ਚਿੱਤਰ 1 ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਰੈਗੂਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲਿ Noteਸ਼ਨ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਧਿਆਨ ਦਿਓ. ਗਲਾਕੈਟਿਕ ਰੇਡੀਓ ਅਤੇ ਧੂੜ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਦੁਆਰਾ ਗੰਦਗੀ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਲਈ ਐਮ.ਏ.ਪੀ. ਦੀ ਵਿਆਪਕ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਕਵਰੇਜ ਅਤੇ ਉੱਚ ਕੋਣ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੋਏਗੀ.

ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਪੈਕ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੀਟਰਾਂ ਦਾ ਮੌਜੂਦਾ ਸਰਗਰਮ ਵਿਕਾਸ ਛੋਟੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਨਿਰਦੇਸਿਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ (ਮਲੱਰਡ ਰੇਡੀਓ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ, ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਇੰਸਟੀਚਿ ofਟ ਆਫ ਟੈਕਨਾਲੋਜੀ, ਅਤੇ ਸ਼ਿਕਾਗੋ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ) ਵਿਚ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੀਟਰ ਵਿਕਸਿਤ ਕੀਤੇ ਜਾ ਰਹੇ ਹਨ). ਇਨ੍ਹਾਂ ਯੰਤਰਾਂ ਦਾ ਰੈਜ਼ੋਲਿ .ਸ਼ਨ ਉਪਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੁਆਰਾ ਮਾਪੇ ਗਏ ਐਂਗਿ overਲਰ ਸਕੇਲ ਨੂੰ ਓਵਰਲੈਪ ਕਰੇਗਾ, ਅਤੇ ਉਹ ਐਂਗਿ powerਲਰ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੂੰ ਕੁਝ ਅਰਕਾਂ ਤੱਕ ਵਧਾ ਦੇਣਗੇ. ਛੋਟੇ-ਪੈਮਾਨੇ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਮਾਪਾਂ ਨੂੰ ਬਿੰਦੂ ਸਰੋਤਾਂ ਤੋਂ ਨਿਕਾਸ ਦੁਆਰਾ ਦੂਸ਼ਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾਵੇਗਾ, ਇਸ ਲਈ ਉਨ੍ਹਾਂ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਹਟਾਉਣ ਲਈ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੀਟਰਾਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਐਂਗਿularਲਰ ਸਕੇਲ ਦੀ ਸਾਰੀ ਸ਼੍ਰੇਣੀ ਜਿੱਥੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ.ਆਰ. ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੀ ਉਮੀਦ ਹੈ ਅਗਲੇ ਦਹਾਕੇ ਵਿਚ ਉੱਚ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਨਾਲ ਜਾਂਚ ਕੀਤੀ ਜਾਵੇਗੀ.


ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਪਿਛੋਕੜ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਘਣਤਾ ਮਾਪਦੰਡ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਕਿਵੇਂ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਅਸਮਾਨ 'ਤੇ ਇਕ ਬਿੰਦੂ' ਤੇ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ (,) ਗੋਲਾਕਾਰ ਹਾਰਮੋਨਿਕਸ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਪ੍ਰਗਟ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਇੱਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ ਦੇ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦਾ ਹੈ ਮੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡਾਂ ਦੇ ਇਕ ਸੰਗ੍ਰਹਿ ਉੱਤੇ ਗੁਣਕ (ਜਾਂ ਇਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਨਿਰੀਖਣ ਬਿੰਦੂਆਂ ਦਾ ਇਕ ਸਮੂਹ, ਜੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਗਲਤ ਹੈ). ਘੁੰਮਣ ਵਾਲੀ ਸਮਰੂਪਤਾ ਅਤੇ ਗੌਸੀਅਤ ਦੀਆਂ ਧਾਰਨਾਵਾਂ ਸਾਨੂੰ ਮਲਟੀਪਲਜ਼ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਇਸ ਇਕੱਠੀਆਂ averageਸਤ ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰਨ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ ਸੀ ਜਿਵੇਂ

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਮਾਡਲ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਪ੍ਰਗਟ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ ਸੀ ਇਕੱਲੇ ਜੇ ਉਹ ਮਾੱਡਲ ਘਣਤਾ ਭੰਡਾਰਨ ਦੀ ਗੌਸੀ ਵੰਡ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਸ ਸਥਿਤੀ ਵਿਚ ਮੀ ਦਾ ਮਤਲਬ ਜ਼ੀਰੋ ਅਤੇ ਵੇਰੀਐਂਸ ਹੋਵੇਗਾ ਸੀ .

ਸੀ ਬੀ ਬੀ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭੇ ਗਏ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਮੁੜ ਗੁੰਜਾਇਸ਼ ਦੇ ਯੁੱਗ 'ਤੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਵੰਡ ਵਿਚ ਗੈਰ-ਸੰਜਮ ਪੈਦਾ ਹੋਏ. ਕਿਉਂਕਿ ਕੌਮਪਟਨ ਸਕੈਟਰਿੰਗ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨ ਰੈਸਟ ਫਰੇਮ ਵਿਚ ਇਕ ਆਈਸੋਟਰੋਪਿਕ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਕਿਸੇ ਵੀ ਪੁਰਾਣੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇਨਹੋਮਜਨੀਟੀਜ਼ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ) ਨੂੰ ਘਟਾਉਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਬਾਹਰ ਕੱ .ਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਸੀ. ਇਹ ਘਣਤਾ ਪ੍ਰਤੀਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਨਿਰੀਖਣ ਵਾਲੀਆਂ ਐਨਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਨੂੰ ਪ੍ਰਮਾਣਿਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਤੇ ਸਮੂਹ ਸਮੂਹਾਂ ਦੇ ਗਠਨ ਨੂੰ ਦਰਜਾ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਸੀ.ਓ.ਬੀ.ਈ. ਦੁਆਰਾ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੀ ਖੋਜ ਇਸ ਗੱਲ ਦਾ ਸਬੂਤ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਅਜਿਹੀ ਘਣਤਾ ਵਾਲੀ ਘਣ-ਸ਼ਕਤੀ ਮੌਜੂਦ ਸੀ, ਸ਼ਾਇਦ ਮਹਿੰਗਾਈ ਦੇ ਸਕੇਲਰ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਕੁਆਂਟਮ ਉਤਰਾਅ-ਚੜ੍ਹਾਅ ਜਾਂ ਇਕ ਪੜਾਅ ਤਬਦੀਲੀ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਟੌਪੋਲੋਜੀਕਲ ਨੁਕਸ ਕਾਰਨ ਹੋਈ ਸੀ (ਵਿਸਤ੍ਰਿਤ ਸਮੀਖਿਆ ਲਈ ਕਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਅਤੇ ਏ ਐਮ ਪੀ ਕੋਸੋਸਕੀ, 1999 ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਲਈ ਮਹਿੰਗਾਈ ਅਤੇ ਨੁਕਸ ਮਾੱਡਲ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਦੀ). ਇਨ੍ਹਾਂ ਮੁੱimਲੀਆਂ ਘਣਤਾ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿਤਾਤਮਕ collapseਹਿਣ ਨੇ ਗਲੈਕਸੀ, ਸਮੂਹ ਅਤੇ ਸੁਪਰਕਲੇਸਟਰਾਂ ਦੇ ਵੱਡੇ-ਵੱਡੇ structuresਾਂਚੇ ਦਾ ਗਠਨ ਕੀਤਾ ਜਾਪਦਾ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਅੱਜ ਦੇਖਦੇ ਹਾਂ.

