Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Kosmiskā fona mikroviļņu starojums (KFMS)

Atlikušais starojums no laika, kad Visums kļuva caurspīdīgs aptuveni 380 tūkstošus gadu pēc Lielā sprādziena

Kosmiskais mikroviļņu fons (CMB) bieži tiek aprakstīts kā senākā gaisma, ko varam novērot Visumā – vāja, gandrīz vienmērīga mirdzēšana, kas caurvij visu telpu. Tas veidojās liktenīgā periodā aptuveni 380 tūkstošus gadu pēc Lielā sprādziena, kad sākotnējā elektronu un protonu plazma saplūda neitrālos atomos. Līdz tam fotoni bieži tika izkliedēti no brīvajiem elektroniem, tāpēc Visums bija necaurspīdīgs. Kad izveidojās pietiekams neitrālo atomu daudzums, izkliede kļuva retāka, un fotoni varēja brīvi ceļot – šo brīdi sauc par rekombināciju. Kopš tā laika šie fotoni ceļo kosmosā, pakāpeniski atdziestot un palielinot viļņa garumu, kamēr Visums paplašinās.

Šodien šie fotoni tiek kā mikroviļņu starojums tiek uztverti, kas gandrīz ideāli atbilst melnā ķermeņa starojuma spektram un ir aptuveni 2,725 K temperatūrā. CMB pētījumi izraisīja revolūciju kosmoloģijā, atklājot ieskatus par Visuma sastāvu, ģeometriju un attīstību – no agrīnajiem blīvuma traucējumiem, kas noveda pie galaktiku veidošanās, līdz precīziem fundamentālo kosmoloģisko parametru novērtējumiem.

Šajā rakstā apskatīsim:

  1. Vēsturiskais atklājums
  2. Visums līdz rekombinācijai un tās laikā
  3. Galvenās CMB īpašības
  4. Anizotropijas un jaudas spektrs
  5. Galvenie CMB eksperimenti
  6. Kosmoloģiskie ierobežojumi no CMB
  7. Pašreizējās un nākotnes misijas
  8. Secinājumi

2. Vēsturiskais atklājums

2.1 Teorētiskie pieņēmumi

Ideja, ka agrīnais Visums bija karsts un blīvs, meklējama George'a Gamowa, Ralfa Alfera un Roberta Hermana darbos 1940. gados. Viņi saprata, ka, ja Visums sākās ar "karstu Lielo sprādzienu", sākotnējā tajā laikā izstarotā radiācija būtu saglabājusies, bet atdzisusi un izstiepta līdz mikroviļņu diapazonam. Viņi prognozēja melnā ķermeņa spektru ar temperatūru dažus kelvinus, taču šī ideja ilgu laiku neguva lielu eksperimentālu uzmanību.

2.2 Novērojumu atklājums

1964.–1965. gadā Arno Penzias un Roberts Wilsons Bell Labs pētīja trokšņa avotus ļoti jutīgā, raga formas radio antenas uztvērējā. Viņi atklāja pastāvīgu fonu troksni, kas bija izotropisks (vienāds visos virzienos) un neizzuda, neskatoties uz visiem kalibrēšanas mēģinājumiem. Tajā pašā laikā Prinstona universitātes grupa (vadībā no Roberta Dicke un Jima Peeblesa) gatavojās meklēt "atlikušās radiācijas" no agrīnā Visuma, kas bija teorētiska pieņēmuma daļa. Kad abas grupas sāka sazināties, izrādījās, ka Penzias un Wilsons atklāja CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Šī atklājuma dēļ 1978. gadā viņi saņēma Nobela fizikas prēmiju un nostiprināja Lielā sprādziena modeli kā dominējošo kosmoloģisko izcelsmes teoriju.

3. Visums līdz rekombinācijai un tās laikā

3.1 Primārā plazma

Pirmos dažus simtus tūkstošu gadu pēc Lielā sprādziena Visums bija piepildīts ar karstu protonu, elektronu, fotonu un (mazākā mērā) hēlija kodolu plazmu. Fotonu izkliede nepārtraukti notika no brīvajiem elektroniem (Tomsona izkliede), tāpēc Visums bija efektīvi necaurspīdīgs, līdzīgi kā gaisma grūti caurstrāvo Saules plazmu.

