Kosminės Foninės Mikrobangų Spinduliuotės (KFS) Detali Struktūra

Kosmilise Taustmikrolainekiirguse (KTMK) Täpne Struktuur

Temperatuuri anisotroopia ja polariseerumine, mis paljastab teavet varajaste tiheduse kõikumiste kohta

Nõrk kiirgus varajasest universumist

Pärast Suurt Pauku oli universum kuum, tihe prootonite, elektronide ja footonite plasma, kus toimusid pidevad vastasmõjud. Universumi laienedes ja jahtudes, umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku, saabus aeg, mil prootonid ja elektronid said ühineda neutraalseks vesinikuks – see on rekombinatsioon. Selle tõttu vähenes märkimisväärselt footonite hajumise tõenäosus. Sellest ajast alates hakkasid need footonid vabalt levima, moodustades kosmilise taustmikrolainekiirguse (KFS).

Penzias ja Wilson avastas 1965. aastal peaaegu ühtlase ~2,7 K kiirgusena, mis sai üheks tugevaimaks Suure Paugu mudeli kinnituseks. Aja jooksul on üha tundlikumad instrumendid paljastanud väga väikseid anisotroopiaid (temperatuuri ebaühtlusi, ulatudes ühe osa 105 kohta), samuti polariseerumise mustreid. Need nüansid tähistavad varajase universumi tiheduse kõikumiste märke – alguseid, millest hiljem kasvasid galaktikad ja parved. Seega sisaldab KFS detailne struktuur hindamatut teavet kosmilise geomeetria, tumeda aine, tumeda energia ja primaarse plasma füüsika kohta.

2. KFS Moodustumine: Rekombinatsioon ja Lahknemine

2.1 Footoni ja Baarioni Vedelik

Umbes 380 tuhat aastat pärast Suurt Pauku (punase nihke z ≈ 1100 ajal) eksisteeris aine peamiselt vaba elektronide, prootonite, heeliumi tuumade ja footonite plasma kujul. Footonid suhtlesid tugevalt elektronidega (Thomsoni hajumine). Selline sujuv footoni–baarioni seotus põhjustas, et footoni rõhk osaliselt vastandus gravitatsioonilisele kokkusurumisele, tekitades akustilisi laineid (baarionilisi akustilisi osillatsioone).

2.2 Rekombinatsioon ja Viimane Hajumine

Kui temperatuur langes umbes ~3000 K-ni, hakkasid elektronid prootonitega ühenduma ja moodustasid neutraalse vesiniku – protsessi, mida nimetatakse rekombinatsiooniks. Footonid hajusid seejärel palju harvemini, „lahkusid“ ainest ja levisid vabalt. Seda hetke nimetatakse viimase hajumise pinnaks (LSS). Footonid, mis siis kiirgasid, registreeritakse nüüd KFS-ina, kuid pärast umbes 13,8 miljardit aastat kosmilist laienemist on nende sagedus nihkunud mikrolainevahemikku.

2.3 Musta Keha Spekter

KFS peaaegu ideaalne musta keha spekter (täpselt mõõdetud COBE/FIRAS 1990ndatel), mille temperatuur on T ≈ 2,7255 ± 0,0006 K, on oluline Suure Paugu päritolu näitaja. Väikesed kõrvalekalded puhtast Plancki kõverast näitavad, et varajane universum oli väga termiliselt tasakaalus ja pärast lahknemist praktiliselt puudusid olulised energia „süstid“.

3. Temperatuuri Anizotroopia: Primaarsete Fluktuatsioonide Kaart

3.1 COBE-st WMAP-i ja Planckini: Kasvav Lahutusvõime

  • COBE (1989–1993) avastas anizotroopiaid ΔT/T ∼ 10-5 tasemel, kinnitades temperatuuri ebaühtlusi.
  • WMAP (2001–2009) täpsustas mõõtmisi ~13 nurkminuti lahutusvõimeni ja paljastas akustiliste tippude struktuuri nurga võimsusspektis.
  • Planck (2009–2013) saavutas veel parema lahutusvõime (~5 nurkminutit) ja vaatlused mitmes sageduskanalis, tagades enneolematu kvaliteedi. See mõõtis KFS anizotroopiaid kõrgetel multipoolidel (ℓ > 2000) ja piiras kosmoloogilisi parameetreid väga täpselt.