ਵੱਡੇ (ਸੁਪਰ-ਹੋਰੀਜ਼ਨ) ਪੈਮਾਨੇ 'ਤੇ, ਸੀਐਮਬੀ ਵਿਚ ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਸੈਕਸ-ਵੌਲਫ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੁਆਰਾ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ (ਸਾੱਕਸ ਐਂਡ ਐਂਪ ਵੋਲਫੇ, 1967).

ਜਿੱਥੇ ਪਹਿਲਾ ਸ਼ਬਦ ਹੈ ਈਮਿਟਰ ਅਤੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੀ ਅਨੁਸਾਰੀ ਗਤੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਫੋਟੋਨ ਦੀ ਸ਼ੁੱਧ ਡੋਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਕਿਨੇਮੈਟਿਕ ਡਾਇਪੋਲ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਡੀਪੋਲ, ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਸਮੂਟ ਐਟ ਅਲ ਦੁਆਰਾ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ. (1977), ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਦੀਆਂ ਹੋਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਵੱਡਾ ਹੈ ਅਤੇ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਦੇ referenceਸਤਨ ਹਵਾਲਾ ਫਰੇਮ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ ਧਰਤੀ ਦੀ ਗਤੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਗਤੀ ਦਾ ਬਹੁਤਾ ਹਿੱਸਾ ਸਥਾਨਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਸਥਾਨਕ ਸਮੂਹ ਦੀ ਅਜੀਬੋ ਗਤੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੈ. ਦੂਜਾ ਕਾਰਜਕਾਲ ਫੋਟੋਨ ਨਿਕਾਸ ਸਥਾਨ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਗੁਰੂਤਾ ਸਮਰੱਥਾ ਦੇ ਅੰਤਰ ਦੇ ਕਾਰਨ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੈਡਸ਼ਿੱਪ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਤੀਸਰੇ ਪਦ ਨੂੰ ਇੰਟੈਗਰੇਟਡ ਸੈਚਸ-ਵੌਲਫ (ਆਈਐਸਡਬਲਯੂ) ਪ੍ਰਭਾਵ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਘਨ, ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਵੇਵ ਜਾਂ ਗੈਰ-ਲੀਨੀਅਰ structureਾਂਚੇ ਦੇ ਵਿਕਾਸ (ਰੀਸ) ਦੇ ਕਾਰਨ ਫੋਟੋਨ ਦੇ ਯਾਤਰਾ ਦੇ ਮਾਰਗ ਦੇ ਨਾਲ ਮੀਟ੍ਰਿਕ ਦਾ ਇੱਕ ਗੈਰ-ਜ਼ੀਰੋ ਸਮਾਂ ਕੱ derਣ ਕਾਰਨ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. -ਸਾਈਸੀਮਾ ਪ੍ਰਭਾਵ). ਇਕ ਸਕੇਲਰ ਘਣਤਾ ਭੰਡਾਰਾਂ ਵਾਲੇ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾ-ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ, ਲੀਨੀਅਰ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਅਟੁੱਟ ਅਲੋਪ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਸਮੀਕਰਣ ਨਿਕਾਸ ਤੋਂ ਨਿਰੀਖਣ ਵੱਲ redshift ਦਿੰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇੱਕ ਅੰਦਰੂਨੀ ਵੀ ਹੈ ਟੀ / ਟੀ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦੀ ਸਥਾਨਕ ਘਣਤਾ ਦੇ ਕਾਰਨ ਪਿਛਲੇ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸਤਹ ਤੇ. ਅਦੀਬੈਟਿਕ ਪ੍ਰਤਿਭਾਵਾਂ ਲਈ, ਸਾਡੇ ਕੋਲ (ਵ੍ਹਾਈਟ ਐਂਡ ਐਂਪ ਹੂ, 1997) ਇਕ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹੈ

ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਨੂੰ = 0 'ਤੇ ਰੱਖਣਾ (ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੀ ਗੁਰੂਤਾ ਦਰਸਾਉਣ ਦੀ ਸਮਰੱਥਾ ਕੇਵਲ ਸਾਰੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਫੋਟੌਨਾਂ ਵਿਚ ਇਕ ਲਗਾਤਾਰ energyਰਜਾ ਜੋੜਦੀ ਹੈ) ਇਸ ਨਾਲ ਸ਼ੈਕਸ-ਵੋਲਫ ਦਾ ਸ਼ੁੱਧ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਟੀ / ਟੀ = - / 3 ਜਿਸਦਾ ਮਤਲਬ ਹੈ ਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾ ਮਾਤਰਾਵਾਂ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਵਿਚ ਠੰਡੇ ਚਟਾਕ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ.

ਛੋਟੇ ਐਂਗੂਲਰ ਸਕੇਲ (0. & # 1761 ਤੋਂ 1 & # 176) 'ਤੇ ਐਨੀਸੋਟਰੋਪੀ ਮਾਪ ਦੁਆਰਾ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਅਖੌਤੀ ਪਹਿਲੀ ਧੁਨੀ ਚੋਟੀ ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰਨ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚ ਇਹ ਚੋਟੀ ਉਸ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ ਜਿਥੇ ਪ੍ਰੋਟੋਨਾਈਡ ਡੈਨਸਿਟੀ ਇਨਹੋਮੋਜਨੀਟੀਜ਼ ਕਾਰਨ ਫੋਟੋਨ-ਬੈਰਿਯਨ ਤਰਲ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਆਕੋਲਿਕ osਸਿਲੇਸ਼ਨ ਸਿਰਫ ਪਿਛਲੇ ਖਿੰਡਾਉਣ ਦੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਐਪਲੀਟਿ reachingਡ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਰਹੇ ਹਨ ਅਰਥਾਤ ਪੁਨਰ ਸਥਾਪਤੀ ਵੇਲੇ ਆਵਾਜ਼ ਦੀ ਦੂਰੀ. ਹੋਰ ਧੁਨੀ ਦੀਆਂ ਚੋਟੀਆਂ ਸਕੇਲਾਂ 'ਤੇ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਦੂਜੇ, ਤੀਜੇ, ਚੌਥੇ, ਆਦਿ' ਤੇ ਪਹੁੰਚਦੀਆਂ ਹਨ.

