Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Likusi spinduliuotė nuo to meto, kai Visata tapo skaidri maždaug 380 tūkst. metų po Didžiojo sprogimo

Kosminis mikrobangų fonas (CMB) dažnai apibūdinamas kaip seniausia šviesa, kurią galime stebėti Visatoje – silpnas, beveik tolygus švytėjimas, persmelkiantis visą erdvę. Jis susidarė per lemtingą epochą maždaug 380 tūkst. metų po Didžiojo sprogimo, kai pirminė elektronų ir protonų plazma susijungė į neutralius atomus. Iki to laiko fotonai dažnai sklaidėsi nuo laisvųjų elektronų, todėl Visata buvo neperregima. Kai susidarė pakankamas kiekis neutralių atomų, sklaida tapo retesnė, o fotonai galėjo sklisti laisvai – šis momentas vadinamas rekombinacija. Nuo tada tie fotonai keliauja kosmose, palaipsniui vėsdami ir ilginant savo bangos ilgį Visatai plečiantis.

Šiandien šie fotonai aptinkami kaip mikrobangų spinduliuotė, beveik idealiai atitinkanti juodosios kūno spinduliuotės spektrą ir turinti apie 2,725 K temperatūrą. CMB tyrimai sukėlė revoliuciją kosmologijoje, atskleisdami įžvalgų apie Visatos sudėtį, geometriją ir raidą – nuo ankstyvųjų tankio sutrikimų, lėmusių galaktikų formavimąsi, iki tikslių fundamentaliųjų kosmologinių parametrų vertinimų.

Šiame straipsnyje aptarsime:

  1. Istorinį atradimą
  2. Visatą iki rekombinacijos ir jos metu
  3. Pagrindines CMB savybes
  4. Anizotropijas ir galios spektrą
  5. Pagrindinius CMB eksperimentus
  6. Kosmologinius apribojimus iš CMB
  7. Dabartines ir būsimas misijas
  8. Išvadas

2. Istorinis atradimas

2.1 Teorinės prielaidos

Mintis, kad ankstyvoji Visata buvo karšta ir tanki, siekia George’o Gamow, Ralpho Alpherio ir Roberto Hermano darbus 1940-aisiais. Jie suprato, kad jei Visata prasidėjo „karštu Didžiuoju sprogimu“, pirminė tuo metu išspinduliuota radiacija turėtų išlikti, bet būti atšalusi ir ištempta iki mikrobangų diapazono. Jie prognozavo juodosios kūno spektrą, kurio temperatūra siektų kelis kelvinus, tačiau ši idėja ilgą laiką nesulaukė didelio eksperimentinio dėmesio.

2.2 Stebėjimų atradimas

1964–1965 m. Arno Penzias ir Robertas Wilsonas iš Bell Labs tyrė triukšmo šaltinius itin jautriame, rago formos radijo antenos imtuve. Jie aptiko nuolatinį foninį triukšmą, kuris buvo izotropinis (vienodas visomis kryptimis) ir neatslūgo, nepaisant visų kalibravimo bandymų. Tuo pat metu Prinstono universiteto grupė (vadovaujama Roberto Dicke ir Jimo Peebleso) ruošėsi ieškoti „likutinės radiacijos“ iš ankstyvosios Visatos, kuri buvo teorinė prielaida. Kai abi grupės pradėjo bendrauti, paaiškėjo, jog Penzias ir Wilsonas atrado CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Šis atradimas 1978 m. jiems pelnė Nobelio fizikos premiją ir užtvirtino Didžiojo sprogimo modelį kaip vyraujančią kosminių ištakų teoriją.

3. Visata iki rekombinacijos ir jos metu

3.1 Pirminė plazma

Pirmuosius kelis šimtus tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo Visata buvo užpildyta karšta protonų, elektronų, fotonų ir (kiek mažesniu mastu) helio branduolių plazma. Fotonai nuolat sklaidėsi nuo laisvųjų elektronų (Tomsono sklaida), todėl Visata buvo efektyviai neperregima, panašiai kaip šviesa sunkiai prasiskverbia per Saulės plazmą.

