Prásévanje (ali kózmično mikrovalóvno sévanje ozádja) je v fizikalni kozmologiji vrsta elektromagnetnega valovanja, ki zapolnjuje Vesolje, in izvira iz časa, ko je Vesolje postalo prozorno, bilo staro približno 379.000 let in imelo temperaturo približno 3000 K. Izraz prasevanje, oziroma relíktno sévanje, ki se večinoma rabi v astrofiziki, je predlagal Šklovski. Drugi izraz se največ rabi v radioastronomiji. V tradicionalnem optičnem daljnogledu je prostor med zvezdami in galaksijami, oziroma njihovo ozadje, črno. V radijskem delu sprektra obstaja šibko sevanje ozadja, enako skoraj v vseh smereh, in ni povezano z nobeno zvezdo, galaksijo ali drugim telesom. Sevanje je najmočnejše v mikrovalovnem delu elektromagnetnega spektra. Odkritje prasevanja ameriških radijskih astronomov Penziasa in Wilsona leta 1964 je predstavljalo vrhunec dela, začetega v 40. letih 20. stoletja. Zanj so leta 1978 Penziasu in Wilsonu podelili polovico Nobelove nagrade za fiziko.
Prasevanje se lahko dobro opiše kot sevanje, ki je ostalo od zgodnje stopnje razvoja Vesolja, njegovo odkritje pa velja za temeljni preskus modela prapoka Vesolja. Ko je bilo Vesolje mlado, pred nastankom zvezd in planetov, je bilo gostejše, dosti bolj vroče in zapolnjeno s plazmo, sestavljeno predvsem iz protonov in težijih jeder, elektronov, fotonov in temne snovi. Zaradi velike gostote so se fotoni sipali na prostih elektronih s pomočjo Thomsonovega sipanja. To pomeni, da je bila njihova prosta pot zelo kratka. Ko se je vesolje širilo, sta se plazma in sevanje hladila, in, ko se je shladilo dovolj, so lahko nastali stabilni atomi. Ti atomi niso mogli več sipati fotonov, ki se od tedaj naprej proto širijo po vesolju in predstavljajo prasevanje. Ker zapolnjujejo vedno večje Vesolje, se njihova valovna dolžina daljša, kar imenujemo rdeči premik.
Točne meritve prasevanja so za fizikalno kozmologijo zelo pomembne, saj mora vsak model Vesolja pojasniti to sevanje. Prasevanje ima toplotni spekter absolutno črnega telesa pri temperaturi 2,7277 K, tako da je njegov vrh v mikrovalovnem delu s frekvenco 160,4 GHz, kar odgovarja valovni dolžini 1,870 mm. To velja za spektralno gostoto sevanja na enoto frekvence po Planckovem zakonu. Če se vzame gostota na enoto valovne dolžine, bo po Wienovem zakonu vrh pri valovni dolžini 1,062 mm, kar odgovarja frekvenci 282,2 GHz. Sevanje je skoraj, vendar ne popolnoma, enakomerno v vseh smereh, in kaže zelo značilen vzorec, enak dokaj enakomerno porazdeljenemu vročemu, rdečemu plinu, če bi se razširil na sedanjo velikost Vesolja. Prostorski potenčni spekter (kako velika razlika se zazna glede na to kako daleč so območja na nebu) še posebej vsebuje majhne anizotropije ali nepravilnosti, ki se razlikujejo z velikostjo pregledanega območja. Izmerili so jih podrobno. Meritve se ujemajo s pričakovanim, če bi se majhne toplotne spremembe, ki jih povzročajo kvantne fluktuacije snovi v zelo majhnem prostoru, razširile na velikost opazljivega vesolja, ki se ga vidi danes. To je še vedno zelo dejavno področje raziskovanj, kjer si znanstveniki želijo tako boljše podatke (na primer vesoljski observatorij Planck) kot tudi boljše razlage začetnih pogojev metričnega širjenja prostora.
Čeprav lahko splošna oblika spektra absolutno črnega telesa nastane z različnimi procesi, lahko edino model prapoka pojasni fluktuacije. Zaradi tega imajo kozmologi model prapoka Vesolja za najboljšo razlago prasevanja.
Značilnosti thumb|right|250px|Spekter prasevanja izmerjen z inštrumentom FIRAS na satelitu COBE je najbolj točno izmerjen spekter absolutno črnega telesa v naravi. Podatkovne točke in napake v grafu zakriva teoretična krivulja po Planckovem zakonu. thumb|right|250px|Slika temperaturnih sprememb prasevanja dveletnih opazovanj inštrumenta DMR na satelitu COBE. Podatki so zbrani med letoma 1990 in 1991.
