Реликтовое излучение
Одна из самых интригующих загадок в современной астрофизике — тёмная материя. Она названа так потому, что мы её не видим, но ирония в том, что многое из того, что мы узнали об этой загадочной и неуловимой субстанции, пришло от изучения света, известного нам как космическое микроволновое фоновое излучение или реликтовое излучение.
Доминирующая сегодня Теория Большого взрыва предсказывает, что ранняя Вселенная была крайне жарким местом и что по мере расширения газ внутри неё охлаждается. Если теория верна, вселенная должна быть заполнена остатком первобытного тепла, оставшегося от Большого взрыва. Это тепло и есть то самое реликтовое излучение. А значит, мы сегодня как никогда близко к познанию Mysterium Cosmographicum — всех тайн мироздания.
Что это такое космическое микроволновое фоновое излучение
В официальной науке реликтовое излучение предпочитают называть «космическим микроволновым фоновым излучением» (англ. cosmic microwave background или сокращённо CMB). «Реликтовым излучением» его начали величать с подачи русского астрофизика И. С. Шкловского, который и ввёл в обиход этот термин.
Если говорить простым языком, CMB — это слабое свечение, которое наполняет Вселенную, падая на Землю и другие космические объекты со всех сторон с почти равномерной интенсивностью. Это остаточная теплота творения — послесвечение большого взрыва, которое течёт в пространстве в течение последних
14 миллиардов лет, подобно теплу от нагретого камина, огонь, который уже погас.
Реликтовое излучение — это по сути электромагнитные волны, которые разошлись по ткани пространства-времени в самую раннюю космологическую эпоху, и пронизывают весь мир. Считается, что оно образовалось примерно через 380 000 лет после Большого взрыва и несёт информацию о том, как образовались первые звёзды и галактики. Хотя это излучение невидимо с помощью оптических телескопов, радиотелескопы улавливают слабый сигнал (или фон), который является самым сильным в микроволновой области радиоспектра.
Карта (панорама) анизотропии реликтового излучения (горизонтальная полоса — засветка от галактики Млечный Путь). Красные цвета означают более горячие области, а синие цвета — более холодные области. По данным спутника WMAP
Свойства реликтового излучения
Мы неспособны наблюдать за реликтовое излучение невооружённым глазом. Оно невидимо для человека, потому что излучается только в микроволновой части электромагнитного спектра. Сегодня реликтовое излучение очень холодное, всего на 2,725° выше абсолютного нуля. При такой температуре основной спектр приходится на радиоволны сантиметрового и миллиметрового диапазонов. Плотность энергии реликтового излучения — 0,25 эВ/см3. Тем не менее, оно заполняет всё пространство и присутствует везде. Фактически, если бы наши сенсорные органы были способны видеть микроволны, все небо для нас сияло удивительным мягким светом, равномерным во всех направлениях.
Эта однородность — одна из основных причин, позволяющих интерпретировать реликтовое излучение как остаточное тепло Большого взрыва. Было бы очень трудно представить другой источник излучения, способный таким ровным фоном заполонить весь видимый космос. Многие учёные пытались придумать альтернативные объяснения источника этого света, но ни одно из них пока не является настолько убедительным, чтобы оспорить основную теорию.
Реликтовое изучение обладает одинаковой температурой с небольшими колебаниями, видимыми с помощью точных телескопов. Изучая эти колебания, космологи всё больше узнают о происхождении галактик и крупномасштабных галактических структурах, а также получают всё более точную картину сотворения мира, в рамках теории Большого взрыва.
Зачем изучать реликтовое излучение
Важно понимать, что реликтовое излучение — это одна из фундаментальных опор современной космологии. Поскольку свет распространяется с конечной скоростью, астрономы, наблюдающие за далёкими объектами, фактически заглядывают в прошлое. Большинство звёзд, которые видны невооружённым глазом на ночном небе, находятся на расстоянии от 10 до 100 световых лет. Таким образом, мы видим их такими, какими они были 10–100 лет назад. Мы наблюдаем Андромеду, ближайшую большую галактику, но видим её такой, какой она была около 2,5 миллионов лет назад. Астрономы, наблюдающие за далёкими галактиками с помощью космического телескопа Хаббла, видят их такими, какими они были всего через несколько миллиардов лет после Большого взрыва.