3.2 Rekombinācija

Visumai plečiantis, tā atdzisa. Apmēram 380 tūkst. gadu pēc Lielā sprādziena temperatūra nokritās līdz aptuveni 3 tūkst. K. Pie šādas enerģijas līmeņa elektroni varēja savienoties ar protoniem, veidojot neitrālu ūdeņradi – šo procesu sauc par rekombināciju. Brīvajiem elektroniem "savienojoties" neitrālos atomos, fotonu izkliede būtiski samazinājās, un Visums kļuva caurspīdīgs starojumam. CMB fotoni, kurus šodien novērojam, ir tie paši fotoni, kas izstaroti tajā brīdī, tikai vairāk nekā 13 miljardus gadu ceļojuši un "izstiepti" sarkanā nobīdes dēļ.

3.3 Pēdējās izkliedes virsma

Epohu, kad fotoni pēdējo reizi būtiski izkliedējās, sauc par pēdējās izkliedes virsmu. Patiesībā rekombinācija nebija momentāns notikums; bija nepieciešams zināms laiks (un sarkanais nobīdes intervāls), lai lielākā daļa elektronu apvienotos ar protoniem. Tomēr praktiskos nolūkos šo procesu var aptuveni uzskatīt par diezgan plānu "laika čaulu" – CMB izcelsmes reģionu.

4. Galvenās CMB īpašības

4.1 Melnā ķermeņa spektrs

Viens no pārsteidzošajiem CMB novērojumu rezultātiem ir tas, ka tā starojums gandrīz ideāli atbilst melnā ķermeņa spektram, kura temperatūra ir aptuveni 2,72548 K (precīzi izmērīta ar COBE-FIRAS ierīci [2]). Tas ir precīzākais melnā ķermeņa spektra mērījums. Gandrīz ideāla melnā ķermeņa daba stipri atbalsta Lielā sprādziena modeli: ļoti termiski līdzsvarots agrīnais Visums, kas paplašinoties atdziest adiabātiski.

4.2 Izotropija un homogenitāte

Agrīnie novērojumi parādīja, ka CMB ir gandrīz izotropisks (t.i., vienāda intensitāte visos virzienos) pat līdz 1 daļai no 105. Šāda gandrīz vienmērīga sadalījuma nozīme ir tāda, ka Visums rekombinācijas laikā bija ļoti homogēns un termiskā līdzsvarā. Tomēr nelieli novirzes no izotropijas – tā sauktās anizotropijas – ir būtiskas, jo tās atspoguļo agrīnās struktūras veidošanās aizmetņus.

5. Anizotropijas un jaudas spektrs

5.1 Temperatūras svārstības

1992. gadā COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) eksperiments atklāja nelielas CMB temperatūras svārstības – aptuveni 10−5 līmenī. Šīs svārstības attēlo "temperatūras kartē" debesīs, rādot nelielus "karstus" un "aukstus" punktus, kas atbilst nedaudz blīvākām vai retākām vietām agrīnajā Visumā.

5.2 Akustiskās oscilācijas

Līdz rekombinācijai fotoni un barjoni (protoni, neitroni) bija cieši saistīti, veidojot fotonu-barjonu šķidrumu. Šajā šķidrumā izplatījās blīvuma viļņi (akustiskās oscilācijas), kas radās gravitācijas dēļ, kas pievelk vielu iekšā, un starojuma spiediena dēļ, kas stumj ārā. Kad Visums kļuva caurspīdīgs, šīs oscilācijas "fiksējās", atstājot raksturīgas pēdas CMB jaudas spektrā – rādot, kā temperatūras svārstības ir atkarīgas no leņķa mēroga. Svarīgas īpašības:

  • Pirmā akustiskā virsotne: saistīta ar lielāko mērogu, kurš paspēja veikt pusperioda oscilāciju līdz rekombinācijai; ļauj novērtēt Visuma ģeometriju.
  • Citas virsotnes: sniedz informāciju par barjonu blīvumu, tumšās matērijas blīvumu un citiem kosmoloģiskajiem parametriem.
  • Slāpēšanas aste: ļoti mazos leņķa mērogos svārstības tiek slāpētas fotonu difūzijas dēļ (Silka slāpēšana).

