Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Космическое фоновое микроволновое излучение (КФМИ)

Оставшееся излучение с тех пор, как Вселенная стала прозрачной примерно через 380 тыс. лет после Большого взрыва

Космический микроволновый фон (CMB) часто описывается как самый древний свет, который мы можем наблюдать во Вселенной – слабое, почти равномерное свечение, пронизывающее все пространство. Он сформировался в решающую эпоху примерно через 380 тыс. лет после Большого взрыва, когда первичная плазма электронов и протонов объединилась в нейтральные атомы. До этого времени фотоны часто рассеивались на свободных электронах, поэтому Вселенная была непрозрачной. Когда образовалось достаточное количество нейтральных атомов, рассеяние стало реже, и фотоны смогли свободно распространяться – этот момент называется рекомбинацией. С тех пор эти фотоны путешествуют по космосу, постепенно остывая и удлиняя свою длину волны по мере расширения Вселенной.

Сегодня эти фотоны обнаруживаются как микроволновое излучение, почти идеально соответствующее спектру излучения абсолютно черного тела и имеющее температуру около 2,725 K. Исследования CMB вызвали революцию в космологии, раскрывая понимание состава, геометрии и эволюции Вселенной – от ранних флуктуаций плотности, приведших к формированию галактик, до точных оценок фундаментальных космологических параметров.

В этой статье мы рассмотрим:

  1. Историческое открытие
  2. Вселенной до рекомбинации и во время неё
  3. Основные свойства CMB
  4. Анизотропии и спектр мощности
  5. Основные эксперименты CMB
  6. Космологические ограничения из CMB
  7. Текущие и будущие миссии
  8. Выводы

2. Историческое открытие

2.1 Теоретические предпосылки

Идея о том, что ранняя Вселенная была горячей и плотной, восходит к работам Джорджа Гамова, Ральфа Алфера и Роберта Германа в 1940-х годах. Они поняли, что если Вселенная началась с "горячего Большого взрыва", первичное излучение того времени должно сохраниться, но охладиться и растянуться до микроволнового диапазона. Они предсказали спектр чёрного тела с температурой в несколько кельвинов, однако эта идея долгое время не привлекала большого экспериментального внимания.

2.2 Открытие наблюдений

В 1964–1965 гг. Арно Пензиас и Роберт Вилсон из Bell Labs исследовали источники шума в очень чувствительном радиоприёмнике с роговой антенной. Они обнаружили постоянный фоновый шум, который был изотропным (одинаковым во всех направлениях) и не исчезал, несмотря на все попытки калибровки. В то же время группа Принстонского университета (под руководством Роберта Дика и Джима Пиблза) готовилась искать "реликтовое излучение" из ранней Вселенной, что было теоретической предпосылкой. Когда обе группы начали общаться, выяснилось, что Пензиас и Вилсон обнаружили CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Это открытие принесло им Нобелевскую премию по физике в 1978 г. и закрепило модель Большого взрыва как доминирующую теорию космического происхождения.

3. Вселенная до рекомбинации и во время неё

3.1 Первичная плазма

В первые несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва Вселенная была заполнена горячей плазмой из протонов, электронов, фотонов и (в меньшей степени) ядер гелия. Фотоны постоянно рассеивались на свободных электронах (Томсоновское рассеяние), поэтому Вселенная была эффективно непрозрачной, подобно тому, как свет с трудом проходит через солнечную плазму.

3.2 Рекомбинация

По мере расширения Вселенной она остывала. Примерно через 380 тыс. лет после Большого взрыва температура упала примерно до 3 тыс. К. При таком уровне энергии электроны могли соединяться с протонами, образуя нейтральный водород – этот процесс называется рекомбинацией. Когда свободные электроны "связывались" в нейтральные атомы, рассеяние фотонов резко уменьшилось, и Вселенной стала прозрачной для излучения. Фотоны CMB, которые мы наблюдаем сегодня, — это те же фотоны, испущенные в тот момент, но путешествующие более 13 миллиардов лет и "растянутые" красным смещением.

3.3 Поверхность последнего рассеяния

Эпоху, когда фотоны в последний раз значительно рассеивались, называют поверхностью последнего рассеяния. На самом деле рекомбинация не была мгновенным событием; потребовалось некоторое время (и интервал красного смещения), чтобы большинство электронов объединились с протонами. Однако для практических целей этот процесс можно приблизительно рассматривать как достаточно тонкий «временной слой» — область происхождения CMB.