3.2 Rekombinacija

Visatai plečiantis, ji vėso. Apie 380 tūkst. metų po Didžiojo sprogimo temperatūra nukrito iki maždaug 3 tūkst. K. Esant tokiam energijos lygiui, elektronai galėjo jungtis su protonais sudarydami neutralų vandenilį – šį procesą vadiname rekombinacija. Laisviesiems elektronams „susirišus“ į neutralius atomus, fotonų sklaida smarkiai sumažėjo, ir Visata tapo skaidri spinduliuotei. CMB fotonai, kuriuos šiandien stebime, yra tie patys fotonai, išspinduliuoti tuo momentu, tik daugiau nei 13 milijardų metų keliaujantys ir „ištempti“ raudonojo poslinkio.

3.3 Paskutinės sklaidos paviršius

Epochą, kai fotonai paskutinį kartą reikšmingai sklaidėsi, vadiname paskutinės sklaidos paviršiumi. Iš tiesų rekombinacija nebuvo momentinis įvykis; prireikė tam tikro laiko (ir raudonojo poslinkio intervalo), kol dauguma elektronų susijungė su protonais. Tačiau praktiniais sumetimais šį procesą galime apytikriai traktuoti kaip gana ploną „laiko lukštą“ – CMB kilmės sritį.

4. Pagrindinės CMB savybės

4.1 Juodosios kūno spektras

Vienas iš stulbinančių CMB stebėjimo rezultatų yra tai, kad jo spinduliuotė beveik idealiai atitinka juodosios kūno spektrą, kurio temperatūra maždaug 2,72548 K (tiksliai išmatuota COBE-FIRAS prietaisu [2]). Tai tiksliausiai išmatuotas juodosios kūno spektras. Beveik tobulai juodosios kūno prigimtis stipriai pagrindžia Didžiojo sprogimo modelį: itin termiškai subalansuota ankstyvoji Visata, kuri plečiantis vėso adiabatiškai.

4.2 Izotropija ir homogeniškumas

Ankstyvi stebėjimai parodė, kad CMB yra beveik izotropinis (t. y. vienodo intensyvumo visomis kryptimis) net iki 1 dalies iš 105. Toks beveik tolygus pasiskirstymas reiškia, kad Visata rekombinacijos metu buvo labai homogeniška ir terminėje pusiausvyroje. Visgi nedideli nuokrypiai nuo izotropijos – vadinamosios anizotropijos – yra esminiai, nes jie atspindi ankstyvuosius struktūros formavimosi užuomazgas.

5. Anizotropijos ir galios spektras

5.1 Temperatūros fluktuacijos

1992 m. COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) eksperimentas aptiko nedideles CMB temperatūros fluktuacijas – apie 10−5 lygmeniu. Šios fluktuacijos pavaizduojamos „temperatūros žemėlapyje“ danguje, rodant menkus „karštus“ ir „šaltus“ taškus, atitinkančius kiek tankesnes ar retesnes sritis ankstyvojoje Visatoje.

5.2 Akustinės osciliacijos

Iki rekombinacijos fotonai ir barionai (protonai, neutronai) buvo stipriai susiję, sudarydami fotonų-barionų skystį. Šiame skystyje sklidusios tankio bangos (akustinės osciliacijos) atsirado dėl gravitacijos, traukiančios medžiagą į vidų, bei spinduliuotės slėgio, stumiančio į išorę. Kai Visata tapo skaidri, šios osciliacijos „užsifiksavo“, palikdamos būdingus pėdsakus CMB galios spektre – mata, kaip temperatūros fluktuacijos priklauso nuo kampinio mastelio. Svarbios ypatybės:

  • Pirmoji akustinė viršūnė: susijusi su didžiausiu masteliu, kuris spėjo atlikti pusės periodo osciliaciją iki rekombinacijos; leidžia įvertinti Visatos geometriją.
  • Kitos viršūnės: suteikia informacijos apie barionų tankį, tamsiosios medžiagos tankį ir kitus kosmologinius parametrus.
  • Slopinimo uodega: labai mažuose kampiniuose masteliuose fluktuacijos nuslopinamos dėl fotonų difuzijos (Silko slopinimas).