3.2 Nurga Võimsusspekter ja Akustilised Tipud

Nurga võimsusspekter, Cℓ, tähistab anizotroopia dispersiooni kui multipooli ℓ funktsiooni. ℓ on seotud nurga skaalaga θ ∼ 180° / ℓ. Akustilised tipud tekivad siin eelmainitud akustiliste osillatsioonide tõttu footoni–baarioni vedelikus:

  1. Esimene tipp (ℓ ≈ 220): Seotud fundamentaalse akustilise režiimiga. Selle nurkmõõt näitab universumi geomeetriat (kõverust). Tipp ℓ ≈ 220 juures näitab tugevalt ligilähedast tasapinda (Ωtot ≈ 1).
  2. Muud tipud: Teave barioonide hulga kohta (suurendab paarituid tippe), tumeda aine tiheduse kohta (mõjutab osakeste faase) ja universumi laienemise kiiruse kohta.

Plancki andmed, mis hõlmavad mitut tippu kuni ℓ ∼ 2500, on saanud „kuldstandardiks“ kosmiliste parameetrite protsenditäpsusega määramisel.

3.3 Peaaegu mastaabis invariantne spekter ja spektri indeks

Inflatsioon prognoosib peaaegu mastaabis invarianti esmaseid fluktuatsioonide võimsusspektraale, mida kirjeldatakse tavaliselt skaalaarspektri indeksiga ns. Vaatlused näitavad ns ≈ 0,965, mis on veidi väiksem kui 1, mis vastab aeglase rullumise (slow-roll) inflatsiooni stsenaariumile. See toetab usaldusväärselt inflatsioonilist päritolu nende tiheduse häirete jaoks.

4. Polariseerumine: E-moodid, B-moodid ja reionisatsioon

4.1 Thomsoni hajumine ja lineaarne polariseerumine

Kui footonid hajuvad elektronide peal (eriti rekombinatsiooni lähedal), tekitab igasugune kvadrupoolne kiirgusvälja ebaühtlus selles hajumiskohas lineaarse polariseerumise. See polariseerumine jaguneb E-moodideks (gradientideks) ja B-moodideks (vortexiteks). E-moodid tekivad tavaliselt skaalaarsest (tiheduse) häirest, samas kui B-moodid võivad tekkida gravitatsioonilise läätsestamise E-moodidest või esmase tensori (gravitatsiooniliste lainete) moodidest, mis on genereeritud inflatsiooni ajal.

4.2 E-moodide polariseerumise mõõtmised

WMAP fikseeris esimesena selgelt E-moodide polariseerumise ning Planck täiustas neid mõõtmisi, võimaldades paremini hinnata reionisatsiooni optilist sügavust (τ) ja täpsustada, millal esimesed tähed ja galaktikad taas universumi ioniseerisid. E-moodid on seotud ka temperatuuri anizotroopiatega, võimaldades täpsemat parameetrite määramist ning vähendades aine tiheduse ja kosmilise geomeetria ebakindlust.

4.3 Lootus avastada B-moodid

B-moodid, mis on tekkinud läätsestamisest, on juba õnnestunud avastada (väiksematel nurkmahtudel) ning see vastab teoreetilistele prognoosidele, kuidas suures mastaabis struktuur moonutab E-moodid. Samal ajal esmase gravitatsioonilise lainetuse (inflatsioonist) B-moodid suurtes mastaapides pole veel ilmnenud. Paljud katsed (BICEP2, Keck Array, SPT, POLARBEAR) on andnud ülemised piirid r-le (tensori ja skaala suhte). Kui kunagi leitakse esmased B-moodid märkimisväärse suurusega, oleks see tugev tõend inflatsiooniliste gravitatsiooniliste lainete (ja GUT taseme füüsika) olemasolu kohta. Otsingud jätkuvad tulevaste instrumentidega (LiteBIRD, CMB-S4).

