Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Космическо фоново микровълново лъчение (KFMS)

Останалото излъчване от времето, когато Вселената стана прозрачна около 380 хиляди години след Големия взрив

Космическият микровълнов фон (CMB) често се описва като най-старата светлина, която можем да наблюдаваме във Вселената – слабо, почти равномерно сияние, проникващо през цялото пространство. Той се е образувал в съдбовна епоха около 380 хиляди години след Големия взрив, когато първичната плазма от електрони и протони се е съединила в неутрални атоми. До този момент фотоните често се разсейваха от свободните електрони, поради което Вселената беше непрозрачна. Когато се образува достатъчно количество неутрални атоми, разсейването стана по-рядко и фотоните можеха да се движат свободно – този момент се нарича рекомбинация. Оттогава тези фотони пътуват в космоса, постепенно изстивайки и удължавайки дължината на вълната си с разширяването на Вселената.

Днес тези фотони се откриват като микровълново излъчване, почти идеално съответстващо на спектъра на черното тяло и с температура около 2,725 K. Изследванията на CMB предизвикаха революция в космологията, разкривайки прозрения за състава, геометрията и развитието на Вселената – от ранните плътностни нарушения, довели до формирането на галактики, до точни оценки на фундаменталните космологични параметри.

В тази статия ще обсъдим:

  1. Историческо откритие
  2. Вселената преди и по време на рекомбинацията
  3. Основни свойства на CMB
  4. Анизотропии и спектър на мощността
  5. Основни експерименти с CMB
  6. Космологични ограничения от CMB
  7. Настоящи и бъдещи мисии
  8. Заключения

2. Историческо откритие

2.1 Теоретични предпоставки

Идеята, че ранната Вселена е била гореща и плътна, се свързва с работите на Джордж Гамов, Ралф Алфър и Робърт Херман от 1940-те години. Те разбраха, че ако Вселената е започнала с "горещ Голям взрив", първоначалното излъчване от това време трябва да е останало, но да е изстинало и разтегнато до микровълновия диапазон. Те прогнозираха спектър на черно тяло с температура от няколко келвина, но тази идея дълго време не получаваше голям експериментален интерес.

2.2 Откриване чрез наблюдения

През 1964–1965 г. Арно Пензиас и Робърт Уилсън от Bell Labs изследваха източници на шум с изключително чувствителен приемник с рогова радиоантена. Те откриха постоянен фонов шум, който беше изотропен (еднакъв във всички посоки) и не изчезваше, въпреки всички опити за калибриране. По същото време група от Принстънския университет (водена от Робърт Дик и Джим Пийбълс) се подготвяше да търси "остатъчното лъчение" от ранната Вселена, което беше теоретична предпоставка. Когато двете групи започнаха да комуникират, стана ясно, че Пензиас и Уилсън са открили CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Това откритие им донесе Нобелова награда за физика през 1978 г. и утвърди модела на Големия взрив като водеща теория за космическите начала.

3. Вселената преди и по време на рекомбинацията

3.1 Първична плазма

Първите няколкостотин хиляди години след Големия взрив Вселената беше изпълнена с гореща плазма от протони, електрони, фотони и (в по-малка степен) ядра на хелий. Фотоните постоянно се разсейваха от свободните електрони (Томсоново разсейване), поради което Вселената беше ефективно непрозрачна, подобно на това как светлината трудно прониква през плазмата на Слънцето.

3.2 Рекомбинация

Вселената се разширяваше и се охлаждаше. Около 380 хиляди години след Големия взрив температурата спадна до около 3 хиляди K. При такова енергийно ниво електроните можеха да се свързват с протоните, образувайки неутрален водород – този процес наричаме рекомбинация. Когато свободните електрони "се свързаха" в неутрални атоми, разсейването на фотоните значително намаля, и Вселената стана прозрачна за лъчение. Фотоните на CMB, които наблюдаваме днес, са същите фотони, излъчени в този момент, но пътуващи повече от 13 милиарда години и "разтеглени" от червено отместване.

3.3 Повърхност на последното разсейване

Периодът, когато фотоните за последен път значително се разсейваха, наричаме повърхност на последното разсейване. Всъщност рекомбинацията не беше моментално събитие; отне известно време (и интервал на червеното отместване), докато повечето електрони се свържат с протоните. Въпреки това, за практически цели, този процес може приблизително да се разглежда като доста тънък „времеви слой“ – областта на произход на CMB.

