Анизотропии в температурата и поляризация, разкриващи информация за ранните флуктуации в плътността
Слаба светлина от ранната Вселена
Незабавно след Големия взрив Вселената беше гореща, плътна плазма от протони, електрони и фотони, в която непрекъснато протичаха взаимодействия. С разширяването и охлаждането на Вселената, около 380 хиляди години след Големия взрив, настъпи момент, когато протоните и електроните можеха да се свържат в неутрален водород – това е рекомбинацията. Поради това значително намаля вероятността за разсейване на фотоните. Оттогава тези фотони започнаха свободно да се разпространяват, образувайки космическото микровълново фоново излъчване (КМФИ).
Penzias и Уилсън я откриха през 1965 г. като почти равномерно ~2,7 K излъчване, което се превърна в едно от най-силните потвърждения на модела на Големия взрив. С течение на времето все по-чувствителни инструменти разкриха много малки анизотропии (неравномерности в температурата, достигащи една част на 105), както и поляризационни модели. Тези финесни детайли маркират следи от ранните флуктуации в плътността на Вселената – зачатъци, от които по-късно се развиха галактики и купове. Следователно детайлната структура на КФС съдържа безценна информация за космическата геометрия, тъмната материя, тъмната енергия и физиката на първичната плазма.
2. Формиране на КФС: Рекомбинация и отделяне
2.1 Фотонно-барионна течност
До около 380 хиляди години след Големия взрив (за червеното отместване z ≈ 1100) материята съществуваше главно под формата на плазма от свободни електрони, протони, хелиеви ядра и фотони. Фотоните силно взаимодействали с електроните (Томсоново разсейване). Тази плътна връзка между фотони и бариони доведе до това, че фотонното налягане частично противодействаше на гравитационното свиване, предизвиквайки акустични вълни (барионни акустични осцилации).
2.2 Рекомбинация и последно разсейване
Когато температурата спадна до ~3000 K, електроните започнаха да се свързват с протоните и да образуват неутрален водород – процес, наречен рекомбинация. Фотоните тогава много по-рядко се разсейваха, „отделиха се“ от материята и свободно се разпространяваха. Този момент се определя като повърхност на последното разсейване (LSS). Фотоните, излъчени тогава, сега се регистрират като КФС, но след около 13,8 млрд. години космическо разширение тяхната честота се е изместила в микровълновия диапазон.
2.3 Спектър на черно тяло
Почти идеалният спектър на черно тяло на КФС (прецизно измерен от COBE/FIRAS през 90-те години), с температура T ≈ 2,7255 ± 0,0006 K, е важен индикатор за произхода на Големия взрив. Много малки отклонения от чистата Планкова крива показват, че ранната Вселена е била изключително термично балансирана и след отделянето почти не е имало значими „инжекции“ на енергия.
3. Температурни анизотропии: Карта на първичните флуктуации
3.1 От COBE до WMAP и Planck: Увеличаваща се резолюция
- COBE (1989–1993) откри анизотропии ΔT/T ∼ 10-5 ниво, потвърждавайки температурните неравномерности.
- WMAP (2001–2009) уточни измерванията до ~13 ъглови минути резолюция и разкри структурата на акустичните върхове в ъгловия спектър на мощността.
- Planck (2009–2013) постигна още по-добра резолюция (~5 ъглови минути) и наблюдения в няколко честотни канала, осигурявайки безпрецедентно качество. Той измери анизотропиите на КФС до високи мултиполи (ℓ > 2000) и изключително точно ограничи космологичните параметри.
3.2 Ъглов спектър на мощността и акустични върхове
Спектър на ъгловата мощност, Cℓ, означава вариацията на анизотропиите като функция на мултипол ℓ. ℓ е свързан с ъгловия мащаб θ ∼ 180° / ℓ. Акустичните върхове в него се появяват поради споменатите по-рано акустични осцилации във фотонно-барионната течност:
- Първи пик (ℓ ≈ 220): Свързан с фундаментален акустичен режим. Неговият ъглов мащаб показва геометрията (кривината) на Вселената. Пикът при ℓ ≈ 220 силно индикира близка до плоскост (Ωtot ≈ 1).
- Други пикове: Информация за количеството барионна материя (увеличава нечетните пикове), плътността на тъмната материя (влияе на фазите на осцилациите) и скоростта на разширение.
Данните на Planck, обхващащи няколко пика до ℓ ∼ 2500, се превърнаха в „златен стандарт“ за определяне на космическите параметри с процентна точност.