5. Kosmoloogilised parameetrid KFS-st

5.1 ΛCDM mudel

KFS andmete jaoks kasutatakse tavaliselt minimaalset kuue parameetriga ΛCDM mudelit:

  1. Füüsikaline barioonide tihedus: Ωb h²
  2. Külma tumeda aine füüsikaline tihedus: Ωc h²
  3. Helihorisondi nurk suurus rekombinatsiooni ajal: θ* ≈ 100
  4. Reionisatsiooni optiline sügavus: τ
  5. Skalaarsignaalide amplituud: As
  6. Skalaarspektri indeks: ns

Plancki andmete põhjal, Ωb h² ≈ 0,0224, Ωc h² ≈ 0,120, ns ≈ 0,965, As ≈ 2,1 × 10-9. Üldiselt näitavad KFS andmed kindlalt lamedat geomeetriat (Ωtot=1±0,001) ja peaaegu skaala-invariantne võimsusspekter, mis vastab inflatsiooniteooriale.

5.2 Täiendavad piirangud

  • Neutriino mass: KFS läätse abil õnnestub mõnevõrra piirata neutriinode masside kogusumma (praegune piir ~0,12–0,2 eV).
  • Tõhus neutriinotüüpide arv (Neff): tundlik kiirguse hulga suhtes. Täheldatud väärtus Neff ≈ 3,0–3,3.
  • Tume energia: Kõrge punanihe piirkonnas (varajases ajas) peegeldab KFS peamiselt aine ja kiirguse domineerimist, seega otsesed tumeda energia piirangud nõuavad sobitamist BAO, supernoovade või kumerduse andmetega.

6. Horisondi ja tasapinna probleemide lahendused

6.1 Horisondi probleem

Kui varajast inflatsiooni poleks olnud, ei oleks kauged KFS piirkonnad (~180° kaugusel) saanud põhjuslikult suhelda, kuid neil on peaaegu ühesugune temperatuur (erinevus 1 100000-st). KFS ühtsus paljastab horisondi probleemi. Inflatsiooni ajal kiire eksponentsiaalne laienemine lahendab selle, suurendades oluliselt piirkonda, mis algselt oli põhjuslikus kontaktis, ja laiendades seda praeguse horisondi piiridest kaugemale.

6.2 Tasapinna probleem

KFS vaatlustest nähtub, et universumi geomeetria on väga lähedal tasapinnale (Ωtot ≈ 1). Tavalises mitteinflatsioonilises Suures Paukus suurendaksid isegi väikesed kõrvalekalded Ω=1-st aja jooksul oluliselt – universum oleks muutunud kõveraks domineerivaks või lagunenud. Inflatsioon, ruumi paisutades (nt 60 e-kordset), „sirgestab“ efektiivselt kõverust, surudes Ω→1. Esimene akustiline tipp ℓ ≈ 220 juures kinnitab suurepäraselt seda peaaegu tasapinnalist stsenaariumi.

7. Praegused pinged ja vastuseta küsimused

7.1 Hubble'i konstant

Kuigi KFS-põhise ΛCDM mudeli järgi saadakse H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc, näitavad kohalikud kauguse „redel“ mõõtmised suuremaid väärtusi (~73–75). See „Hubble'i pinge“ võib viidata märkamatutele süsteemsetele vigadele või uuele füüsikale väljaspool tavalist ΛCDM-i (nt varajane tume energia, täiendavad relativistlikud osakesed). Ühist lahendust pole veel, seega arutelud jätkuvad.

7.2 Anomaaliad suurel skaalal

Mõned suuremahulise KFS kaardistuse anomaaliad, nagu „külm laik“ (cold spot), madal kvadrupool või väike dipooli jaotus, võivad olla juhuslikud statistilised kõrvalekalded või peened kosmilise topoloogia ja uue füüsika vihjed. Plancki andmed ei näita selgeid tõendeid suurte anomaaliate kohta, kuid see valdkond on endiselt uurimisel.