4. Основные свойства CMB

4.1 Спектр абсолютно чёрного тела

Одним из поразительных результатов наблюдений CMB является то, что его излучение почти идеально соответствует спектру абсолютно чёрного тела с температурой около 2,72548 K (точно измеренной прибором COBE-FIRAS [2]). Это самый точно измеренный спектр абсолютно чёрного тела. Почти идеальная природа абсолютно чёрного тела сильно поддерживает модель Большого взрыва: ранняя Вселенная была термически сбалансирована и охлаждалась адиабатически при расширении.

4.2 Изотропия и однородность

Ранние наблюдения показали, что CMB почти изотропен (т. е. одинаковой интенсивности во всех направлениях) с точностью до 1 части на 105. Такое почти равномерное распределение означает, что Вселенная во время рекомбинации была очень однородной и находилась в термодинамическом равновесии. Тем не менее, небольшие отклонения от изотропии — так называемые анизотропии — имеют ключевое значение, поскольку отражают зачатки формирования структуры.

5. Анизотропии и спектр мощности

5.1 Флуктуации температуры

В 1992 г. эксперимент COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) обнаружил небольшие флуктуации температуры CMB — примерно на уровне 10−5. Эти флуктуации отображаются на «карте температуры» неба, показывая слабые «горячие» и «холодные» точки, соответствующие немного более плотным или разреженным областям в ранней Вселенной.

5.2 Акустические колебания

До рекомбинации фотоны и барионы (протоны, нейтроны) были тесно связаны, образуя фотонно-барионную жидкость. В этой жидкости распространялись волны плотности (акустические колебания), вызванные гравитацией, притягивающей материю внутрь, и давлением излучения, толкающим наружу. Когда Вселенная стала прозрачной, эти колебания «зафиксировались», оставив характерные следы в спектре мощности CMB — показывая, как флуктуации температуры зависят от углового масштаба. Важные особенности:

  • Первый акустический пик: связан с наибольшим масштабом, который успел совершить полупериод колебания до рекомбинации; позволяет оценить геометрию Вселенной.
  • Другие пики: предоставляют информацию о плотности барионов, плотности тёмной материи и других космологических параметрах.
  • Хвост подавления: на очень малых угловых масштабах флуктуации подавляются из-за диффузии фотонов (подавление Силко).

5.3 Поляризация

Помимо флуктуаций температуры, CMB частично поляризован из-за рассеяния Томсона в условиях анизотропного поля излучения. Выделяют два основных режима поляризации:

  • Поляризация типа E (E-mode): образуется из-за скалярных флуктуаций плотности; впервые обнаружена в эксперименте DASI в 2002 г. и точно измерена данными WMAP и Planck.
  • Поляризация типа B (B-mode): может возникать от первичных гравитационных волн (например, появившихся во время инфляции) или из-за гравитационного линзирования поляризации типа E. Сигнал первичной поляризации типа B был бы прямым следом инфляции. Хотя режимы B, вызванные гравитационным линзированием, уже обнаружены (например, в сотрудничествах POLARBEAR, SPT и Planck), поиск первичных режимов B продолжается.

6. Основные эксперименты по CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Выпущен NASA в 1989 г.
  • Прибор FIRAS чрезвычайно точно подтвердил спектр излучения CMB как спектр абсолютно чёрного тела.
  • Прибор DMR впервые обнаружил крупномасштабные температурные анизотропии.
  • Надёжно укрепил теорию Большого взрыва, устранив основные сомнения.
  • Исследователи Джон Мазер и Джордж Смут за работу с COBE получили Нобелевскую премию по физике в 2006 г.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Запущен NASA в 2001 г.
  • Предоставил подробные карты температуры CMB (а позже и поляризации) по всему небу с угловым разрешением ~13 угловых минут.
  • Точно уточнил ключевые космологические параметры, такие как возраст Вселенной, постоянная Хаббла, плотность тёмной материи и доля тёмной энергии.

6.3 Planck (миссия ESA)

  • Работал с 2009 по 2013 г.
  • Обладал лучшим угловым разрешением (~5 угловых минут) и чувствительностью в измерениях температуры по сравнению с WMAP.
  • Измерил анизотропию температуры и поляризации всего неба на нескольких частотах (30–857 GHz).
  • Создали самые детальные на сегодняшний день карты CMB, ещё более уточнили космологические параметры и твёрдо подтвердили модель ΛCDM.

