Реликтовое излучение

В 1941 году, изучая поглощение света звезды ξ Змееносца молекулами CN в межзвёздной среде, Эндрю Мак-Келлар отметил[5][6], что наблюдаются линии поглощения не только для основного вращательного состояния этой молекулы, но и для возбуждённого, причём соотношение интенсивностей линий соответствует температуре CN ~2,3 К. В то время это явление не получило объяснения[7].

В 1948 году реликтовое излучение было предсказано Георгием Гамовым, Ральфом Альфером и Робертом Германом на основе созданной ими первой теории горячего Большого взрыва. Более того, Альфер и Герман смогли установить, что температура реликтового излучения должна составлять 5 К, а Гамов дал предсказание в 3 К[8]. Хотя некоторые оценки температуры пространства существовали и до этого, они обладали несколькими недостатками. Во-первых, это были измерения лишь эффективной температуры пространства, не предполагалось, что спектр излучения подчиняется закону Планка. Во-вторых, они были зависимы от нашего особого расположения на краю галактики Млечный Путь и не предполагали, что излучение изотропно. Более того, они бы дали совершенно другие результаты, если бы Земля находилась где-либо в другом месте Вселенной.

В 1955 году аспирант-радиоастроном Тигран Арамович Шмаонов в Пулковской обсерватории под руководством известных советских радиоастрономов С. Э. Хайкина и Н. Л. Кайдановского провёл измерения радиоизлучения из космоса на длине волны 32 см и экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение[9]. Вывод из этих измерений был таков: «Оказалось, что абсолютная величина эффективной температуры радиоизлучения фона… равна 4 ± 3 К». Шмаонов отмечал независимость интенсивности излучения от направления на небе и от времени. После защиты диссертации он опубликовал об этом статью в неастрономическом журнале «Приборы и техника эксперимента»[10].

Рупорно-параболическая антенна в Холмдейле, 1962 год.

Результаты Гамова широко не обсуждались. Однако они были вновь получены Робертом Дикке и Яковом Зельдовичем в начале 1960-х годов.

В 1964 году это подтолкнуло Дэвида Тодда Вилкинсона и Питера Ролла, коллег Дикке по Принстонскому университету, к созданию радиометра Дикке для измерения реликтового излучения.

В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудроу Вильсон из Bell Telephone Laboratories в Холмдейле (штат Нью-Джерси) построили прибор, аналогичный радиометру Дикке, который они намеревались использовать не для поиска реликтового излучения, а для экспериментов в области радиоастрономии и спутниковых коммуникаций. При калибровке установки выяснилось, что антенна имеет избыточную шумовую температуру в 3,5 К, которую они не могли объяснить. Получив звонок из Холмдейла, Дикке с юмором заметил: «Ребята, нас обскакали!» («Boys, we’ve been scooped!»). После совместного обсуждения группы из Принстона и Холмдейла заключили, что такая температура антенны была вызвана реликтовым излучением. В 1978 году Пензиас и Вильсон за своё открытие получили Нобелевскую премию.

В 1983 году был проведён первый эксперимент, РЕЛИКТ-1, по измерению реликтового излучения с борта космического аппарата. В январе 1992 года на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские учёные объявили об открытии анизотропии реликтового излучения[11]. Чуть позднее об обнаружении флуктуаций объявили и американские учёные на основании данных эксперимента COBE[12]. В 2006 году за это открытие была присуждена Нобелевская премия по физике руководителям группы COBE Джорджу Смуту и Джону Мазеру, хотя российские исследователи обнародовали свои результаты раньше американцев[13][14][15][16].

Спектр реликтового излучения по данным, полученным с помощью инструмента FIRAS на борту спутника COBE (ошибки измерений не видны в масштабе рисунка)

Спектрофотометр дальнего инфракрасного излучения FIRAS, установленный на спутнике NASA COBE, выполнил наиболее точные на сегодняшний день измерения спектра реликтового излучения. Они подтвердили его соответствие спектру излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 К.

Наиболее подробную карту реликтового излучения удалось построить в результате работы американского космического аппарата WMAP.

14 мая 2009 года был произведён запуск спутника миссии Планк Европейского космического агентства[17][18]. Предполагалось, что наблюдения будут продолжаться в течение 15 месяцев с возможным продлением полёта на 1 год, и что обработка результатов этого эксперимента позволит проверить и уточнить данные, полученные WMAP.

Ещё в 1969 году было обнаружено, что в реликтовом излучении заметно выделена дипольная составляющая: в направлении созвездия Льва температура этого излучения на 0,1 % выше, чем в среднем, а в противоположном направлении — на столько же ниже[23]. Этот факт интерпретируется как следствие эффекта Доплера, возникающего при движении Солнца относительно реликтового фона со скоростью примерно 370 км/с в сторону созвездия Льва. Поскольку Солнце обращается вокруг центра Галактики со скоростью ~220-230 км/с в сторону созвездия Лебедя, и также совершает движение относительно центра Местной группы галактик (группы галактик, включающей Млечный Путь)[24], это означает, что Местная группа как целое движется относительно реликтового излучения со скоростью примерно (по современным данным) ${\displaystyle 627\pm 22}$ км/с в направлении точки с галактическими координатами ${\displaystyle l=276\pm 3^{\circ }}$, ${\displaystyle b=30\pm 3^{\circ }}$[25][26] (эта точка располагается в созвездии Гидры[27]).