ਚਿੱਤਰ 2 (ਹੂ ਐਟ ਅਲ., 1997 ਤੋਂ) ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਤੇ ਸੀਐਮਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਨਿਰਭਰਤਾ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਘਣਤਾ (ਹਲਕੇ ਠੋਸ ਲਾਈਨ) ਵਿੱਚ ਧੁਨੀ ਦੋਨੋ ਇੱਥੇ ਤਿੱਖੇ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਸਥਿਰ ਸਕੇਲ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ ਸਾਜਿਸ਼ ਰਚਿਆ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਜਿਸਨੂੰ ਫਿਰ ਘਟਾ ਦਿੱਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਅੰਤਰੀਵ ਖਿਲਾਰਿਆਂ ਤੇ ਅੰਤਮ ਬਿਖਰਣ ਵਾਲੀ ਸਤਹ ਦੁਆਰਾ ਪੇਸ਼ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਘਣਤਾ ਵਾਲੀਆਂ cਸਿਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਟਰੱਕਾਂ ਨੂੰ 90-ਡਿਗਰੀ-ਬਾਹਰ-ਪੜਾਅ ਦੇ ਵੇਲ osਸਿਲੇਸ਼ਨਸ ਦੁਆਰਾ ਭਰਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ (ਇਹ ਇੱਕ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੈ ਪਰ ਇਹ ਸ਼ੁੱਧ ਚੋਟਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਮੇਲ ਨਹੀਂ ਖਾਂਦਾ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਡੋਪਲਰ ਚੋਟੀਆਂ ਦੀ ਬਜਾਏ ਵਧੀਆ ਧੁਨੀ ਚੋਟਾਂ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ) . ਇਸ ਪਲਾਟ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਘਣਤਾ ਦੇ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਮੁੱਲਾਂ ਲਈ ਇੱਕ ਵੱਖਰੀ ਜਗ੍ਹਾ ਤੇ ਹੈ ਅਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਸਥਿਰਤਾ ਇੱਕ ਖੁੱਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਸਥਾਨਿਕ ਵਕਰ ਨੂੰ ਇੱਕ ਦਿੱਤੇ ਸਥਾਨਿਕ ਪੈਮਾਨੇ ਨੂੰ ਇੱਕ ਛੋਟੇ ਕੋਣੀ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਬਣਾ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਇੰਟੈਗਰੇਟਿਡ ਸੈਚਸ-ਵੌਲਫ (ਆਈਐਸਡਬਲਯੂ) ਪ੍ਰਭਾਵ ਉਦੋਂ ਵੀ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਪਸ਼ੂਆਂ ਦੇ ਦਬਦਬੇ ਦੀ ਘਾਟ ਕਾਰਨ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੀਆਂ ਸੰਭਾਵਨਾਵਾਂ ਘਟ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਇਸ ਲਈ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਆਈਐਸਡਬਲਯੂ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੁਬਾਰਾ ਯਾਦ ਕਰਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਵਾਪਰਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੀ ਘਣਤਾ ਅਜੇ ਵੀ ਕਾਫ਼ੀ ਧਿਆਨ ਰੱਖਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਪੁਨਰ ਗਠਨ 'ਤੇ ਦੂਰੀ ਦੇ ਆਕਾਰ ਤੋਂ ਥੋੜੇ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ' ਤੇ ਪਹਿਲੀ ਧੁਨੀ ਚੋਟੀ ਨੂੰ ਵਧਾਉਣ ਲਈ ਕੰਮ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਅਤੇ ਅਜੋਕੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਦੀ ਘਣਤਾ ਨਾਜ਼ੁਕ ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੋਣ ਲਈ, ਇੱਕ ਦੇਰ ਨਾਲ ਆਈਐਸਡਬਲਯੂ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਐਂਗੂਲਰ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ - ਇਹ ਲੰਬੜ-ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਨਾਲੋਂ ਖੁੱਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡਾਂ ਲਈ ਐਪਲੀਟਿ inਡ ਵਿੱਚ ਵਧੇਰੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਪਦਾਰਥ ਦਾ ਦਬਦਬਾ ਪਹਿਲਾਂ ਖੁੱਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਖਤਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਅੱਜ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਦੀ ਘਣਤਾ ਦਾ ਉਹੀ ਮੁੱਲ. ਦੇਰ ਨਾਲ ਆਈਐਸਡਬਲਯੂ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ structuresਾਂਚਿਆਂ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧ ਰੱਖਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਜੋ ਹੋਰ ਤੇ ਖੋਜਣ ਯੋਗ ਹਨ z

1, ਅਤੇ ਇਹ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਨੂੰ ਐਕਸ-ਰੇ ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਦੇ ਨਾਲ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ (ਬੂੱਨ ਐਟ ਅਲ., 1998 ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਕਿਨਖਬਵਾਲਾ, 1999 ਕ੍ਰਿਟੇਨਡੇਨ ਐਂਡ ਐੱਮ ਪੀ ਟਰੋਕ, 1996 ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ, 1996) ਜਾਂ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀਆਂ ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਨਾਲ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਪੱਖਪਾਤ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ structureਾਂਚਾ (ਸੁਗੀਨੋਹਾਰਾ ਐਟ ਅਲ., 1998).

ਇੱਕ ਦਿੱਤੇ ਮਾਡਲ ਲਈ, ਪਹਿਲੇ ਧੁਨੀ ਸਿਖਰਾਂ ਦੀ ਸਥਿਤੀ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਘਣਤਾ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਨੂੰ ਇਸਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਨੂੰ ਰੋਕਣ ਲਈ ਜ਼ਰੂਰੀ ਨਾਜ਼ੁਕ ਘਣਤਾ. ਅਦੀਬੈਟਿਕ ਘਣਤਾ ਪ੍ਰਤੀਕ੍ਰਿਆ ਲਈ, ਪਹਿਲਾ ਧੁਨੀ ਪੀਕ = 220 -1/2 (ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਐਟ ਅਲ., 1994) ਤੇ ਮਿਲੇਗਾ. ਸਿਖਰਾਂ ਦੇ ਕਦਰਾਂ ਕੀਮਤਾਂ ਦਾ ਅਨੁਪਾਤ, ਘਣਤਾ ਭੰਡਾਰਾਂ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ ਦਾ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਟੈਸਟ ਹੈ, ਇਹਨਾਂ ਵਿੱਚ ਅਨੁਪਾਤ 1: 2: 3: 4 ਹੋਵੇਗਾ ਜਦੋਂ ਕਿ ਆਈਸੋਕਰਵੈਰਿਟੀ ਅਨੁਮਾਨਾਂ ਲਈ ਅਨੁਪਾਤ 1: 3: 5: 7 (ਹੂ ਅਤੇ ਐਮਪੀ) ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਵ੍ਹਾਈਟ, 1996). ਐਡਿਯੈਬੈਟਿਕ ਅਤੇ ਆਈਸੋਕਰਵਚਰ ਪ੍ਰੈਟੀਰਬਟੇਸ਼ਨਜ ਦਾ ਮਿਸ਼ਰਣ ਸੰਭਵ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਪਰੀਖਿਆ ਨੂੰ ਇਸ ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.

ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਚਿੱਤਰ 2 ਵਿੱਚ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਧੁਨੀ ਚੋਟੀਆਂ ਦਾ ਐਪਲੀਟਿ .ਡ ਬੇਰੀਅਨ ਹਿੱਸੇ ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਬੀ, ਮਾਮਲੇ ਦੀ ਘਣਤਾ 0, ਅਤੇ ਹੱਬਲ ਦਾ ਸਥਿਰ ਐੱਚ0 = 100h ਕਿਮੀ / ਸ / ਐਮਪੀਸੀ. ਸਾਰੇ ਤਿੰਨ ਧੁਨੀ ਚੋਟੀਆਂ ਦਾ ਇਕ ਸਹੀ ਮਾਪ ਗਰਮ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਭਾਗ ਨੂੰ ਅਤੇ ਇਥੋਂ ਤਕ ਕਿ ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋ ਸਪੀਸੀਜ਼ ਦੀ ਸੰਭਾਵਤ ਸੰਖਿਆ (ਡੋਡੇਲਸਨ ਏਟ ਅਲ., 1996) ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਚਿੱਤਰ 2 ਆਰਕੇਮਿ scਟ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਸੀਐਮਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਡਿੰਪਿੰਗ ਪੂਛ ਦਾ ਲਿਫਾਫਾ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਫੋਟੋਨ ਦੇ ਫੈਲਾਅ (ਰੇਸ਼ਮ, 1967) ਦੇ ਨਾਲ-ਨਾਲ ਆਖਰੀ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸਤਹ ਦੀ ਸੀਮਤ ਮੋਟਾਈ ਕਾਰਨ ਉਤਰਾਅ-ਚੜ੍ਹਾਅ ਘਟ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਭਿੱਜਦੀ ਪੂਛ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਜਾਂਚ ਹੈ ਅਤੇ ਮਾਡਲਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਡੀਜਨਰੇਸੀਸ ਨੂੰ ਤੋੜਨ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਰੱਖਦੀ ਹੈ ਜੋ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਦੇ ਹਨ (ਹੂ ਐਂਡ ਐਂਪ ਵ੍ਹਾਈਟ, 1997 ਬੀ ਮੈਟਕਾਲਫ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਸਿਲਕ, 1998). ਇਸ ਸਿੱਲ੍ਹੇਪਨ ਲਈ ਗੁਣਾਂ ਦਾ ਕੋਣਾਤਮਕ ਪੈਮਾਨਾ 1.8 'ਦੁਆਰਾ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਬੀ -1/2 0 3/4 h -1/2 (ਵ੍ਹਾਈਟ ਐਟ ਅਲ., 1994).