3.3 Почти мащабно инвариантен спектър и спектрален индекс
Инфлацията предсказва почти мащабно инвариантен спектър на мощността на първичните флуктуации, обикновено описван със скаларен спектрален индекс ns. Наблюденията показват ns ≈ 0,965, малко по-нисък от 1, което съответства на сценария на бавно търкаляне (slow-roll) на инфлацията. Това надеждно подкрепя инфлационния произход на тези плътностни смущения.
4. Поляризация: E-модове, B-модове и реонизация
4.1 Томсоново разсейване и линейна поляризация
Когато фотоните се разсейват от електрони (особено близо до рекомбинацията), всякакво квадруполно неравномерно разпределение на лъчението на това място на разсейване създава линейна поляризация. Тази поляризация се разлага на E-модове (градиентни) и B-модове (вихрови). E-модовете обикновено произхождат от скаларни (плътностни) смущения, а B-модовете могат да бъдат създадени от гравитационно лещиране на E-модове или от първични тензорни (гравитационни вълни) модове, генерирани по време на инфлацията.
4.2 Измервания на поляризацията на E-модове
WMAP първи ясно регистрира поляризацията на E-модове, а Planck подобри тези измервания, позволявайки по-точна оценка на оптичната дълбочина на реонизацията (τ) и уточнявайки кога първите звезди и галактики отново йонизираха Вселената. E-модовете също са свързани с температурните анизотропии, което позволява по-точно определяне на параметрите и намаляване на несигурностите в плътността на материята и космическата геометрия.
4.3 Надежда за откриване на B-модове
B-модове, създадени от лещиране, вече са открити (на по-малки ъглови мащаби), което съвпада с теоретичните прогнози за това как големомащабната структура изкривява E-модове. Междувременно първичните гравитационни вълни (от инфлацията) B-модове на големи мащаби все още не са открити. Множество експерименти (BICEP2, Keck Array, SPT, POLARBEAR) са поставили горни граници за r (съотношението тензор/скалар). Ако някога бъдат открити първични B-модове с значителна амплитуда, това би било силно доказателство за инфлационни гравитационни вълни (и физика на GUT нивото). Търсенето продължава с бъдещи инструменти (LiteBIRD, CMB-S4).
5. Космологични параметри от КФС
5.1 ΛCDM Модел
Обикновено за данните от КФС се използва минималният шестпараметърен ΛCDM модел:
- Физическа плътност на барионите: Ωb h²
- Физическа плътност на студената тъмна материя: Ωc h²
- Ъглов размер на звуковия хоризонт по време на рекомбинацията: θ* ≈ 100
- Оптично дълбочина на реонизацията: τ
- Амплитуда на скаларните смущения: As
- Скалярен спектрален индекс: ns
Според данните на Planck, Ωb h² ≈ 0,0224, Ωc h² ≈ 0,120, ns ≈ 0,965, As ≈ 2,1 × 10-9. Общо взето, данните от КФС категорично показват плоска геометрия (Ωtot=1±0,001) и почти мащабно инвариантен спектър на мощността, съответстващ на теорията на инфлацията.
5.2 Допълнителни ограничения
- Маса на неутриното: От лещата на КФС успяваме донякъде да ограничим общата сума на масите на неутриното (текущата граница ~0,12–0,2 eV).
- Ефективен брой на видовете неутрино (Neff): чувствителен към количеството радиация. Наблюдаваната стойност е Neff ≈ 3,0–3,3.
- Тъмна енергия: В областта на високия червен отместване (ранно време) КФС отразява главно доминацията на материя и лъчение, затова директните ограничения за тъмната енергия изискват комбиниране с данни от BAO, свръхнови или лещиране.
6. Решения на проблемите с хоризонта и плоскостта
6.1 Проблемът с хоризонта
Ако нямаше ранна инфлация, отдалечените области на КФС (~180° разстояние) не биха могли да комуникират причинно, но те имат почти еднаква температура (различават се с 1 на 100000). Хомогенността на КФС разкрива проблема с хоризонта. По време на инфлацията бързото експоненциално разширение го решава, значително увеличавайки областта, която първоначално е била в причинна връзка, и разширявайки я извън настоящите граници на хоризонта.
6.2 Проблемът с плоскостта
Наблюденията на КФС показват, че геометрията на Вселената е много близка до плоска (Ωtot ≈ 1). В стандартния неинфлационен Голям взрив дори малки отклонения от Ω=1 биха се увеличили значително с времето – Вселената би станала криволинейно доминирана или колапсирала. Инфлацията, разширявайки пространството (напр. 60 e-кратни), ефективно „изправя“ кривината, тласкайки Ω→1. Първият акустичен пик при ℓ ≈ 220 отлично потвърждава този близък до плоскостта сценарий.