Карта дипольной 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

Существуют и альтернативные теории, которые также могут объяснить выделенность дипольной компоненты реликтового излучения[28].

Реликтовое излучение поляризовано на уровне в несколько мкК. Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29] по аналогии с поляризацией электромагнитного излучения. E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 мкК, не может возникать вследствие взаимодействия с плазмой.

B-мода является признаком инфляции вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].

На 2015 год наблюдательных подтверждений открытия B-моды нет. 17 марта 2014 года учёные из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики объявили о обнаружении B-моды на уровне r = 0,2[31][32][33][34][35]. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли[36].

Вторичная анизотропия реликтового излучения возникает в процессе распространения фотонов на их пути от поверхности последнего рассеяния до наблюдателя, например, рассеяния на горячем газе или прохождения гравитационного потенциала[37].

Когда фотоны реликтового излучения стали распространяться беспрепятственно, обычная материя во Вселенной была в основном в виде нейтральных атомов водорода и гелия. Тем не менее, наблюдения галактик сейчас показывают, что большая часть объёма межгалактической среды состоит из ионизованного материала (так как есть несколько линий поглощения, связанных с атомами водорода). Это означает, что был период реионизации, в ходе которого некоторое количество вещества Вселенной было вновь разбито на ионы и электроны[38].

Фотоны микроволнового излучения рассеиваются на свободных зарядах, таких как электроны, которые не связаны в атомах. В ионизированной Вселенной такие заряженные частицы были выбиты из нейтральных атомов ионизирующим ультрафиолетовым излучением. Сегодня эти свободные заряды имеют достаточно низкую плотность в большей части объёма Вселенной, так что они не влияют заметно на реликтовое излучение. Однако если межгалактическая среда была ионизирована на очень ранних этапах расширения, когда Вселенная была намного плотнее, чем сейчас, то это должно было вызвать два основных следствия для реликтового излучения:

• мелкомасштабные флуктуации будут стёрты подобно тому, как при взгляде на объект сквозь туман детали объекта становятся нечёткими.
• процесс рассеяния фотонов на свободных электронах (томсоновское рассеяние) будет вызывать анизотропию поляризации реликтового излучения на больших угловых масштабах, которая будет коррелировать с температурной анизотропией.

Оба этих эффекта наблюдались космическим телескопом WMAP, что свидетельствует о том, что Вселенная была ионизирована на очень ранних этапах (на красном смещении более 17). Происхождение этого раннего ионизирующего излучения всё ещё является предметом научных дискуссий. Это излучение, возможно, включает свет самых первых звёзд, сверхновых, которые явились результатом эволюции этих звёзд, и ионизирующее излучение, возникающее при аккреционных дисках массивных чёрных дыр.

Два других эффекта, которые возникли в период между реионизацией и нашими наблюдениями реликтового излучения и которые являются причиной флуктуаций: эффект Сюняева — Зельдовича, заключающийся в том, что облако электронов высокой энергии рассеивает реликтовые фотоны и передаёт часть своей энергии им, и эффект Сакса — Вольфа, который вызывает смещение спектра фотонов от космического микроволнового фона в красную или фиолетовую область спектра по причине изменения гравитационного поля. Эти два эффекта связаны с влиянием структур в поздней Вселенной (красное смещение меньше или порядка 1). С одной стороны, они приводят к размыванию спектра реликтового излучения, так как накладываются на первичную анизотропию; с другой стороны — позволяют получить информацию о распространённости структур в поздней Вселенной, а также проследить за их развитием[37].

Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть по мультиполям. Спектр получен по данным наблюдений: WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и VSA (2004). Розовая область показывает теоретические предсказания.

Анализ реликтового излучения с целью получения его карт, углового спектра мощности, а в конечном итоге космологических параметров, является сложной, вычислительно трудной задачей. Хотя расчёт спектра мощности на основании карты является принципиально простым преобразованием Фурье, представляющим разложение фона по сферическим гармоникам, на практике трудно учитывать шумовые эффекты.

Для анализа данных используются специализированные пакеты:

• HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) — пакет приложений, используемый командой WMAP.
• GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) — пакет, разработанный в качестве альтернативы HEALPix при участии учёных из России, Германии, Англии и Тайваня.

Каждый пакет использует свой формат хранения карты реликтового излучения и свои методы обработки.

Во время космологической инфляции, в первые ${\displaystyle 10^{-35}}$ сек. после Большого взрыва, квантовые флуктуации вызывают возникновение неоднородностей плотности материи Вселенной, которые затем начинают колебательные движения в виде стоячих (из-за быстрого расширения пространства) акустических волн с одинаковой начальной фазой. Во время испускания реликтового излучения неоднородности материи будут выделены и подавлены в зависимости от текущей фазы волны. На рисунке максимум реликтового излучения образовался благодаря акустическим волнам, имевшим в момент рекомбинации фазу ${\displaystyle \pi }$. Остальные максимумы возникли как следствие волн с фазами ${\displaystyle 2\pi }$, ${\displaystyle 3\pi }$, ...[41]