ਇੱਥੇ ਹੁਣ ਸਿਧਾਂਤਕ ਮਾਡਲਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਹੈ ਜੋ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਵਿੱਚ ਮੁimਲੇ ਘਣਤਾ ਪ੍ਰਤੀਕ੍ਰਿਆਵਾਂ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਮਾਡਲਾਂ ਘਣਤਾ ਇਨਹੋਮੋਜਨੀਟੀਜ਼ (ਮਹਿੰਗਾਈ ਜਾਂ ਟੌਪੋਲੋਜੀਕਲ ਨੁਕਸ), ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ (ਗਰਮ, ਠੰ,, ਬੇਰੀਓਨਿਕ, ਜਾਂ ਤਿੰਨ ਦਾ ਮਿਸ਼ਰਣ), ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਵਕਰ (), ਮੁੱਲ ਦੀ ਆਪਣੀ ਵਿਆਖਿਆ ਵਿਚ ਵੱਖਰੇ ਹਨ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨਕ ਨਿਰੰਤਰਤਾ (), ਹੱਬਲ ਦੇ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਦਾ ਮੁੱਲ, ਅਤੇ ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਜੋ ਸੀਐਮਬੀ ਵਿੱਚ ਹੋਰੀਜਨ ਦੇ ਆਕਾਰ ਤੋਂ ਛੋਟੇ ਪੈਮਾਨਿਆਂ ਤੇ ਪੂਰੀ ਜਾਂ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਅਨਿਸ਼ੋਧ ਨੂੰ ਮਿਟਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਉਪਲਬਧ ਡੇਟਾ ਸਾਨੂੰ ਇਹਨਾਂ (ਜਾਂ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ) ਇਹਨਾਂ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਨੂੰ ਸੀਮਿਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਨਹੀਂ ਦਿੰਦਾ, ਇਸ ਲਈ ਮੌਜੂਦਾ ਸੀਐਮਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਦੇ ਮੌਜੂਦਾ ਡੇਟਾ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕਰਨ ਲਈ ਇਕ ਮਾਡਲ-ਸੁਤੰਤਰ ਪਹੁੰਚ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਸਿੱਧੇ ਫਿੱਟ ਕੀਤੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਤੇ ਜਾਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਧੁਨੀ ਚੋਟੀਆਂ ਦੀ ਮੈਪਿੰਗ ਨੂੰ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਸਪੇਸ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਤੀ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੇ ਇੱਕ ਸਾਧਨ ਵਜੋਂ ਵੇਖਣਾ ਉਚਿਤ ਜਾਪਦਾ ਹੈ.

ਆਇਓਨਾਈਜ਼ਡ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ਸੀ.ਬੀ.ਆਰ. ਦੇ ਆਪਸੀ ਤਾਲਮੇਲ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਦੇ ਤਾਲ-ਮੇਲ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਤ ਕਰਨ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਮੌਜੂਦਾ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਲਈ ਬਹੁਤ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਹੈ. ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਲਾਜ਼ਮੀ ਹੈ ਪਰ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ 'ਤੇ ਇਸਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੌਰ' ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਕਦੋਂ ਵਾਪਰਦਾ ਹੈ (ਸਮੀਖਿਆ ਲਈ ਹੈਮਾਨ ਅਤੇ ਐਮਐਮ ਨੈਕਸ, 1999 ਵੇਖੋ). ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਆਪਟਿਕਲ ਡੂੰਘਾਈ ਵੱਲ ਖੜਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਲਈ ਨਵੇਂ ਮੁਫਤ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਾਂ ਦੇ ਬਾਹਰ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਫੋਟਨਾਂ ਦੇ ਸੈਕੰਡਰੀ ਸਕੈਟਰਿੰਗ ਦੇ ਕਾਰਨ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਪਾਵਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਇੱਕ ਵਧੇਰੇ ਗਿੱਲੀ ਪੈ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਲਈ ਨਾਜ਼ੁਕ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਘਣਤਾ ਅਤੇ ਨਿਰੰਤਰ ionization ਫਰੈਕਸ਼ਨ x, ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਦੇ ਫੰਕਸ਼ਨ ਵਜੋਂ ਆਪਟੀਕਲ ਡੂੰਘਾਈ (ਵ੍ਹਾਈਟ ਐਟ ਅਲ., 1994) ਦੁਆਰਾ ਦਿੱਤੀ ਗਈ ਹੈ

ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਦੀ ਰੈਡਸ਼ਿਪਟ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ z* ਜਿਸ ਤੇ = 1,

ਜਿੱਥੇ ਸਕੇਲਿੰਗ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਖੁੱਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਤੇ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਵੇਲੇ ਦੂਰੀ ਦੇ ਆਕਾਰ ਤੋਂ ਛੋਟੇ ਸਕੇਲ ਤੇ, ਟੀ / ਟੀ ਕਾਰਕ ਦੁਆਰਾ ਘਟਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ - .

ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਅਕਾਰ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਐਂਗੋਲਰ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨਿਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਦੀਆਂ ਕੋਸ਼ਿਸ਼ਾਂ ਇਕ ਹੈਰਾਨੀ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣ ਸਕਦੀਆਂ ਸਨ ਜੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਨੂੰ ਪੁਨਰ ਗਠਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਇਸ ਹੱਦ ਤਕ ਰੀਓਨਾਈਜ਼ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿ ਸੀ ਬੀ ਆਰ 1100 ਤੋਂ ਘੱਟ ਰੈਡਸ਼ਾਫਟ ਵਿਚ ਖਿੰਡੇ ਹੋਏ ਸਨ, ਛੋਟੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀਆਂ ਮੁੱimਲੀਆਂ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਧੋ ਦਿੱਤੀਆਂ ਜਾਣਗੀਆਂ. ਫੋਟੋਨ-ਮੈਟਰਕ ਇੰਟਰਐਕਸ਼ਨ ਲਈ ਇੱਕ ਪ੍ਰਸੰਸਾਤਮਕ ਆਪਟੀਕਲ ਡੂੰਘਾਈ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ, ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ 20 ਦੇ ਰੀਡਸ਼ਿਪਟ (ਪਦਮਨਾਭਨ, 1993) ਦੇ ਬਾਅਦ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਦਾ. ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸੀ.ਬੀ.ਈ. ਦੁਆਰਾ ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਰੀਓਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਦੁਖੀ ਹੋਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਨਹੀਂ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਘੇਰ ਲੈਂਦੇ ਹਨ ਜੋ ਅਜੇ ਤੱਕ ਰੀਯਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਦੇ ਪ੍ਰਸਤਾਵਿਤ ਸਮੇਂ ਤੇ ਵੀ ਕਾਰਕ ਸੰਪਰਕ ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਸਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਡਿਗਰੀ-ਸਕੇਲ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦਾ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ 'ਤੇ ਉੱਚਾ ਪਰਸਾਰ ਛੇਤੀ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਦਲੀਲ ਹੈ (z 50) ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ. ਆਰਕ-ਮਿੰਟ ਸਕੇਲ 'ਤੇ, ਰੀਓਨਾਈਜ਼ਡ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨਾਲ ਫੋਟੌਨਾਂ ਦੇ ਪਰਸਪਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨਾਲ ਮੁ anਲੇ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਨੂੰ ਖ਼ਤਮ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪਿਛਲੇ ਖਿੰਡਾਉਣ ਦੀ ਇਸ ਨਵੀਂ ਸਤਹ ਤੋਂ ਛੋਟੇ ਸੈਕੰਡਰੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਨਾਲ ਤਬਦੀਲ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ (ਓਸਟਰਾਈਕਰ-ਵਿਸ਼ਨੀਅਕ ਪ੍ਰਭਾਵ ਅਤੇ ਪੈਚ ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ, ਅਗਲਾ ਭਾਗ ਵੇਖੋ).

