В первые 400 000 лет после Большого Взрыва Вселенная была заполнена горячей, плотной плазмой, которая была непрозрачна для излучения. По мере расширения Вселенной, плазма охлаждалась и стала прозрачной, т.е. видимой. Сегодня этот вырвавшейся свет виден как космический микроволновый фон (из-за увеличения длины волны). Спутник Планк измерил вариации яркости реликтового излучения по всему небу, с беспрецедентной на сегодня точностью.
Обычное вещество - вся наша Вселенная, которую мы видим вокруг себя: столы, здания, планеты, звезды и т.д. состоит из него и составляет всего лишь 4% от массы всей Вселенной.
Темная материя - это вещество, которое не видимо, не взаимодействует (или слабо взаимодействует), и пока не обнаружена в лабораториях. Гравитационное влияние темной материи можно увидеть в скоплениях галактик, ведь она занимает 26% от массы всей Вселенной. Она называется "темной", потому что она не излучает.
Темная энергия - является причиной расширения нашей Вселенной и она ее постоянно ускоряет. Она называется "темной", потому что мы не знаем, что это такое. На нее приходится оставшиеся 70%.
Спектр мощности является математической функцией, которая может быть использована для описания распределения количества (любого количества) в пространстве. Эта концепция может быть проиллюстрирована на примере города со множеством зданий и оценкой различных типов людей, которые живут в каждом типе здания.
Для примера: мы могли бы начать с подсчета: сколько существует зданий разного размера, сколько домов приходится на одну семью, сколько из них двухэтажных домов, сколько небоскребов и так далее.
Не имеет значения если на улице один крошечный дом и недалеко от него огромный жилой массив, важно то, как размеры каждого здания в общей архитектуре города влияют на поведение населения. Построенное количество зданий, в зависимости от их размера, является примером того, что значит 'измерить спектр мощности' в контексте градостроительства.
Когда космологи изучают формирование и эволюцию космической структуры Вселенной, они делают нечто очень похожее на анализ структуры города: они составляют график относительного числа космических структур, различных размеров по спектру мощности. Форма этого графика показывает «силу» структур, которые расположены во Вселенной на каждой шкале. Например, может существовать очень мало структур при очень больших масштабах.
Космические структуры - звезды, галактики, скопления галактик - уплотняются под действием силы тяжести. Тем не менее, другие силы могут действовать в противовес силе притяжения; Например, расширение Вселенной или давление излучения - сила давления, оказываемая фотонами.
Любая структура, которую мы наблюдаем во Вселенной, является результатом баланса между всеми этими силами, который установился еще в ранней Вселенной.
Простейшая модель инфляции предсказывает, что в конце фазы ускоренного расширения (инфляции) Вселенной, колебания, присутствующие в материи таковы, что их вклад практически не зависит от их масштаба. Это означает, что суммарная энергия всех колебаний, в заданном масштабе, одна и та же.
Если флуктуации в распределении материи, в ранней Вселенной, имеют одинаковую мощность во всех пространственных масштабах, космологи говорят, что их спекты мощности 'масштабно инвариативны'. Это характеризуется параметром, известным как спектральный индекс - ns.
Для идеального масштабно-инвариантного спектра, ns = 1. Если ns меньше 1, это означает, что колебания на больших масштабах являются доминирующими, так как они более сильные (с точки зрения их совокупной мощности), чем на меньших масштабах и наоборот, если ns больше 1, то колебания на малых масштабах доминируют.
Колебания температуры космического микроволнового фона (CMB) являются отпечатком распределения вещества гораздо более поздней космической эпохи, чем инфляция, поскольку они начинаются спустя 380 000 лет после завершения инфляции.
В то время как распределение материи (спектр мощности) на малых масштабах изменилось, в очень крупных масштабах отпечаток исходного спектра мощности, производного от инфляции по-прежнему присутствует. В частности, CMB колебания на очень больших масштабах несут информацию о первичном спектральном индексе ns. Кроме того, путем измерения спектрального индекса и на сколько он отличается от единицы, космологи могут узнать, как долго продолжалась фаза инфляционного расширения и чем она закончилась, перед тем как скорость расширения упала.
Конец инфляции это особенно интересная эпоха в космической истории, потому что именно в это время образовались частицы материи.
Спутник Европейского космического агентства (ЕКА) Планк (Planck) начал свою миссию в мае 2009 года. Он исследовал все небо, чтобы найти ответ на вопрос о происхождении Вселенной. Планк это один из самых технологически продвинутых спутников из когда-либо запущенных. Первые космологические результаты, на основе анализа его данных, были опубликованы в марте 2013 года.