4. Основни свойства на CMB

4.1 Спектър на черно тяло

Един от удивителните резултати от наблюденията на CMB е, че неговото излъчване почти идеално съответства на спектъра на черно тяло с температура около 2,72548 K (прецизно измерена с уреда COBE-FIRAS [2]). Това е най-точно измереният спектър на черно тяло. Почти перфектната природа на черното тяло силно подкрепя модела на Големия взрив: изключително термично балансирана ранна Вселена, която се охлажда адиабатично при разширяване.

4.2 Изотропия и хомогенност

Ранните наблюдения показаха, че CMB е почти изотропен (т.е. с еднаква интензивност във всички посоки) до 1 част на 105. Такова почти равномерно разпределение означава, че Вселената по време на рекомбинацията е била много хомогенна и в термично равновесие. Въпреки това малки отклонения от изотропията – т.нар. анизотропии – са съществени, тъй като отразяват ранните зачатъци на формиране на структурата.

5. Анизотропии и спектър на мощността

5.1 Температурни флуктуации

През 1992 г. COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) експеримент откри малки температурни флуктуации в CMB – около 10−5 ниво. Тези флуктуации се изобразяват на „температурна карта“ на небето, показваща слаби „топли“ и „студени“ точки, съответстващи на по-плътни или по-редки области в ранната Вселена.

5.2 Акустични осцилации

До рекомбинацията фотоните и барионите (протони, неутрони) бяха силно свързани, образувайки фотонно-барионна течност. В тази течност разпространяващите се плътностни вълни (акустични осцилации) възникнаха поради гравитацията, привличаща материята навътре, и радиационното налягане, избутващо навън. Когато Вселената стана прозрачна, тези осцилации се „закрепиха“, оставяйки характерни следи в спектъра на мощността на CMB – показващи как температурните флуктуации зависят от ъгловия мащаб. Важни характеристики:

  • Първи акустичен връх: свързан с най-големия мащаб, който е успял да извърши половин периодна осцилация преди рекомбинацията; позволява оценка на геометрията на Вселената.
  • Други върхове: предоставя информация за плътността на барионите, плътността на тъмната материя и други космологични параметри.
  • Опашка на заглушаване: при много малки ъглови мащаби флуктуациите се заглушават поради дифузия на фотоните (заглушаване на Силк).

5.3 Поляризация

Освен температурните флуктуации, CMB е частично поляризиран поради Томсъново разсейване при анизотропно лъчево поле. Различават се два основни режима на поляризация:

  • E тип (E-mode) поляризация: образува се поради скаларни плътностни нарушения; за първи път е открита в експеримента DASI през 2002 г. и точно измерена с данните на WMAP и Planck.
  • B тип (B-mode) поляризация: може да произхожда от първични гравитационни вълни (например, възникнали по време на инфлацията) или поради лещиране на E тип поляризация. Първичният сигнал на B тип поляризация би бил директен отпечатък на инфлацията. Въпреки че B режими с произход от гравитационно лещиране вече са открити (например в сътрудничествата POLARBEAR, SPT и Planck), търсенето на първични B режими продължава.

6. Основни експерименти с CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Издаден през 1989 г. от NASA.
  • FIRAS преносим уред изключително точно потвърди характера на спектъра на CMB като черно тяло.
  • DMR преносим уред първи откри температурни анизотропии в голям мащаб.
  • Здраво укрепи теорията за Големия взрив, премахвайки основни съмнения.
  • Изследователите Джон Матер и Джордж Смут получиха Нобелова награда за физика през 2006 г. за работата си с COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Изстрелян през 2001 г. от NASA.
  • Предостави подробни карти на температурата на CMB (а по-късно и на поляризацията) по цялото небе с ъглово разделяне около 13 ъглови минути.
  • Прецизно уточни най-важните космологични параметри, като възрастта на Вселената, константата на Хъбъл, плътността на тъмната материя и дела на тъмната енергия.

6.3 Planck (ESA мисия)

  • Работеше от 2009 до 2013 г.
  • Имаше по-добро ъглово разделяне (~5 ъглови минути) и чувствителност при измервания на температурата в сравнение с WMAP.
  • Измери анизотропиите на температурата и поляризацията на цялото небе на няколко честоти (30–857 GHz).
  • Създадоха най-подробните до момента карти на CMB, допълнително усъвършенстваха космологичните параметри и твърдо потвърдиха модела ΛCDM.