ਸੈਕੰਡਰੀ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਉਦੋਂ ਵਾਪਰਦੀਆਂ ਹਨ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੇ ਫੋਟਨਸ ਪਿਛਲੇ ਆਖਰੀ ਬਿਖਰੇ ਸਤਹ ਦੇ ਬਾਅਦ ਖਿੰਡੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ (ਸਮੀਖਿਆ ਲਈ ਰੈਫਰੇਗੀਅਰ, 1999 ਦੇਖੋ). ਬਲੈਕਬੌਡੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਸ਼ਕਲ ਨੂੰ ਥਰਮਲ ਸੁਨਯੇਵ-ਜ਼ੇਲਦੋਵਿਚ (ਐਸ ਜੇਡ) ਪ੍ਰਭਾਵ (ਸੁਨਯੇਵ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਜ਼ੇਲਡੋਵਿਚ, 1972) ਦੁਆਰਾ ਉਲਟਾ ਇੰਟ੍ਰਾਸ ਕੰਪਟਨ ਦੁਆਰਾ ਬਦਲਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਬਲੈਕਬੱਡੀ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਤਾਪਮਾਨ ਨੂੰ ਸਕੈਟਰਿੰਗ ਮਾਧਿਅਮ (ਗਤੀਆਤਮਕ SZ ਅਤੇ Ostriker-Vishniac ਪ੍ਰਭਾਵ, Ostriker & amp ਵਿਸ਼ਨੀਕ, 1986) ਦੇ ਵਿਲੱਖਣ ਵੇਗ ਤੋਂ ਡੌਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ ਦੁਆਰਾ ਅਤੇ ਨਾਲ ਹੋਣ ਵਾਲੀਆਂ ਬਦਲੀਆਂ ਗੰਭੀਰਤਾ ਸੰਭਾਵਨਾ ਦੁਆਰਾ ਲੰਘਣ ਦੁਆਰਾ ਸਥਾਨਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਤਬਦੀਲ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਗੈਰ-ਲਾਈਨਿਕ structureਾਂਚੇ ਦਾ collapseਹਿਣਾ (ਰੀਸ-ਸਕਿਆਮਾ ਪ੍ਰਭਾਵ, ਰੀਸ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਸਕਿਆਮਾ, 1968) ਜਾਂ ਵਕਰ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਜਾਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਸਥਾਈ ਦਬਦਬਾ (ਏਕੀਕ੍ਰਿਤ ਸੈਚਸ-ਵੌਲਫ ਪ੍ਰਭਾਵ). ਪੈਚੀ ਰੀਯੋਨਾਈਜ਼ੇਸ਼ਨ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦੇ ਕਈ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ (ਗਰੂਜ਼ਿਨੋਵ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਹੂ, 1998 ਪੀਬਲਜ਼ ਐਂਡ ਐਮ ਪੀ ਜੁਸਕਿਵਿਇਕਜ਼, 1998 ਅਘਨੀਮ ਐਟ ਅਲ., 1996 ਨੈਕਸ ਐਟ ਅਲ., 1998). ਐਸ ਜ਼ੈਡ ਇਫੈਕਟ ਖੁਦ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਤੋਂ ਸੁਤੰਤਰ ਹੈ, ਇਸਲਈ ਇਹ ਕਲੱਸਟਰਾਂ 'ਤੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਨਿਕਾਸ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਜ਼ਿਆਦਾ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ' ਤੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੇ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਲਗਭਗ ਸਾਰੇ ਕਲੱਸਟਰ 10 'ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਲਈ ਹੱਲ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੇ ਇਸਲਈ ਉੱਚ-ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਕਲੱਸਟਰਾਂ ਨੇ ਸ਼ਤੀਰ ਦਾ ਘੱਟ ਹਿੱਸਾ ਰੱਖਿਆ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਲਈ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਐਸ ਜੇਡ ਪ੍ਰਭਾਵ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਮੱਧਮ ਹੈ. ਪਲੈਂਕ ਦੇ 4.5 'ਚੈਨਲਾਂ ਵਿਚ ਇਹ ਹੁਣ ਸਹੀ ਨਹੀਂ ਹੋਵੇਗਾ, ਅਤੇ ਐੱਸ ਜ਼ੈਡ ਪ੍ਰਭਾਵ ਉੱਚ ਰੈਡਸ਼ਿੱਪ ਵਿਚ ਕਲੱਸਟਰ ਦੀ ਬਹੁਤਾਤ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਕ ਵਾਧੂ ਸੈਕੰਡਰੀ ਅਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਉਹ ਹੈ ਜੋ ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਲੈਂਜ਼ਿੰਗ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੁੰਦੀ ਹੈ (ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ ਕੈਯਨ ਐਟ ਅਲ., 1994 ਮੈਟਕਾਲਫ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਸਿਲਕ, 1997 ਮਾਰਟਾਈਨਜ਼-ਗੋਂਜ਼ਾਲੇਜ਼ ਐਟ ਅਲ., 1997 ਕੈਯਨ ਐਟ ਅਲ., 1993). ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਲੈਂਜ਼ਿੰਗ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਵਿਚ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਗੈਰ-ਗੌਸੀਅਤ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਤ ਕਰਦੀ ਹੈ ਜਿੱਥੋਂ ਇਸ ਮਾਮਲੇ ਦੀ ਸ਼ਕਤੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨਾ ਸੰਭਵ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ (ਜ਼ਲਦਾਰਰੀਆਗਾ ਅਤੇ ਐਮਐਮ ਸੇਲਜੈਕ, 1998 ਸੈਲਜੈਕ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਜ਼ਲਦਾਰਰੀਆਗਾ, 1998).