5.3 Polarizācija

Bez temperatūras svārstībām CMB ir daļēji polarizēts Tomsona izkliedes dēļ anizotropā starojuma laukā. Izšķir divus galvenos polarizācijas režīmus:

  • E tipa (E-mode) polarizācija: veidojas no skalāriem blīvuma traucējumiem; pirmo reizi atklāta DASI eksperimentā 2002. gadā un precīzi izmērīta ar WMAP un Planck datiem.
  • B tipa (B-mode) polarizācija: var rasties no primārajām gravitācijas viļņiem (piemēram, inflācijas laikā radušies) vai E tipa polarizācijas lēšošanas dēļ. Primārais B tipa polarizācijas signāls būtu tiešs inflācijas pierādījums. Lai gan gravitācijas lēšošanas izcelsmes B režīmi jau ir atklāti (piemēram, POLARBEAR, SPT un Planck sadarbībās), primāro B režīmu meklējumi turpinās.

6. Galvenie CMB eksperimenti

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Izlaists 1989. gadā NASA.
  • FIRAS ierīce ļoti precīzi apstiprināja CMB melnā ķermeņa spektra raksturu.
  • DMR ierīce pirmā atklāja liela mēroga temperatūras anizotropijas.
  • Stipri nostiprināja Lielā sprādziena teoriju, novēršot būtiskas šaubas.
  • Pētnieki Džons Mathers un Džordžs Smūts par darbu ar COBE 2006. gadā saņēma Nobela fizikas prēmiju.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Palaists 2001. gadā NASA.
  • Sniedza detalizētas CMB temperatūras (un vēlāk arī polarizācijas) kartes visā debesīs ar aptuveni 13 loka minūšu leņķa izšķirtspēju.
  • Precīzi precizēja svarīgākos kosmoloģiskos parametrus, piemēram, Visuma vecumu, Hubble konstanti, tumšās matērijas blīvumu un tumšās enerģijas daļu.

6.3 Planck (ESA misija)

  • Darbojās no 2009. līdz 2013. gadam.
  • Tam bija labāka leņķa izšķirtspēja (~5 loka minūtes) un jutība temperatūras mērījumos, salīdzinot ar WMAP.
  • Izmērīja visas debess temperatūras un polarizācijas anizotropijas vairākos frekvenču diapazonos (30–857 GHz).
  • Izveidoja līdz šim detalizētākos CMB kartējumus, vēl precizējot kosmoloģiskos parametrus un stingri apstiprinot ΛCDM modeli.

7. Kosmoloģiskie ierobežojumi no CMB

Pateicoties šo un citu misiju centieniem, CMB ir kļuvis par vienu no stūrakmeņiem kosmoloģisko parametru noteikšanā:

  1. Visuma ģeometrija: Pirmās akustiskās virsotnes pozīcija liecina, ka Visums ir gandrīz telpiski plakans (Ωtotal ≈ 1).
  2. Tumšā matērija: Akustisko virsotņu relatīvie augstumi ļauj noteikt tumšās matērijas (Ωc) un barionu matērijas (Ωb) blīvumu.
  3. Tumšā enerģija: Apvienojot CMB datus ar citiem novērojumiem (piemēram, supernovu attālumiem vai barionu akustiskajām oscilācijām), var noteikt tumšās enerģijas daļu (ΩΛ) Visumā.
  4. Hābla konstante (H0): Akustisko virsotņu leņķa mērogs ļauj netieši noteikt H0. Pašreizējie CMB dati (no Planck) rāda H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, tomēr šis rezultāts ir pretrunā ar vietējiem mērījumiem (“attālumu kāpnes”), kas rāda ~73. Šo neatbilstību, ko sauc par Hābla spriedzi, cenšas atrisināt pašreizējie kosmoloģijas pētījumi.
  5. Inflācijas parametri: CMB anizotropija ļauj ierobežot primāro svārstību amplitūdu un spektrālo indeksu (As, ns), kas ir svarīgi inflācijas modeļu novērtēšanai.