Реликтовое излучение было испущено
13,7 миллиардов лет назад, всего через несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва, задолго до того, как образовались первые звёзды или галактики. Таким образом, изучая физические свойства излучения, мы можем пройти назад во времени почти к самому моменту зарождения Вселенной и что важнее, наблюдать физические механизмы, стоящие за этим процессом.
Предпосылки открытия
История CMB начинается с Эдвина Хаббла, который сделал одно из самых потрясающих открытий 20-го века. В 1929 году он обнаружил, что вселенная расширяется. Сделав вывод, что «спиральные туманности» — это «островные вселенные», а не часть Млечного Пути, Хаббл измерил расстояния до звёзд Цефеиды и доказал, что звёздные объекты существуют и за пределами Солнечной системы. За этим последовало следующее открытие — все галактики, которые наблюдал Хаббл, удалялись от нас, а самые дальние галактики удалялись быстрее всего.
Его изначальные расчёты оказались с погрешностями, но сама концепция оказалась верной — он научно обосновал, что вселенная имеет не статическую, а динамическую природу, и у неё есть начало. Открытие Хаббла пришлось на то время, когда велась бурная работа по моделированию вселенной с использованием недавно разработанной Эйнштейном общей теории относительности.
Любопытно, что сам Эйнштейн сначала был приверженцем статической, а не динамической модели вселенной. Тем не менее, Жорж Леметр, бельгийский учёный и католический священник, доказал, что расширяющаяся вселенная вполне себе вписывается в уравнения Эйнштейна. Вдохновленный этим открытием, Леметр предположил, что Вселенная, началась с распада «первобытного атома». По его мнению, космические остатки этого атома образовали семена звёзд, галактик и других космических структур, которые мы видим сегодня. Но Леметр считал это холодным процессом. Но фундамент уже был заложен, а до открытия теории «горячей вселенной» остаётся ещё несколько десятилетий.
Теория происхождение космического микроволнового фона
Вдохновившись трудами Хаббла и Леметра, украинско-американский физик Георгий Гамов вместе со своими учениками и коллегами Ральфом Альфером и Робертом Германом в 1948 году разработали свою теорию. Она была основана на их исследованиях гипотетического протекания нуклеосинтеза лёгких элементов (водород, литий и гелий) в условиях очень ранней Вселенной. По сути, они поняли, что для синтеза ядер этих элементов ранняя Вселенная должна была быть не холодной, а наоборот, чрезвычайно горячей.
В известной статье, опубликованной в 1948 году, Ральф Альфер и Георгий Гамов предложили свою модель расширяющейся вселенной. Они утверждали, что ранняя вселенная была горячей и плотной и расширялась от изначально сверхплотного состояния. Учёные успешно рассчитали содержание водорода и гелия, но всё же допустили ошибку. Они считали, что тяжёлые элементы зарождались путём объединения нейтронов. Теперь же мы понимаем, что все элементы тяжелее лития создаются в ядрах звёзд.
Но это уже детали. Основополагающая суть оказалась верна — Вселенная рождена из большого взрыва бесконечно плотной и горячей сингулярности. А из-за её расширения, отголосок этого события должен сохраниться в виде фонового микроволнового излучения с низкой температурой, близкой к абсолютному нулю. Но это сегодня теория считается доминирующей и в ней почти нет сомнений. Тогда она была свежей гипотезой, которая нуждалась в физических доказательствах. И вскоре они появились.
Практика открытия
К началу 1960-х годов космология стала полем битвы двух конкурирующих теорий — большого взрыва и статической (стационарной) вселенной. У модели большого взрыва тогда была проблема — слишком молодой возраст вселенной (около двух миллиардов лет). Эта возрастная проблема делала очень сильными позиции учёных вроде Фреда Хойла, Германа Бонди и Томаса Голда, предлагающих теорию стационарного состояния, которая частично объясняла расширение Хаббла и предлагала новую физику статической вселенной, которая непрерывно создаёт новую материю.
Две теории, большого взрыва и статического состояния дали совершенно разные космологические концепции. В некотором смысле, «стационарная» модель была математически проще; она имела меньше сложных переменных параметров и позволяла делать более конкретные прогнозы.
Но в 1964 году астрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон поставили жирный крест на всех распрях и дали миру железобетонные доказательства модели большого взрыва. Пытаясь откалибровать радиоантенну в Bell Labs, разработанную для обнаружения радиоволн от спутников, они заметили избыточный равномерный шум в небе, в 100 раз превышающий любой ожидаемый ими фон.