Prasevanje je izotropno do približno enega dela na 100.000. Koren kvadrata srednje vrednosti razlik je le 18 µK. Vrednost je dobljena, ko so odšteli dipolno anizotropijo, ki je posledica Dopplerjevega premika mikrovalovnega sevanja ozadja zaradi naše svojske hitrosti relativne glede na sogibajoči vesoljski mirovni sistem. Ta značilnost je v skladu z gibanjem Zemlje s hitrostjo približno 627 km/s proti ozvezdju Device. Inštrument FIRAS na Nasinem satelitu Cosmic Background Explorer (COBE) je točno izmeril spekter mikrovalovnega ozadja. Člani projekta so primerjali izmerjeno prasevanje z notranjim referenčnim črnim telesom, spektra pa sta se ujemala do napake merjenja. Zaključili so, da bi vsaka druga odstopanja od oblike za črno telo, ki bi še vedno ostala nezaznavna v spektru prasevanja v obsegu valovnih dolžin od 0,5 do 5 mm, morala imeti vrednost utežene kvadratične sredine vsaj 50 delov na milijon (0,005 %) največje vrednosti prasevanja. Zaradi tega ta meritev spektra prasevanja predstavlja najbolj točno meritev spektra črnega telesa v naravi.
Prasevanje je morda glavna napoved modela prapoka. Poleg tega inflacijska kozmologija predvideva, da se je po približno 10−37 sekunde nastajajoče Vesolje eksponentno razširilo, kar je zgladilo skoraj vse nehomogenosti. Izjeme so nehomogenosti, ki so jih povzročile kvantne fluktuacije v inflatonskem polju. Temu je sledil zlom simetrije, vrsta faznega prehoda v katerem so štiri osnovne sile in osnovni delci dobili sedanjo obliko. Po 10−6 sekunde je bilo Vesolje sestavljeno iz vroče plazme fotonov, elektronov in barionov. Fotoni so neprestano vzajemno reagirali s plazmo prek Thomsonovega sipanja. Ker se je Vesolje razširilo, je adiabatna ohladitev povzročila ohladitev plazme, dokler se elektroni niso združili s protoni in tvorili vodikove atome. Približno na vsak deseti vodikov atom je nastal tudi helijev atom. Ta dogodek rekombinacije se je zgodil pri temperaturi približno 3000 K, ali, ko je bilo Vesolje staro približno 379.000 let. To odgovarja rdečemu premiku . V tem trenutku so se fotoni razpršili stran od sedaj električno nevtralnih atomov in se začeli prosto gibati po prostoru, kar je povzročilo razklopitev snovi in sevanja.
Od tedaj se je barvna temperatura fotonov zmanjševala vse do 2,7277 K. Njihova temperatura se bo s širjenjem Vesolja še zmanjšala. Glede na model prapoka sevanje z neba, ki se ga meri danes, prihaja s sferne ploskve, imenovane ploskev zadnjega sipanja (LSS). To predstavlja zbirko peg v prostoru v katerih se je verjetno zgodil dogodek razklopitve, manj kot 400.000 let po prapoku, ter v času, da so fotoni s te razdalje ravno dosegli opazovalce. Ocenjena starost Vesolja je 13,75 milijard let. Ker pa se je od tedaj Vesolje nadaljevalo širiti, je sogibajoča razdalja od Zemlje do robu opazljivega vesolja vsaj 46,5 milijard svetlobnih let.
Teorija prapoka domneva, da prasevanje zapolnjuje vso opazljivo vesolje, in, da je večina sevalne energije v Vesolju v prasevanju, kar pomeni približno 6 celotne gostote Vesolja. Fotonska gostota je 4,7 kg/m3, kritična gostota pa 7,9 kg/m3. Njuno razmerje je 5,9.
Dva velika uspeha teorije prapoka sta njena napoved skoraj popolnega spektra absolutno črnega telesa zgodnjega Vesolja in njena podrobna napoved anizotropij v prasevanju. Vesoljsko plovilo Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) je od svoje izstrelitve 30. junija 2001 točno izmerilo te anizotropije po celem nebu vse do kotnih velikosti 0,2°. Z njimi se lahko ocenijo parametri standardnega modela ΛCDM prapoka. Nekaj podatkov, kot je na primer oblika Vesolja, je moč pridobiti neposredno iz kozmičnega mikrovalovnega ozadja, drugi, kot je na primer Hubblova konstanta, pa niso omejeni, in jih je treba povzeti iz drugih meritev. Zadnja vrednost da rdeči premik galaksij (tolmačen kot recesivna hitrost) kot razmerje razdalj med njimi.
Zgodovina
Tolman je leta 1934 pokazal, da se sevanje črnega telesa v razširjajočem Vesolju ohlajuje, vendar ohranja svojo toplotno značilnost in ostaja črno telo, kar je zelo pomembna značilnost prasevanja.