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਈਕ੍ਰੋਵੇਵ ਬੈਕਗ੍ਰਾਉਂਡ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ (ਜ਼ਲਦਾਰਰੀਆਗਾ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਸੇਲਜੈਕ, 1997 ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਐਟ ਅਲ., 1997 ਕੋਸੋਵਸਕੀ, 1994) ਪਿਛਲੇ ਚੌਕੜੇ ਦੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਹਰੇਕ ਬਿੰਦੂ' ਤੇ ਸਥਾਨਕ ਚੌਥਾਈ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਦੇ ਕਾਰਨ ਉੱਭਰਦਾ ਹੈ (ਇੱਕ ਸਮੀਖਿਆ ਲਈ ਹੂ ਐਂਡ ਐਂਪ ਵ੍ਹਾਈਟ, 1997a ਵੇਖੋ). ਸਕੇਲਰ (ਘਣਤਾ) perturbations ਸਿਰਫ ਕਰਲ-ਮੁਕਤ (ਇਲੈਕਟ੍ਰਿਕ ਮੋਡ) ਧਰੁਵੀਕਰਣ ਪੈਦਾ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਟੈਂਸਰ (ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਵੇਵ) perturbations ਵਿਭਿੰਨ ਰਹਿਤ (ਚੁੰਬਕੀ ਮੋਡ) ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਪੈਦਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਦਾ ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੀਆਂ ਲਹਿਰਾਂ ਦੇ ਪੱਧਰ ਦੀ ਇਕ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਲਾਭਦਾਇਕ ਜਾਂਚ ਹੈ (ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਕੋਸੋਸਕੀ, 1998 ਸੈਲਜੈਕ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਜ਼ਲਦਾਰਰੀਆਗਾ, 1997), ਖ਼ਾਸਕਰ ਕਿਉਂਕਿ ਮੌਜੂਦਾ ਸੰਕੇਤ ਇਹ ਹਨ ਕਿ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ' ਤੇ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ COBE ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਟੈਂਸਰ ਯੋਗਦਾਨਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਮਾਪਣ ਯੋਗ ਭਾਗ ਨਹੀਂ (ਗਾਵਿਸਰ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਸਿਲਕ, 1998). ਕਾਮਿਓਨਕੋਵਸਕੀ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਕੋਸੋਵਸਕੀ (1999) ਦੁਆਰਾ ਗਰੈਵਿਟੀ ਵੇਵ ਅਤੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਧਰੁਵੀਕਰਨ ਦੀ ਪੂਰੀ ਸਮੀਖਿਆ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ.

ਘਣਤਾ ਦੇ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਸੀਐਮਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਵਿਚ ਬਦਲਣ ਵਾਲੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਇਕੋ ਜਿਹੀਆਂ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ ਜੋ ਗਾussianਸੀਆ ਦੇ ਮੁੱimਲੇ ਘਣਤਾ ਦੇ ਘਣਤਾ ਬਾਰੇ ਦੱਸਦੇ ਹਨ ਕਿ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਉਤਰਾਅ ਚੜਾਅ ਦੇ ਗੌਸੀ ਵੰਡ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਵੀ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਗੌਸੀਅਤ ਤੋਂ ਭਟਕਣ ਲਈ ਕੋਬੀਈ ਅਤੇ ਭਵਿੱਖ ਦੇ ਡੇਟਾਸੇਟ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨ ਲਈ ਕਈ ਤਕਨੀਕਾਂ ਵਿਕਸਿਤ ਕੀਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਹਨ (ਉਦਾ. ਫੇਰੇਰਾ ਐਟ ਅਲ., 1997 ਕੋਗਟ ਐਟ ਅਲ., 1996 ਬੀ ਫੇਰੇਰਾ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਮੈਗਿਏਜੋ, 1997). ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਟੈਸਟ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਸਾਬਤ ਹੋਏ ਹਨ, ਪਰ ਗੈਰ-ਗੌਸੀਅਤ ਦੇ ਕੁਝ ਦਾਅਵੇ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ. ਗਜ਼ਟਾ & # 241aga ਅਤੇ ਹੋਰ. (1998) ਨੂੰ ਡਿਗਰੀ-ਸਕੇਲ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨਿਰੀਖਣ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਫੈਲਣ ਵਿਚ ਗੈਰ-ਜਾਸੂਸੀਅਤ ਦਾ ਬਹੁਤ ਮਾਮੂਲੀ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਿਆ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ ਉਮੀਦ ਕੀਤੇ ਨਮੂਨੇ ਦੇ ਰੂਪਾਂ ਨਾਲੋਂ ਵੱਡਾ ਸੀ. ਫੇਰੇਰਾ ਐਟ ਅਲ. (1998) ਨੇ ਮਲਟੀਪੋਲ = 16 ਤੇ ਇੱਕ ਬਿਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਅੰਕੜੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਅਤੇ ਪਾਂਡੋ ਏਟ ਅਲ ਵਿਖੇ ਗੈਰ-ਗੌਸੀਅਤ ਬਾਰੇ ਖੋਜ ਕਰਨ ਦਾ ਦਾਅਵਾ ਕੀਤਾ ਹੈ. (1998) ਨੂੰ ਉੱਤਰੀ ਗੈਲੇਕਟਿਕ ਗੋਲਾਕਾਰ ਵਿਚ ਲਗਭਗ 15 & # 176 ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਗੈਰ-ਗੌਸੀ ਵੇਵਲੇਟ ਗੁਣਾਂਕ ਸੰਬੰਧ ਲੱਭੋ. ਇਹ ਦੋਵੇਂ ਵਿਧੀਆਂ ਗੌਸੀਅਤ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਨਤੀਜੇ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ, ਜੇ ਕਈ ਪਿਕਸਲ ਦੇ ਇੱਕ ਖ਼ਾਸ ਖੇਤਰ ਨੂੰ ਡੈਟਾਸੇਟ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ. ਦਿੱਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ (ਬਰੋਮਲੇ ਐਂਡ ਐਮਪ ਟੈਗਮਾਰਕ, 1999). ਇੱਕ ਸਹੀ ਸਕਾਈਨ ਸਿਗਨਲ ਕਈ ਪਿਕਸਲ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਕਿ ਯੰਤਰ ਸ਼ੋਰ ਗੈਰ-ਗੌਸੀਅਤ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੰਭਾਵਤ ਸਰੋਤ ਹੈ. ਇੱਕ ਵੱਖਰਾ ਖੇਤਰ ਹਰੇਕ ਖੋਜ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਦਾ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਸਬੂਤ ਦਿੰਦੇ ਹੋਏ ਕਿ ਕੋਬੀ ਡੈਟਾਸੇਟ ਵਿੱਚ ਅਸਮਾਨ ਦੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਦੋ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਗੈਰ-ਗਾਉਸੀਅਨ ਸਾਧਨ ਦੀ ਅਵਾਜ਼ ਹੈ.

ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਵਿਚ ਖਾਸ ਚਿੰਤਾ ਦਾ ਮੁੱ fore ਗੰਦਗੀ ਦਾ ਮੁੱਦਾ ਹੈ. ਉਹ ਸੀਰੀਜ਼, ਜੋ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ. ਦੇ ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਤ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚ ਗੈਲੇਕਟਿਕ ਰੇਡੀਓ ਨਿਕਾਸ (ਸਿੰਕ੍ਰੋਟ੍ਰੋਨ ਅਤੇ ਫ੍ਰੀ-ਮੁਕਤ), ਗੈਲੇਕਟਿਕ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਐਮੀਸ਼ਨ (ਧੂੜ), ਐਕਸਟ੍ਰਾਗੈਲੈਕਟਿਕ ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤ (ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਅੰਡਾਕਾਰ ਗਲੈਕਸੀਜ਼, ਐਕਟਿਵ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਨਿ nucਕਲੀ, ਅਤੇ ਕਵਾਸਰਸ), ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਧੂੜਦਾਰ ਸਰਪਰਾਂ ਅਤੇ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ - ਐਡਰਿਸ਼ਟ ਸਟਾਰਬਰਸਟ ਗਲੈਕਸੀਆਂ), ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀ ਸਮੂਹਾਂ ਵਿੱਚ ਗਰਮ ਗੈਸ ਦਾ ਸੁਨਯੇਵ-ਜ਼ੇਲਦੋਵਿਚ ਪ੍ਰਭਾਵ. ਸੀਓਬੀਈ ਦੀ ਟੀਮ ਸੰਭਾਵਤ ਫੁੱਟਗ੍ਰਾਉਂਡ ਗੰਦਗੀ ਲਈ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਹੱਦ ਤਕ ਗਈ ਹੈ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਜਹਾਜ਼ ਦੇ ਲਗਭਗ 30 & # 176 ਦੇ ਅੰਦਰ ਹਰ ਚੀਜ਼ ਨੂੰ ਨਿਯਮਤ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਖਤਮ ਕਰ ਦਿੰਦੀ ਹੈ.