8. Pašreizējās un nākotnes misijas

8.1 Zemes un gaisa balonu novērojumi

Pēc WMAP un Planck darbības vairāki ļoti jutīgi zemes un gaisa balonos izvietoti teleskopi turpina precizēt CMB temperatūras un polarizācijas mērījumus:

  • Atakamas kosmoloģijas teleskops (ACT) un Dienvidpola teleskops (SPT): liela apertūras teleskopi, kas paredzēti maza leņķa mēroga CMB anizotropiju un polarizācijas mērīšanai.
  • Eksperimenti, kas veikti ar gaisa baloniem: tādi kā BOOMERanG, Archeops un SPIDER, veicot augstas izšķirtspējas mērījumus tuvajā kosmosā.

8.2 B režīmu meklēšana

Tādi projekti kā BICEP, POLARBEAR un CLASS koncentrējas uz B tipa polarizācijas atklāšanu vai tās ierobežošanu. Ja tiktu apstiprināta primārā B polarizācija virs noteikta līmeņa, tas ļautu tieši pierādīt gravitācijas viļņu, kas radušies inflācijas laikā, eksistenci. Lai gan agrīnie apgalvojumi (piemēram, BICEP2 2014. gadā) vēlāk tika skaidroti ar Piena Ceļa putekļu piesārņojumu, primāro B režīmu “tīrās” atklāšanas meklējumi turpinās.

8.3 Nākamās paaudzes misijas

  • CMB-S4: Plānotais zemes projekts, kurā tiks izmantota liela teleskopu masa, lai īpaši precīzi izmērītu CMB polarizāciju, īpaši maza leņķa mēroga apgabalos.
  • LiteBIRD (plānotā JAXA misija): Satellīts, kas paredzēts liela mēroga CMB polarizācijas izpētei, īpaši meklējot primāros B polarizācijas pēdas.
  • CORE (iesniegta ESA misija, pašlaik neapstiprināta): būtu uzlabojusi Planck polarizācijas mērījumu jutīgumu.

9. Secinājumi

Kosmiskā mikroviļņu fons sniedz unikālu "logu" uz agrīno Visumu, kas atceras tikai dažus simtus tūkstošu gadu pēc Lielā sprādziena. Tā temperatūras, polarizācijas un nelielās anizotropijas mērījumi apstiprināja Lielā sprādziena modeli, pierādīja tumšās matērijas un tumšās enerģijas eksistenci un veidoja precīzu kosmoloģisko ΛCDM karkasu. Turklāt CMB turpina paplašināt fizikas robežas: no primāro gravitācijas viļņu meklējumiem un inflācijas modeļu pārbaudēm līdz iespējamām jaunās fizikas norādēm, kas saistītas ar Hubble spriedzi un citiem jautājumiem.

Nākotnes eksperimenti, palielinot jutību un leņķisko izšķirtspēju, sola vēl bagātāku kosmoloģisko datu "ražu". Neatkarīgi no tā, vai tas būs inflācijas zināšanu precizējums, tumšās enerģijas būtības noteikšana vai jaunas fizikas pēdu atklāšana, CMB paliek viens no spēcīgākajiem un nozīmīgākajiem instrumentiem mūsdienu astrofizikā un kosmoloģijā.

Saites un plašāka lasāmviela

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “Pārmērīgas antenas temperatūras mērījums pie 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Nuoroda]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Kosmiskā mikroviļņu fona spektra mērījums ar COBE FIRAS instrumentu.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Nuoroda]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Struktūra COBE DMR pirmā gada kartēs.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Nuoroda]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Deviņu gadu Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) novērojumi: galīgās kartes un rezultāti.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Nuoroda]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 rezultāti. VI. Kosmoloģiskie parametri.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Big Bang atklāšana. Cambridge University Press. – Vēsturiska un zinātniska CMB atklāšanas un nozīmes perspektīva.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). Agrā Visuma vēsture. Addison-Wesley. – Visaptverošs agrīnās Visuma fizikas un CMB lomas tajā apraksts.
  8. Mukhanov, V. (2005). Fizikālie kosmoloģijas pamati. Cambridge University Press. – Detalizēti aplūko kosmisko inflāciju, CMB anizotropijas un mūsdienu kosmoloģijas teorētiskos pamatus.
Atgriezties emuārā