Napoved
Prasevanje so leta 1948 napovedali Gamow, Alpher in Herman na podlagi teorije vročega prapoka. Alpher in Herman sta lahko ocenila temperaturo prasevanja na 5 K, čeprav sta dve leti kasneje vrednost popravila na 28 K. Njuna visoka ocena temperature je bila posledica slabe Behrove ocene Hubblove konstante, ki je ni bilo moč ponoviti, in so jo kasneje za zgodnejšo oceno opustili. Gamow je leta 1950 dal oceno 3 K, leta 1953 7 K in leta 1956 6 K. Čeprav je za temperaturo Vesolja obstajalo več predhodnih ocen, so imele dve pomanjkljivosti. Kot prvo, bile so meritve efektivne temperature Vesolja in niso upoštevale, da je bilo Vesolje zapolnjeno s toplotnim Planckovim spektrom. Kot drugo, bile so odvisne od posebne lege Zemlje na robu krajevne Galaksije in niso namigovale na to, da je sevanje izotropno. Ocene bi dale precej drugačne napovedi, če bi bila Zemlja kje drugje v Vesolju.
Alpherjev in Hermanov rezultat iz leta 1948 so obravnavali na mnogih fizikalnih srečanjih do nekako leta 1955, ko sta oba zapustila Laboratorij za uporabno fiziko Univerze Johnsa Hopkinsa. Glavnina astronomske srenje se v tem času ni ukvarjala s kozmologijo.
Predzgodovina
Le Roux z Radijskega observatorija Nançay je leta 1955 med kartiranjem neba pri valovni dolžini 33 cm poročal o skoraj izotropnem sevanju ozadja s temperaturo 3 ± 2 K.
Istega leta je mladi podiplomski študent radioastronom Šmaonov v Observatoriju Pulkovo pod vodstvom radioastronomov Hajkina in Kajdanovskega opravil meritve radijskega sevanja iz vesolja pri valovni dolžini 32 cm in eksperimentalno odkril šum mikrovalovnega sevanja. Meril je s pomočjo rogaste antene, podobne tisti, ki sta jo kasneje uporabila Penzias in Wilson. Zelo pazljivo je izključil vse motnje in interference. Tedaj še ni imel na voljo občutljivih detektorjev, ki so jih kasneje uporabljali v ZDA. Rezultate njegovih meritev so objavili leta 1957 v njegovi kandidatski dizertaciji in v reviji Приборы и техника эксперимента. Meritve so dale absolutno vrednost efektivne temperature radijskega sevanja ozadja 4 ± 3 K. Šmaonov je podrobno pojasnil neodvisnost jakosti sevanja od smeri na nebu in od časa. Po zagovoru svoje doktorske dizertacije je o tem objavil članek v neastronomski reviji Приборы и техника эксперимента.
Manjkajoči člen Le Rouxjevega dela in dela Šmaonova je bil, da nista povezala svojih opazovanj s tem kar je predvidevala teorija prapoka leta 1948. Imela sta prave podatke, vendar nista imela teorije, ki bi jim dala smisel.
Odkritje thumb|right|250px||Holmdelska rogasta antena s katero sta Penzias in Wilson odkrila prasevanje
Alpherjevo in Hermanovo napoved je v zgodnjih 1960-ih ponovno navedel Zeldovič, v istem času pa jo je neodvisno napovedal Dicke. Prvo objavljeno priznanje prasevanja kot zaznavnega pojava se je pojavilo pomladi 1964 v kratkem članku astrofizikov Doroškeviča in Novikova. Leta 1964 sta Wilkinson in Roll, Dickeova tovariša na Univerzi Princeton, začela izdelovati Dickeov radiometer za merjenje prasevanja. Dickeovo osnovno konstrukcijo radiometra so uporabili v najzgodnejših preskusih prasevanja. Leta 1965 sta Penzias in Wilson na Crawford Hillu, lokaciji Bellovih laboratorijev blizu okraja Holmdel v New Jerseyju, zgradila Dickeov radiometer, ki sta ga hotela uporabiti za poskuse v radijski astronomiji in satelitski komunikaciji. Njun inštrument, reflektorska rogasta antena, je imel presežek 3,5 ± 3 K temperature antene, ki ga nista znala pojasniti. Merila sta pri valovni dolžini 73 mm. Spekter prasevanja ima sicer po Wienovem zakonu vrh pri valovni dolžini 1,062 mm. Po prejetju telefonskega klica s Crawford Hilla, se je Dicke pošalil: »Fantje, pobrali smo vso stavo.«Zgodovina je podana v . Srečanje med skupinama s Princetona in Crawford Hilla je ugotovilo, da je bil vzrok temperaturi antene res mikrovalovno ozadje. Penzias in Wilson sta za svoje odkritje leta 1978 prejela polovico Nobelove nagrade za fiziko.