Сначала этот факт их сильно расстроил. Учёные посчитали, что тут одно из двух — либо антенна сконструирована неправильно, либо эфир засоряет «шум» с Земли. Они пошли на крайние меры, перебрав конструкцию с нуля и даже удалив всю пыль, мелкий сор и птичий помет из антенны, чтобы избавиться от этого фона. После кропотливой работы они обнаружили, что фон не исчезает. И его источник, не спутники, не Солнце и даже не наша собственная галактика. Он был внегалактическим и всеобъемлющем по своей природе, а его источник оставался загадочным.
В поисках объяснения, они наткнулись на работу астрономов Принстонского университета, которые искали реликтовое излучение в рамках изучения теории Большого Взрыва. Пензиас и Уилсон поняли, что обнаружили именно его. Обе группы опубликовали совместные статьи в «Астрофизическом журнале», описывающие открытие и интерпретирующие его как давно предсказанное космическое микроволновое фоновое излучение. За своё открытие Пензиас и Уилсон были удостоены Нобелевской премии по физике в 1978 году.
Первоначально обнаружение CMB стало источником раздора между сторонниками различных космологических теорий. Сторонники теории большого взрыва утверждали, что это было «реликтовое излучение», оставшееся от Большого взрыва, а сторонники теории статического состояния не сдавались и утверждали, что это лишь «звёздный свет от далёких галактик». Однако к 1970-м годам научный мир окончательно пришёл к консенсусу, приняв модель Большого взрыва в качестве основной.
Будущее реликтового излучения
Согласно различным космологическим теориям, Вселенная может в какой-то момент перестать расширяться и начать движение в обратном направлении, завершаясь коллапсом, за которым следует ещё один Большой взрыв. Так гласит так называемая теория Большого сжатия. В другом сценарии, известном как Большой Разрыв, расширение Вселенной в конечном итоге приведёт к разрыву всей материи и разрушению ткани пространства-времени.
Если ни один из этих сценариев не окажется правильным, и Вселенная продолжит расширяться с ускоряющейся скоростью, реликтовое излучение продолжит красное смещение до точки, где оно станет необнаружимым. В этот момент его окончательно перекроет свет первых звёзд, а затем фоновые радиационные поля, созданные другими процессами, которые произойдут в будущем. А сама Вселенная вскоре в конце концов придёт в состояние термодинамического равновесия, или так называемой «тепловой смерти». Но это не точно, ведь если с прошлым всё более или менее ясно, то будущее — непаханая нива для разного рода теорий и гипотез.
Постскриптум
Реликтовое излучение — это самый старый свет, который мы можем видеть. Самый дальний во времени и пространстве. Этот свет отправился в путешествие 14 миллиардов лет назад, задолго до того, как появилась Земля, наша Галактика и даже до рождения первых звёзд. Это период младенчества Вселенной, время, когда это было не холодное тёмное место, как сейчас, а огненный океан радиации и элементарных частиц.
На протяжении тысячелетий человек созерцал окружающий мир и стремился познать его истинную суть. Древние философы считали, что Земля — это диск, зиккурат или куб, окружённые небесными океанами или каким-то загадочным эфиром. Были и более экзотические тории, но развитие современной астрономии открыло глаза на реальное положение вещей. Правда, загадок от этого стало только больше.
К 20-му веку учёные начали понимать, насколько огромна (и, возможно, даже бесконечна) Вселенная на самом деле. И в процессе изучения космоса, учёные обнаружили действительно удивительные вещи. Например, в 1960-х астрономам стало известно о микроволновом фоновом излучении, которое можно пронизывает всё космическое пространство и даёт нам возможность путешествовать во времени и созерцать Вселенную такой, какой она была в самом начале.
Реликтовое излучение полезно для учёных, потому что оно помогает нам узнать, как была сформирована ранняя Вселенная. Его изучение не просто даёт общую картину, а демонстрирует конкретные физические законы, которые стояли за процессами мироздания. И изучая его, человечество заглядывает в прошлое и развивает туман над будущим, получая знание о том, какое будущее ждёт наш общий дом миллиарды лет спустя.