5.3 Poliarizacija

Be temperatūros fluktuacijų, CMB yra iš dalies poliarizuotas dėl Tomsono sklaidos esant anizotropiniam spinduliuotės laukui. Skiriami du pagrindiniai poliarizacijos režimai:

  • E tipo (E-mode) poliarizacija: susidaro dėl skaliarinių tankio sutrikimų; pirmą kartą aptikta DASI eksperimento 2002 m. ir tiksliai išmatuota WMAP bei Planck duomenimis.
  • B tipo (B-mode) poliarizacija: gali kilti iš pirminių gravitacinių bangų (pvz., atsiradusių infliacijos metu) arba dėl E tipo poliarizacijos lęšiavimo. Pirminių B tipo poliarizacijos signalas būtų tiesioginis infliacijos pėdsakas. Nors gravitacinio lęšiavimo kilmės B režimai jau aptikti (pvz., POLARBEAR, SPT ir Planck bendradarbiavimuose), pirminių B rėžimų paieška tebevyksta.

6. Pagrindiniai CMB eksperimentai

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Išleistas 1989 m. NASA.
  • FIRAS prietaisas itin tiksliai patvirtino CMB juodosios kūno spektro pobūdį.
  • DMR prietaisas pirmasis aptiko didelio masto temperatūros anizotropijas.
  • Tvirtai sustiprino Didžiojo sprogimo teoriją, pašalinant esmines abejones.
  • Tyrėjai John Mather ir George Smoot už darbą su COBE 2006 m. pelnė Nobelio fizikos premiją.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Paleistas 2001 m. NASA.
  • Pateikė išsamius CMB temperatūros (o vėliau ir poliarizacijos) žemėlapius visame danguje ~13 lanko minučių kampiniu skyru.
  • Preciziškai patikslino svarbiausius kosmologinius parametrus, pvz., Visatos amžių, Hablo konstantą, tamsiosios medžiagos tankį ir tamsiosios energijos dalį.

6.3 Planck (ESA misija)

  • Veikė nuo 2009 iki 2013 m.
  • Turėjo geresnę kampinę skyrą (~5 lanko minutės) ir jautrumą temperatūros matavimuose, palyginti su WMAP.
  • Išmatavo viso dangaus temperatūros ir poliarizacijos anizotropijas keliais dažniais (30–857 GHz).
  • Sudarė detaliausius iki šiol CMB žemėlapius, dar labiau tikslinusius kosmologinius parametrus ir tvirtai patvirtinusius ΛCDM modelį.

7. Kosmologiniai apribojimai iš CMB

Dėl šių ir kitų misijų pastangų CMB tapo vienu kertinių akmenų, nustatant kosmologinius parametrus:

  1. Visatos geometrija: Pirmosios akustinės viršūnės padėtis rodo, kad Visata yra beveik erdviškai plokščia (Ωtotal ≈ 1).
  2. Tamsioji medžiaga: Akustinių viršūnių santykiniai aukščiai leidžia nustatyti tamsiosios medžiagos (Ωc) ir barioninės medžiagos (Ωb) tankį.
  3. Tamsioji energija: Suderinus CMB duomenis su kitais stebėjimais (pvz., supernovų atstumais ar barioninėmis akustinėmis osciliacijomis), galima nustatyti tamsiosios energijos dalį (ΩΛ) Visatoje.
  4. Habulo konstanta (H0): Akustinių viršūnių kampinis mastelis leidžia netiesiogiai nustatyti H0. Dabartiniai CMB duomenys (iš Planck) rodo H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, tačiau šis rezultatas kertasi su vietiniais matavimais („atstumų laiptinė“), rodančiais ~73. Šį neatitikimą, vadinamą Hablo įtampa, mėgina išspręsti dabartiniai kosmologijos tyrimai.
  5. Infliacijos parametrai: CMB anizotropijos leidžia apriboti pirminių fluktuacijų amplitudę ir spektrinį indeksą (As, ns), kas svarbu infliacijos modeliams vertinti.