7. Космологические ограничения из CMB

Благодаря усилиям этих и других миссий CMB стала одним из краеугольных камней в определении космологических параметров:

  1. Геометрия Вселенной: Положение первых акустических пиков указывает на то, что Вселенная почти пространственно плоская (Ωtotal ≈ 1).
  2. Тёмная материя: Относительные высоты акустических пиков позволяют определить плотность тёмной материи (Ωc) и барионной материи (Ωb).
  3. Тёмная энергия: Совмещая данные CMB с другими наблюдениями (например, расстояниями до сверхновых или барионными акустическими колебаниями), можно определить долю тёмной энергии (ΩΛ) во Вселенной.
  4. Постоянная Хаббла (H0): Угловой масштаб акустических пиков позволяет косвенно определить H0. Текущие данные CMB (из Planck) показывают H0 ≈ 67,4 ± 0,5 км с−1 Мпк−1, однако этот результат противоречит локальным измерениям («лестница расстояний»), показывающим ~73. Это несоответствие, называемое напряжением Хаббла, пытаются разрешить современные космологические исследования.
  5. Параметры инфляции: Анизотропия CMB позволяет ограничить амплитуду и спектральный индекс первичных флуктуаций (As, ns), что важно для оценки моделей инфляции.

8. Текущие и будущие миссии

8.1 Наземные и воздушные наблюдения

После работы WMAP и Planck несколько наземных и воздушных телескопов с очень высокой чувствительностью продолжают уточнять измерения температуры и поляризации CMB:

  • Атакуемый космологический телескоп (ACT) и Телескоп Южного полюса (SPT): телескопы с большим апертурой, предназначенные для измерения маломасштабных анизотропий и поляризации CMB.
  • Эксперименты на воздушных шарах: такие как BOOMERanG, Archeops и SPIDER, выполняющие высокоразрешающие измерения на высоте вблизи космоса.

8.2 Поиск B-режимов

Такие проекты, как BICEP, POLARBEAR и CLASS, ориентированы на обнаружение или ограничение B-типа поляризации. Если будет подтверждена первичная B-поляризация выше определённого уровня, это позволит напрямую доказать существование гравитационных волн, возникших во время инфляции. Хотя ранние заявления (например, BICEP2 в 2014 г.) впоследствии были объяснены загрязнением пылью Галактики, поиски «чистого» открытия первичных B-режимов продолжаются.

8.3 Миссии следующего поколения

  • CMB-S4: Планируемый наземный проект с использованием большого массива телескопов для особенно точного измерения поляризации CMB, особенно в областях с малым угловым масштабом.
  • LiteBIRD (планируемая миссия JAXA): Спутник, предназначенный для изучения крупномасштабной поляризации CMB, особенно в поисках первичных следов B-поляризации.
  • CORE (предлагаемая миссия ESA, в настоящее время не подтверждена): могла бы улучшить чувствительность измерений поляризации Planck.

9. Выводы

Космический микроволновой фон предоставляет уникальное "окно" в раннюю Вселенную, датируемую всего несколькими сотнями тысяч лет после Большого взрыва. Измерения его температуры, поляризации и слабой анизотропии подтвердили модель Большого взрыва, подтвердили существование тёмной материи и тёмной энергии, а также сформировали точный космологический каркас ΛCDM. Более того, CMB продолжает расширять границы физики: от поиска примордиальных гравитационных волн и проверки моделей инфляции до возможных подсказок новой физики, связанных с напряжённостью Хаббла и другими вопросами.

С увеличением чувствительности и углового разрешения будущих экспериментов ожидается ещё более богатый "урожай" космологических данных. Независимо от того, будет ли это уточнение знаний об инфляции, определение природы тёмной энергии или выявление следов новой физики, CMB остаётся одним из самых мощных и значимых инструментов в современной астрофизике и космологии.

Ссылки и дополнительная литература

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “Измерение избыточной температуры антенны на 4080 МГц.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Nuoroda]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Измерение спектра космического микроволнового фона инструментом COBE FIRAS.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Nuoroda]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Структура на картах первого года COBE DMR.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Nuoroda]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Девятилетние наблюдения Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): окончательные карты и результаты.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Nuoroda]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Результаты Planck 2018. VI. Космологические параметры.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Поиск Большого взрыва. Cambridge University Press. – Историческая и научная перспектива открытия CMB и его значения.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). Ранняя Вселенная. Addison-Wesley. – Подробное описание физики ранней Вселенной и роли CMB в ней.
  8. Mukhanov, V. (2005). Физические основы космологии. Cambridge University Press. – Подробно рассматривает космическую инфляцию, анизотропии CMB и теоретические основы современной космологии.
Вернуться в блог