ਵੱਡੇ ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨ ਵਾਲਾ ਇਕ ਸਾਧਨ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਕੋਬੀਈ ਸਾਡੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਫੈਲਾਅ ਫੋਰਗ੍ਰਾਉਂਡ ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਹੈ, ਪਰ ਛੋਟੇ-ਪੈਮਾਨੇ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਨੂੰ ਵੀ ਵਾਧੂ ਸਰੋਤ ਬਾਰੇ ਚਿੰਤਾ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਫੋਰਗਰਾਉਂਡ ਅਤੇ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀਆਂ ਨੂੰ ਅਸੰਬੰਧਿਤ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਚਤੁਰਭੁਜ ਵਿਚ ਵਾਧਾ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਸੀ.ਐੱਮ.ਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਸ਼ਕਤੀ ਦੀ ਮਾਪ ਵਿਚ ਵਾਧਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਬਹੁਤੇ ਸੀਐਮਬੀ ਯੰਤਰ, ਹਾਲਾਂਕਿ, ਕਈ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੇ ਪਾਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਹਸਤਾਖਰਾਂ ਜਾਂ ਬਿੰਦੂ ਸਰੋਤ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਬੀਮ ਪ੍ਰਤੀਕ੍ਰਿਆ ਦੀ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਨੀ ਦੁਆਰਾ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਪਹਿਲੂਆਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਫੋਰਗਰਾਉਂਡ ਘਟਾਓ ਦੀ ਕੋਸ਼ਿਸ਼ ਵੱਲ ਖੜਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਸੀ ਐਮ ਬੀ ਐਨੀਸੋਟ੍ਰੋਪੀ ਨੂੰ ਘੱਟ ਸਮਝ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜੇਕਰ ਕੁਝ ਸੱਚ ਸਿਗਨਲ ਫੋਰਗਰਾਉਂਡ ਦੇ ਨਾਲ ਘਟਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. Because they are now becoming critical, extragalactic foregrounds have been studied in detail (Gawiser et al., 1998 Gawiser & Smoot, 1997 Toffolatti et al., 1998 Refregier et al., 1998 Sokasian et al., 1998). The Wavelength-Oriented Microwave Background Analysis Team (WOMBAT, see Gawiser et al., 1998 Jaffe et al., 1999) has made Galactic and extragalactic foreground predictions and full-sky simulations of realistic CMB skymaps containing foreground contamination available to the public (see http://astro.berkeley.edu/wombat). One of these CMB simulations is shown in Figure 3. Tegmark et al. (1999) used a Fisher matrix analysis to show that simultaneously estimating foreground model parameters and cosmological parameters can lead to a factor of a few degradation in the precision with which the cosmological parameters can be determined by CMB anisotropy observations, so foreground prediction and subtraction is likely to be an important aspect of future CMB data analysis.

Foreground contamination may turn out to be a serious problem for measurements of CMB polarization anisotropy. While free-free emission is unpolarized, synchrotron radiation displays a linear polarization determined by the coherence of the magnetic field along the line of sight this is typically on the order of 10% for Galactic synchrotron and between 5 and 10% for flat-spectrum radio sources. The CMB is expected to show a large-angular scale linear polarization of about 10%, so the prospects for detecting polarization anisotropy are no worse than for temperature anisotropy although higher sensitivity is required. However, the small-angular scale electric mode of linear polarization which is a probe of several cosmological parameters and the magnetic mode that serves as a probe of tensor perturbations are expected to have much lower amplitude and may be swamped by foreground polarization. Thermal and spinning dust grain emission can also be polarized. It may turn out that dust emission is the only significant source of circularly polarized microwave photons since the CMB cannot have circular polarization. *****


How is the density parameter estimated via cosmic microwave background anisotropies? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

The universe is filled with radiation at a temperature of 2.728K, whose spectrum peaks at about 300GHz. This radiation was first detected several decades ago and is known as the Cosmic Microwave Background (CMB).

If we observe the microwave sky we find that the temperature of the CMB is not exactly the same in all directions: it is anisotropic . There are small fluctuations in the temperature across the sky at the level of about 1 part in 100,000: the microwave background temperature anisotropies.

In the Hot Big Bang Model the universe was much hotter and denser in the past. It has been adiabatically cooling as it expands. At early times the universe was almost entirely ionized. Photons and baryons (protons and electrons) were tightly coupled by Compton scattering and electromagnetic interactions.

At a redshift of about 1000 the universe cooled enough to form Hydrogen. With the rapid drop in the free electron density the photon-matter interactions effectively ceased.

What we see in the Cosmic Microwave Background (CMB) is a snapshot of the universe at redshift 1000. The fluctuations in temperature across the sky are the precursors of the large-scale structure we see around us today. These small fluctuations grow through gravitational instability from 1 part in 100,000 at redshift 1000 to highly concentrated structures today.

After several decades of searching, CMB anisotropies are now being ``routinely'' detected and mapped over a range of angular scales and frequencies (see here for more details).

For further information (and a bibliography), go here. For a non-technical introduction, try The Cosmic Symphony or Wayne Hu's Introduction to the Cosmic Microwave Background, the Physics Today article The Cosmic Rosetta Stone or this CMB FAQ. A brief review of what we have learned from the CMB can be found at this URL. NASAs Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis contains a wealth of useful links.


How is the density parameter estimated via cosmic microwave background anisotropies? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

We introduce a simple yet powerful method which obtains the structure of cosmic microwave background anisotropies to better than 5-10\% in temperature fluctuations on scales. It is applicable to model in which the potential fluctuations at recombination are both linear and known. Moreover, it recovers and explains the presence of the ``Doppler peaks'' at degree scales as acoustic oscillations of the photon-baryon fluid. We treat in detail such subtleties as the time dependence of the gravitational driving force, anisotropic stress from the neutrino quadrupole, and damping during the recombination process, again all from an analytic standpoint. We apply this formalism to the standard cold dark matter model to gain physical insight into the anisotropies, including the dependence of the peak locations and heights on cosmological parameters such as $Omega_b$ and $h$, as well as model parameters such as the ionization history. Damping due to the finite thickness of the last scattering surface and photon diffusion are further more shown to be identical. In addition to being a powerful probe into the nature of anisotropies, this treatment can be used in place of the standard Boltzmann code where 5-10\% accuracy in temperature fluctuations is satisfactory and/or speed is essential. Equally importantly, it can be used as a portable standard by which numerical codes can be tested and compared.


Particle Physics and Cosmology: The Fabric of Spacetime

N. Bartolo , . A. Riotto , in Les Houches , 2007

2 Introduction

Cosmic Microwave Background (CMB) anisotropies play a special role in cosmology, as they allow an accurate determination of cosmological parameters and may provide a unique probe of the physics of the early universe and in particular of the processes that gave origin to the primordial perturbations.