8. Dabartinės ir būsimos misijos

8.1 Antžeminiai ir oro balionais keliami stebėjimai

Po WMAP ir Planck veiklos keletas itin didelio jautrumo antžeminių ir oro balionais keliamų teleskopų toliau tikslina CMB temperatūros ir poliarizacijos matavimus:

  • Atakamos kosmologijos teleskopas (ACT) ir Pietų Ašigalio teleskopas (SPT): didelės apertūros teleskopai, skirti mažo kampinio mastelio CMB anizotropijoms ir poliarizacijai matuoti.
  • Oro balionais keliami eksperimentai: tokie kaip BOOMERanG, Archeops ir SPIDER, atliekantys didelės raiškos matavimus artimo kosmoso aukštyje.

8.2 B režimų paieška

Tokie projektai kaip BICEP, POLARBEAR ir CLASS orientuojasi į B tipo poliarizacijos aptikimą ar jos apribojimą. Jei būtų patvirtinta pirminė B poliarizacija virš tam tikro lygio, tai leistų tiesiogiai įrodyti gravitacinių bangų, kilusių infliacijos metu, egzistavimą. Nors ankstyvos pretenzijos (pvz., BICEP2 2014 m.) vėliau buvo paaiškintos Galaktikos dulkių teršalu, pirminių B režimų „švaraus“ atradimo paieškos tęsiasi.

8.3 Kitos kartos misijos

  • CMB-S4: Planuojamas antžeminis projektas, kuriame bus naudojama didelė teleskopų masė, siekiant ypač tiksliai išmatuoti CMB poliarizaciją, ypač mažo kampinio mastelio srityse.
  • LiteBIRD (planuojama JAXA misija): Palydovas, skirtas stambaus masto CMB poliarizacijai tirti, ypač ieškant pirminės B poliarizacijos pėdsakų.
  • CORE (siūlyta ESA misija, šiuo metu nepatvirtinta): būtų patobulinusi Planck poliarizacijos matavimų jautrumą.

9. Išvados

Kosminis mikrobangų fonas suteikia unikalų „langą“ į ankstyvąją Visatą, menančią vos keletą šimtų tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo. Jo temperatūros, poliarizacijos ir menkos anizotropijos matavimai patvirtino Didžiojo sprogimo modelį, patvirtino tamsiosios medžiagos ir tamsiosios energijos egzistavimą bei suformavo tikslų kosmologinį ΛCDM karkasą. Be to, CMB toliau plečia fizikos ribas: nuo priminių gravitacinių bangų paieškų ir infliacijos modelių tikrinimo iki galimo naujos fizikos užuominų, susijusių su Hablo įtampa ir kitais klausimais.

Ateities eksperimentams didinant jautrumą ir kampinę skyrą, laukia dar gausesnė kosmologinių duomenų „derliaus“ gausa. Nesvarbu, ar tai bus infliacijos žinių tikslinimas, tamsiosios energijos prigimties nustatymas, ar naujos fizikos pėdsakų atskleidimas, CMB išlieka vienu galingiausių ir reikšmingiausių įrankių šiuolaikinėje astrofizikoje ir kosmologijoje.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Nuoroda]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Measurement of the Cosmic Microwave Background Spectrum by the COBE FIRAS Instrument.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Nuoroda]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Nuoroda]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Nuoroda]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – Istorinė ir mokslinė CMB atradimo bei svarbos perspektyva.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Išsamus ankstyvosios Visatos fizikos ir CMB vaidmens joje aprašymas.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Išsamiai nagrinėja kosminę infliaciją, CMB anizotropijas ir šiuolaikinės kosmologijos teorinius pagrindus.
Grįžti į tinklaraštį