Источник
Реликтовое излучение, часть 1: улики «Большого взрыва»
Как космическое микроволновое фоновое излучение – остаточное свечение Большого взрыва – продолжает проливать свет на рождение нашей Вселенной
Анонс результатов работы BICEP2, показавший первое свидетельство того, что гравитационные волны могли появиться в ранней Вселенной, подогрел интерес к космологии у учёных и всех остальных. Гравитационные волны могут поляризовать КМФИ, остаточное свечение Большого взрыва, определённым образом, и именно поляризационный сигнал был обнаружен BICEP2, расположенным на Южном полюсе. Но самые последние данные поступили с телескопа Планка, и судя по ним, большая часть результатов BICEP2 может быть объяснена не гравитационными волнами, но близлежащей пылью, закрывающей наблюдаемое нами КМФИ.
Нам нужно ждать получения дополнительных данных, как от совместной работы BICEP2 и Планка, так и от других экспериментов, чтобы определить, какую долю в отнесённых на счёт гравитационных волн данных заняла космическая пыль. Ясно одно: научные блоги и новостные сайты будут следить за новыми открытиями. Этот текст – попытка помочь авторам будущих статей о новых исследованиях в КМФИ-космологии войти в контекст, начиная с основ КМФИ, как оно сформировалось и что оно может нам рассказать. Основной темой статьи будет интенсивность КМФИ (мы называем её температурой), а в следующей статье я подробнее поговорю о поляризации.
История
Первое обнаружение КМФИ в 1964 году произошло случайно. Арно Пензиас и Роберт Уилсон работали над экспериментом в лаборатории Белла, и использовали надувные шары в качестве отражателей для передачи коммуникаций в микроволновом диапазоне между двумя точками. Для этого им нужно было узнать, не повлияет ли на их измерения какой-либо фоновый шум. Они обработали практически все шумы, кроме одного: однородного микроволнового излучения на 2,73 К, которое, как потом оказалось, появилось через 380 000 лет после Большого взрыва.
Со времени обнаружения (за которое учёные получили Нобелевскую премию по физике в 1978), несколько экспериментов на Земле и в космосе измеряли КМФИ со всё возрастающей точностью. В 1992 году эксперимент Cosmic Background Explorer (CoBE) провёл первые наблюдения за неравномерностью излучения – небольшими изменениями температуры, в 100 000 раз меньшими, чем средняя фоновая температура в 2,73 К. Затем Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) расширило наши познания о неравномерностях температур в 2003 году, а в 2013 Планк выдал самое точное измерение на сегодняшний день. Новые эксперименты не только увеличивают точность температурных измерений, но и уменьшают угловые размеры погрешностей.
Что такое КМФИ?
До формирования КМФИ обычными компонентами Вселенной были свет (фотоны), ядра водорода и гелия, и свободные электроны. (Да, были ещё нейтрино и тёмная материя, но о них в другой раз). Поскольку свободные электроны заряжены отрицательно, они взаимодействуют с фотонами в так называемом рассеянии Томсона. Если фотон и электрон пересекаются, они отскакивают друг от друга, как бильярдные шары. В то время у фотонов была очень большая энергия, и средняя температура Вселенной была больше 3000 К. Такая температура держала электроны в свободном состоянии, поскольку энергия фотонов превосходила энергию ионизации атомов: энергию, необходимую для вышибания электрона из атома. Вместо того, чтобы оставаться привязанными к положительно заряженным ядрам водорода и гелия, электроны почти сразу же выбивались фотонами.
Два этих эффекта, фотоны, занимающиеся ионизацией атомов, и фотоны, взаимодействующие с электронами, приводят к важным последствиям. Большая частота взаимодействий означает, что фотон не улетит далеко до того, как снова столкнётся с электроном и поменяет направление. Представьте вождение в густом тумане, когда фары впереди идущей машины не видны, поскольку свет рассеивается на молекулах воды. Именно так было и во Вселенной до появления КМФИ – свет полностью поглощался туманом свободных электронов (часто говорят о непрозрачной Вселенной). Комбинация непрозрачности и рассеяния Томсона и придают КМФИ однородную температуру во всех направлениях.