Cosmological inflation [3] is nowadays considered the dominant paradigm for the generation of the initial seeds for structure formation. In the inflationary picture, the primordial cosmological perturbations are created from quantum fluctuations “redshifted” out of the horizon during an early period of accelerated expansion of the universe, where they remain “frozen”. They are observable through CMB temperature anisotropies (and polarization) and the large-scale clustering properties of the matter distribution in the Universe.

This picture has recently received further spectacular confirmation from the results of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year dataset [4] . Since the observed cosmological perturbations are of the order of 10 −5 , one might think that first-order perturbation theory will be adequate for all comparisons with observations. This might not be the case, though. Present [4] and future experiments [5] may be sensitive to the non-linearities of the cosmological perturbations at the level of second- or higher-order perturbation theory. The detection of these non-linearities through the non-Gaussianity (NG) in the CMB [6] has become one of the primary experimental targets.

There is one fundamental reason why a positive detection of NG is so relevant: it might help in discriminating among the various mechanisms for the generation of the cosmological perturbations. Indeed, various models of inflation, firmly rooted in modern particle physics theory, predict a significant amount of primordial NG generated either during or immediately after inflation when the comoving curvature perturbation becomes constant on super-horizon scales [6] . While single-field [7] and two(multi)-field [8] models of inflation predict a tiny level of NG, “curvaton”-type models, in which a significant contribution to the curvature perturbation is generated after the end of slow-roll inflation by the perturbation in a field which has a negligible effect on inflation, may predict a high level of NG [9] . Alternatives to the curvaton model are models where a curvature perturbation mode is generated by an inhomogeneity in the decay rate [ 10, 11 ], the mass [12] or the interaction rate [13] of the particles responsible for the reheating after inflation. Other opportunities for generating the curvature perturbations occur at the end of inflation [14] , during preheating [15] , and at a phase-transition producing cosmic strings [16] .

Statistics like the bispectrum and the trispectrum of the CMB can then be used to assess the level of primordial NG on various cosmological scales and to discriminate it from the one induced by secondary anisotropies and systematic effects [ 6, 17–19 ]. A positive detection of a primordial NG in the CMB at some level might therefore confirm and/or rule out a whole class of mechanisms by which the cosmological perturbations have been generated.

Despite the importance of NG in CMB anisotropies, little effort has ben made so far to provide accurate theoretical predictions of it. On the contrary, the vast majority of the literature has been devoted to the computation of the bispectrum of either the comovig curvature perturbation or the gravitational potential on large scales within given inflationary models. These, however, are not the physical quantities which are observed. One should instead provide a full prediction for the second-order radiation transfer function. A preliminary step towards this goal has been taken in Ref. [20] (see also [21] ) where the full second-order radiation transfer function for the CMB anisotropies on large angular scales in a flat universe filled with matter and cosmological constant was computed, including the second-order generalization of the Sachs-Wolfe effect, both the early and late Integrated Sachs-Wolfe (ISW) effects and the contribution of the second-order tensor modes.

There are many sources of NG in CMB anisotropies, beyond the primordial ones. The most relevant sources are the so-called secondary anisotropies, which arise after the last scattering epoch. These anisotropies can be divided into two categories: scattering secondaries, when the CMB photons scatter with electrons along the line of sight, and gravitational secondaries when effects are mediated by gravity [22] . Among the scattering secondaries we may list the thermal Sunyaev-Zeldovich effect, where hot electrons in clusters transfer energy to the CMB photons, the kinetic Sunyaev-Zeldovich effect produced by the bulk motion of the electrons in clusters, the Ostriker-Vishniac effect, produced by bulk motions modulated by linear density perturbations, and effects due to reionization processes. The scattering secondaries are most significant on small angular scales as density inhomogeneities, bulk and thermal motions grow and become sizeable on small length-scales when structure formation proceeds.

Gravitational secondaries arise from the change in energy of photons when the gravitational potential is time-dependent, the ISW effect, and gravitational lensing. At late times, when the Universe becomes dominated by the dark energy, the gravitational potential on linear scales starts to decay, causing the ISW effect mainly on large angular scales. Other secondaries that result from a time dependent potential are the Rees-Sciama effect, produced during the matter-dominated epoch by the time evolution of the potential on non-linear scales.

The fact that the potential never grows appreciably means that most second order effects created by gravitational secondaries are generically small compared to those created by scattering ones. However, when a photon propagates from the last scattering to us, its path may be deflected because of the gravitational lensing. This effect does not create anisotropies, but only modifies existing ones. Since photons with large wavenumbers k are lensed over many regions (∼ k/ਐੱਚ, ਕਿੱਥੇ ਐੱਚ is the Hubble rate) along the line of sight, the corresponding second-order effect may be sizeable. The three-point function arising from the correlation of the gravitational lensing and ISW effects generated by the matter distribution along the line of sight [ 23, 24 ] and the Sunyaev-Zeldovich effect [25] are large and detectable by Planck [26] .

Another relevant source of NG comes from the physics operating at the recombination. A naive estimate would tell that these non-linearities are tiny being suppressed by an extra power of the gravitational potential. However, the dynamics at recombination is quite involved because all the non-linearities in the evolution of the baryon-photon fluid at recombination and the ones coming from general relativity should be accounted for. This complicated dynamics might lead to unexpected suppressions or enhancements of the NG at recombination. A step towards the evaluation of the three-point correlation function has been taken in Ref. [27] where some effects were taken into account in the in so-called squeezed triangle limit, corresponding to the case when one wavenumber is much smaller than the other two and was outside the horizon at recombination.

These notes, which are based on Refs. [ 1, 2 ], present the computation of the full system of Boltzmann equations, describing the evolution of the photon, baryon and Cold Dark Matter (CDM) fluids, at second order and neglecting polarization, These equations allow to follow the time evolution of the CMB anisotropies at second order on all angular scales from the early epochs, when the cosmological perturbations were generated, to the present time, through the recombination era. These calculations set the stage for the computation of the full second-order radiation transfer function at all scales and for a a generic set of initial conditions specifying the level of primordial non-Gaussianity. Of course on small angular scales, fully non-linear calculations of specific effects like Sunyaev-Zelɽovich, gravitational lensing, etc. would provide a more accurate estimate of the resulting CMB anisotropy, however, as long as the leading contribution to second-order statistics like the bispectrum is concerned, second-order perturbation theory suffices.

These notes are organized as follows. In Section 3 we provide the second-order metric and corresponding Einstein equations. In Section 4 the left-hand-side of the Boltzmann equation for the photon distribution function is derived at second order. The collision term is computed in Section 5 . In Section 6 we present the second-order Boltzmann equation for the photon brightness function, its formal solution with the method of the integration along the line of sight and the corresponding hierarchy equations for the multipole moments. Section 7 contains the derivation of the Boltzmann equations at second order for baryons and CDM. Section 8 contains the approximate solution of the Boltzmann equations up to first order. Section 9 contains a brief summary of the results. In Appendix A we give the explicit form of Einstein's equations up to second order, while in Appendix B we provide the first-order solutions of Einstein's equations in various cosmological eras.

In performing the computation presented in these lecture notes, we have mainly followed Ref. [28] (in particular chapter 4 ), where an excellent derivation of the Boltzmann equations for the baryon-photon fluid at first order is given, and Refs. [ 1, 2 ] for their second-order extension. Since the derivation at second order is straightforward, but lenghty, the reader might benefit from reading the appropriate sections of Ref. [28] . In the Conclusions ( Section 9 ) we have also provided a Table which summarizes the many symbols appearing throughout these notes.