7. Текущи напрежения и нерешени въпроси
7.1 Константа на Хъбъл
Въпреки че според модела ΛCDM, базиран на КФС, се получава H0 ≈ 67,4 ± 0,5 км/с/Мпк, местните измервания на разстояния с „стълби“ показват по-високи стойности (~73–75). Тази „Хъбълова напрежение“ може да означава незабелязани систематични грешки или нова физика извън стандартния ΛCDM (напр. ранна тъмна енергия, допълнителни релативистични частици). Все още няма общо решение, затова дискусиите продължават.
7.2 Аномалии в големи мащаби
Някои аномалии в голямомащабните карти на КФС, като „студеното петно“ (cold spot), малък квадрупол или лек диполен асиметрия, могат да са случайни статистически отклонения или фини намеци за космическа топология и нова физика. Данните от Планк не показват ясни доказателства за големи аномалии, но тази област все още се изследва.
7.3 Липсващи B-модове от инфлацията
При липса на откриване на голямомащабни B-модове имаме само горни граници за амплитудите на инфлационните гравитационни вълни, които ограничават енергийната скала на инфлацията. Ако следите от B-модове не бъдат открити значително под настоящите граници, някои голямомащабни инфлационни модели ще станат малко вероятни, може би указвайки по-нискоенергийна или алтернативна физика на инфлацията.
8. Бъдещи проекти за КФС
8.1 Наземни експерименти: CMB-S4, Simons Observatory
CMB-S4 – това е поколението на наземния експеримент (предвидено за 3–4-тото десетилетие на този век), чиято цел е да открие категорично или строго да ограничи първичните B-модове. Simons Observatory (в Чили) ще измерва температурата и поляризацията на различни честоти, позволявайки точно отделяне на предния фон.
8.2 Спътникови проекти: LiteBIRD
LiteBIRD (Японската JAXA) е предложена космическа мисия, предназначена за измервания на поляризация в голям мащаб, която може да определи (или ограничи) съотношението на тензор към скалар r до ~10-3. Ако успее, това или ще покаже инфлационни гравитационни вълни, или значително ще ограничи инфлационните модели, предсказващи по-голяма стойност на r.
8.3 Взаимодействие с други методи за измерване
Общият анализ на лещиране от КФС, разпределението на масите на галактиките, BAO, свръхнови и 21 cm данни ще позволи по-точна оценка на историята на космическото разширение, масите на неутриното, проверка на законите на гравитацията и евентуално откриване на нови явления. Тази синергия гарантира, че КФС ще остане основен набор от данни, но не и единственият при отговора на съществените въпроси за структурата и еволюцията на Вселената.
9. Заключение
Космическият микровълнов фон е една от най-впечатляващите „фосилии“ на ранната Вселена. Неговите температурни анизотропии, достигащи десетки µK, запазват отпечатъците на първичните плътностни флуктуации – които по-късно се развиват в галактики и клъстери. Междувременно данните за поляризацията показват още по-точно характеристиките на реонизацията, акустичните пикове и отварят възможности за наблюдение на първични гравитационни вълни от инфлацията.
От COBE, WMAP до Planck наблюденията нашата резолюция и чувствителност значително се увеличиха, кулминирайки в прецизно изчистен модел ΛCDM. Въпреки това остават неясноти – например напрежението на Хъбъл или все още неоткрити инфлационни B-модове – които показват, че може да се крият още по-дълбоки отговори или нова физика. Бъдещите експерименти и най-новите комбинации от данни с прегледи на голямомащабни структури обещават нови открития – може би потвърждаващи детайлната мозайка на инфлацията или разкриващи неочаквани обрати. Чрез КФС детайлната структура наблюдаваме най-ранните моменти на космическото развитие – от квантовите флуктуации при Планкови енергии до величествените галактики и мрежи от клъстери, наблюдавани след милиарди години.
Литература и допълнително четиво
- Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). „Измерване на излишна антена температура при 4080 Mc/s.“ The Astrophysical Journal, 142, 419–421.
- Smoot, G. F., et al. (1992). „Структура в първогодишните карти на COBE диференциалния микровълнов радиометър.“ The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Bennett, C. L., et al. (2013). „Деветгодишни наблюдения с Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Крайни карти и резултати.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20.
- Planck Collaboration (2018). „Резултати от Planck 2018. VI. Космологични параметри.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Kamionkowski, M., & Kovetz, E. D. (2016). „Търсенето на B модове от инфлационни гравитационни вълни.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, 227–269.