Также известно, что в районе однородной температуры КМФИ должны быть небольшие флюктуации, поскольку высокая частота взаимодействий говорит о наличии фотонов везде, где присутствует материя. Вы могли слышать, что КМФИ даёт нам информацию о содержании тёмной материи во Вселенной, или что холодные и горячие места КМФИ соответствуют более или менее плотным регионам – и вот почему. Тёмная материя не взаимодействует с обычной, поэтому она способна собираться в плотные сгустки, в то время, как фотоны задерживаются туманом из свободных электронов. Гравитационное притяжение сгустков тёмной материи собирает вместе ядра и электроны, а вместе с ними – и фотоны.
Флюктуации температуры фотонов, наблюдаемые нами в КМФИ, непосредственно говорят нам о том, где была расположена материя 13 миллиардов лет назад. (И если вас не впечатляет, что космологи смогли зарегистрировать КМФИ, знайте, что наблюдаемые флюктуации температуры в 100 000 раз меньше, чем 2,73 К – это уже микрокельвины!)
В то же время пространство расширялось и растягивались волны фотонов. Энергия фотона связана с длиной его волны, и чем длина больше, тем энергия меньше. В конце концов расширение так растягивает фотоны, что их энергия падает ниже энергии ионизации. И в этот момент электроны комбинируются с ядрами и получают нейтральный водород и гелий (и некоторые другие вещи), а фотоны получают возможность беспрепятственного распространения.
Момент формирования нейтральных атомов называется рекомбинацией, и часто описывается, как превращение Вселенной в прозрачную. Фотоны, вырвавшись за пределы электронного тумана, могут путешествовать в направлении, в котором они в конце концов встретят Землю и наши датчики КМФИ! Краткий момент между рассеянием фотонов и формированием нейтральных атомов называется поверхностью последнего рассеяния. Именно его и показывает нам КМФИ. Поскольку Вселенная была непрозрачной до этого момента, мы буквально не сможем ничего увидеть.
Так что с этими картами?
Лучшей способ извлечь информацию из карт распределения КМФИ – подсчитать энергетический спектр, и вы наверняка встречали один из них в научно-популярных статьях. Связь между горячими и холодными участками может сбить с толку, но на самом деле всё очень просто.
Для понимания этой связи обратимся к простой волновой форме. У любой непериодической плавной волны, которую вы можете найти или нарисовать, есть одно важное математическое свойство: её можно записать как сумму множества разных периодических волн с определёнными частотами и амплитудами. Волну можно описать в реальном пространстве, то есть построить на осях x и y. Но её можно описать и через гармоническую функцию, то есть построить зависимость частот, которые нужно суммировать, от амплитуд каждой из них. На гифке доступно показана связь между волной, тем, как её можно разбить на сумму разных частот, и как это всё связано с гармонической функцией. Для людей с математическим образованием можно просто сказать, что это преобразование Фурье.
Если вместо волн на плоскости представить волны на поверхности, это и будет КМФИ – шаблон горячих точек (пиков) и холодных точек (провалов), расположенный на поверхности последнего рассеяния. Вместо одного изображения температурных флюктуаций КМФИ, можно записать их как сумму различных шаблонов, каждый из которых соответствует определённой моде или мультиполю.
Графики спектра мощности КМФИ показывают, насколько сильна каждая мода, и после их суммирования они воспроизводят картинку КМФИ.
Гениальная идея спектра мощностей в космологии в том, что мы можем делать предсказания о его виде на основе наших представлений о Вселенной. Стандартная модель для космологии называется LambdaCDM, то есть Lambda (тёмная энергия) Cold Dark Matter, и для большинства мультиполей она замечательно совпадает с температурным спектром КМФИ. В самых маленьких мультиполях наблюдаются некие странности, многие из которых хорошо описаны тут.
Пока что шло только обсуждение температуры наблюдаемого КМФИ, но у фотонов есть ещё и поляризация. Поскольку свет – это электромагнитная волна, у него есть интенсивность и ориентация относительно базовой системы координат. Направление ориентации – это поляризация, и причина, по которой тёмные очки так хорошо блокируют блики. Они отфильтровывают световые волны, ориентированные в одном и том же направлении, обычно отразившиеся от плоской поверхности. Поляризация КМФИ (которая бывает двух видов, Е-моды и В-моды), раскладывается на спектр мощностей так же, как температурные флюктуации.
Эти спектры добавляют ещё больше информации о нашей ранней Вселенной, возможно даже, смогут найти доказательства существования доисторических гравитационных волн. Но смогут ли? Именно этот конфликт между Планком и BICEP2 учёные пытаются разрешить!
Источник