7. Космологични ограничения от CMB

Благодарение на усилията на тези и други мисии, CMB се превърна в един от основните стълбове за определяне на космологичните параметри:

  1. Геометрия на Вселената: Положението на първите акустични върхове показва, че Вселената е почти пространствено плоска (Ωtotal ≈ 1).
  2. Тъмна материя: Относителните височини на акустичните върхове позволяват определяне на плътността на тъмната материя (Ωc) и барионната материя (Ωb).
  3. Тъмна енергия: Комбинирайки данните от CMB с други наблюдения (напр. разстояния до свръхнови или барионни акустични осцилации), може да се определи дялът на тъмната енергия (ΩΛ) във Вселената.
  4. Хъбълова константа (H0): Ъгловият мащаб на акустичните върхове позволява косвено определяне на H0. Настоящите данни от CMB (от Planck) показват H0 ≈ 67,4 ± 0,5 км с−1 Мпк−1, но този резултат е в противоречие с локалните измервания („стълбата на разстоянията“), които показват около 73. Това несъответствие, наречено Хъбълова напрежение, се опитват да разрешат съвременните изследвания в космологията.
  5. Параметри на инфлацията: Анизотропиите на CMB позволяват ограничаване на амплитудата и спектралния индекс на първичните флуктуации (As, ns), което е важно за оценка на инфлационните модели.

8. Текущи и бъдещи мисии

8.1 Наземни и балонни наблюдения

След дейността на WMAP и Planck няколко изключително чувствителни наземни и балонни телескопа продължават да усъвършенстват измерванията на температурата и поляризацията на CMB:

  • Атакуем телескоп за космология (ACT) и Телескоп на Южния полюс (SPT): телескопи с голям отвор, предназначени за измерване на малкоъглови анизотропии и поляризация на CMB.
  • Експерименти с балони в атмосферата: като BOOMERanG, Archeops и SPIDER, извършващи високорезолюционни измервания на височина близо до космоса.

8.2 Търсене на B режими

Проекти като BICEP, POLARBEAR и CLASS са насочени към откриване или ограничаване на B тип поляризация. Ако първичната B поляризация над определено ниво бъде потвърдена, това би позволило директно доказателство за съществуването на гравитационни вълни, произхождащи от инфлацията. Въпреки че ранните претенции (напр. BICEP2 през 2014 г.) по-късно бяха обяснени с галактически прахови замърсители, търсенето на „чисто“ откриване на първични B режими продължава.

8.3 Мисии от следващо поколение

  • CMB-S4: Планиран наземен проект, който ще използва голям масив от телескопи за изключително прецизни измервания на поляризацията на CMB, особено в области с малък ъглов мащаб.
  • LiteBIRD (планирана мисия на JAXA): Спътник, предназначен за изследване на голямомащабната поляризация на CMB, особено в търсене на първични следи от B поляризация.
  • CORE (предложена мисия на ESA, в момента непотвърдена): щеше да подобри чувствителността на поляризационните измервания на Planck.

9. Заключения

Космическият микровълнов фон предоставя уникален „прозорец“ към ранната Вселена, помнеща само няколкостотин хиляди години след Големия взрив. Измерванията на неговата температура, поляризация и слаба анизотропия потвърдиха модела на Големия взрив, доказаха съществуването на тъмна материя и тъмна енергия и формираха точната космологична рамка ΛCDM. Освен това, CMB продължава да разширява границите на физиката: от търсенето на първични гравитационни вълни и проверката на инфлационни модели до възможни намеци за нова физика, свързани с напрежението на Хъбъл и други въпроси.

С увеличаването на чувствителността и ъгловото разделяне на бъдещите експерименти, ни очаква още по-богата „реколта“ от космологически данни. Независимо дали става въпрос за уточняване на знанията за инфлацията, определяне на природата на тъмната енергия или откриване на следи от нова физика, CMB остава един от най-мощните и значими инструменти в съвременната астрофизика и космология.

Връзки и допълнително четиво

  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). Откриване на Големия взрив. Cambridge University Press. – Историческа и научна перспектива за откриването и значението на CMB.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). Ранната Вселена. Addison-Wesley. – Подробно описание на физиката на ранната Вселена и ролята на CMB в нея.
  8. Mukhanov, V. (2005). Физични основи на космологията. Cambridge University Press. – Подробно разглежда космическата инфлация, CMB анизотропиите и теоретичните основи на съвременната космология.
Върнете се в блога