7.3 Puuduvad B-moodulid inflatsioonist

Suuremahulise B-mooduli avastuse puudumisel on meil ainult ülemised piirid inflatsiooniliste gravitatsioonilainete amplituudidele, mis piiravad inflatsiooni energia skaalat. Kui B-mooduli jälge ei avastata oluliselt allpool praeguseid piire, muutuvad mõned suuremahulised inflatsioonimudelid ebatõenäoliseks, viidates võib-olla madalama energia või alternatiivse inflatsiooni füüsika suunas.

8. Tulevased KFS projektid

8.1 Maapealsed eksperimendid: CMB-S4, Simons Observatory

CMB-S4 – see tähistab maapealse eksperimendi põlvkonda (planeeritud selle sajandi 3.–4. kümnendil), mille eesmärk on kindlalt avastada või rangelt piirata primaarseid B-mooduleid. Simons Observatory (Tšiilis) mõõdab temperatuuri ja polaarsust erinevatel sagedustel, võimaldades täpselt eraldada esiplaani häireid.

8.2 Satelliidiprojektid: LiteBIRD

LiteBIRD (Jaapani JAXA) on kavandatav kosmose missioon, mis on mõeldud suuremahuliste polariseerumise mõõtmisteks ja võib määrata (või piirata) tensori ja skaala suhet r kuni ~10-3. Kui see õnnestub, näitaks see kas inflatsioonilisi gravitatsioonilaineid või piiraks tugevalt inflatsioonimudeleid, mis ennustavad suuremat r väärtust.

8.3 Koostöö teiste mõõtmisviisidega

Ühised KFS läätsestamise, galaktikate massijaotuse, BAO, supernoovade ja 21 cm andmete analüüsid võimaldavad täpsemalt hinnata universumi laienemise ajalugu, neutriinote massi, kontrollida gravitatsiooniseadusi ja võib-olla avastada uusi nähtusi. See sünergia tagab, et KFS jääb põhiliseks andmekogumiks, kuid mitte ainukeseks vastuste leidmisel universumi struktuuri ja arengu põhiküsimustele.

9. Kokkuvõte

Kosmiline taustmikrolaine kiirgus on üks varajase universumi kõige imelisemaid „fossiile“. Selle temperatuuri anizotroopiaid, ulatudes kümnetesse µK, kannavad edasi esmaseid tiheduse kõikumisi – mis hiljem kasvasid galaktikateks ja klastriteks. Samal ajal näitavad polariseerumise andmed veelgi täpsemalt reionisatsiooni omadusi, akustilisi tippe ja avavad võimalusi jälgida esmaseid gravitatsioonilaineid inflatsioonist.

Alates COBE, WMAP-st kuni Plancki vaatlusteni on meie lahutusvõime ja tundlikkus oluliselt kasvanud, kulminatsiooniks täpselt lihvitud ΛCDM mudel. Kuid on endiselt ebakindlusi – näiteks Hubble pinge või seni avastamata inflatsioonilised B-moodid –, mis viitavad sügavamatele vastustele või uuele füüsikale. Tulevased katsed ja uusimad andmete kombinatsioonid suurte struktuuride ülevaadetega lubavad uusi avastusi – kas kinnitades inflatsiooni detailset mosaiiki või paljastades ootamatuid pöördeid. KFS detailse struktuuri kaudu näeme kõige varasemaid kosmose arengul hetki – kvantfluktuatsioonidest Plancki energiatasemeni kuni hiiglaslike galaktikate ja klastrite võrgustikeni, mis on täheldatavad miljardite aastate pärast.

Kirjandus ja lisalugemine

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). „Üleliigse antennitemperatuuri mõõtmine sagedusel 4080 Mc/s." The Astrophysical Journal, 142, 419–421.
  2. Smoot, G. F., jt. (1992). „Struktuur COBE diferentsiaalmikrolaine radiomeetri esimesel aastal tehtud kaartidel." The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
  3. Bennett, C. L., jt. (2013). „Üheksaaastased Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) vaatlustulemused: lõplikud kaardid ja tulemused." The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20.
  4. Planck Collaboration (2018). „Planck 2018 tulemused. VI. Kosmoloogilised parameetrid.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  5. Kamionkowski, M., & Kovetz, E. D. (2016). „Inflatsioonist tingitud gravitatsioonilainete B-moodide otsing." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, 227–269.
Naaske ajaveebi