Kosminė mikrobangų foninė spinduliuotė (CMB)

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 raksturots kā senākā gaisma, ko varam novērot Visumā - vājš, gandrīz vienmērīgs mirdzums, kas caurstrāvo visu telpu. Tas izveidojās izšķirošā laikmetā aptuveni 380 tūkstošus gadu pēc Lielā sprādziena, kad sākotnējā elektronu un protonu plazma savienojās neitrālos atomos. Līdz tam fotoni bieži izkliedējās uz brīvajiem elektroniem, tāpēc Visums bija necaurredzams. Kad izveidojās pietiekams daudzums neitrālo atomu, izkliede kļuva retāka un fotoni varēja brīvi izplatīties - šo brīdi sauc par rekombināciju. Kopš tā laika šie fotoni ceļo kosmosā, Visumam izplešoties pakāpeniski atdziestot un palielinoties to viļņa garumam.

Šodien šie fotoni tiek uztverti kā mikroviļņu starojums, kas gandrīz ideāli atbilst melnā ķermeņa starojuma spektram un kura temperatūra ir aptuveni 2,725 K. CMB pētījumi izraisīja revolūciju kosmoloģijā, atklājot ieskatu Visuma sastāvā, ģeometrijā un attīstībā - no agrīnajiem blīvuma traucējumiem, kas noveda pie galaktiku veidošanās, līdz precīziem fundamentālo kosmoloģisko parametru novērtējumiem.

Šajā rakstā aplūkosim:

  1. Vēsturisko atklājumu
  2. Visumu pirms rekombinācijas un tās laikā
  3. Galvenās CMB īpašības
  4. Anizotropijas un jaudas spektru
  5. Galvenos CMB eksperimentus
  6. Kosmoloģiskos ierobežojumus no CMB
  7. Pašreizējās un nākamās misijas
  8. Secinājumus

2. Vēsturiskais atklājums

2.1. Teorētiskie pieņēmumi

Ideja, ka agrīnais Visums bija karsts un blīvs, aizsākās ar Džordža Gamova, Ralfa Alfēra un Roberta Hermana darbiem 20. gadsimta 40. gados. Viņi saprata, ka, ja Visums sākās ar „karsto Lielo sprādzienu”, tajā laikā izstarotajam sākotnējam starojumam būtu jāsaglabājas, taču tam būtu jāatdziest un jāizstiepjas līdz mikroviļņu diapazonam. Viņi prognozēja melnā ķermeņa spektru, kura temperatūra būtu vairāki kelvini, tomēr šī ideja ilgu laiku neguva lielu eksperimentālo uzmanību.

2.2. Novērojumu atklāšana

1964.–1965. gadā Arno Penzias un Roberts Vilsons no Bell Labs pētīja trokšņa avotus īpaši jutīgā, raga formas radioantenas uztvērējā. Viņi atklāja pastāvīgu fona troksni, kas bija izotrops (vienāds visos virzienos) un nemazinājās, neraugoties uz visiem kalibrēšanas mēģinājumiem. Tajā pašā laikā Prinstonas Universitātes grupa (kuru vadīja Roberts Dike un Džims Pīblss) gatavojās meklēt agrīnā Visuma „atlikušo starojumu”, kas bija teorētisks pieņēmums. Kad abas grupas sāka sazināties, kļuva skaidrs, ka Penzias un Vilsons bija atklājuši CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Šis atklājums 1978. gadā viņiem atnesa Nobela prēmiju fizikā un nostiprināja Lielā sprādziena modeli kā dominējošo kosmisko pirmsākumu teoriju.

3. Visums pirms rekombinācijas un tās laikā

3.1. Sākotnējā plazma

Pirmuosius kelis šimtus tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo Visata buvo užpildyta karšta protonų, elektronų, fotonų ir (kiek mažesniu mastu) helio branduolių plazma. Fotonai nuolat sklaidėsi nuo laisvųjų elektronų (Tomsono sklaida), todėl Visata buvo efektyviai neperregima, panašiai kaip šviesa sunkiai prasiskverbia per Saulės plazmą.

3.2 Rekombinacija

Visatai plečiantis, ji vėso. Apie 380 tūkst. metų po Didžiojo sprogimo temperatūra nukrito iki maždaug 3 tūkst. K. Esant tokiam energijos lygiui, elektronai galėjo jungtis su protonais sudarydami neutralų vandenilį – šį procesą vadiname rekombinacija. Laisviesiems elektronams „susirišus“ į neutralius atomus, fotonų sklaida smarkiai sumažėjo, ir Visata tapo skaidri spinduliuotei. CMB fotonai, kuriuos šiandien stebime, yra tie patys fotonai, išspinduliuoti tuo momentu, tik daugiau nei 13 milijardų metų keliaujantys ir „ištempti“ raudonojo poslinkio.

3.3 Paskutinės sklaidos paviršius

Epochą, kai fotonai paskutinį kartą reikšmingai sklaidėsi, vadiname paskutinės sklaides paviršiumi. Iš tiesų rekombinacija nebuvo momentinis įvykis; prireikė tam tikro laiko (ir raudonojo poslinkio intervalo), kol dauguma elektronų susijungė su protonais. Tačiau praktiniais sumetimais šį procesą galime apytikriai traktuoti kaip gana ploną „laiko lukštą“ – CMB kilmės sritį.

4. Pagrindinės CMB savybės

4.1 Juodosios kūno spektras

Vienas iš stulbinančių CMB stebėjimo rezultatų yra tai, kad jo spinduliuotė beveik idealiai atitinka juodosios kūno spektrą, kurio temperatūra maždaug 2,72548 K (tiksliai išmatuota COBE-FIRAS prietaisu [2]). Tai tiksliausiai išmatuotas juodosios kūno spektras. Beveik tobulā juodosios kūno prigimtis stipriai pagrindžia Didžiojo sprogimo modelį: itin termiškai subalansuota ankstyvoji Visata, kuri plečiantis vėso adiabatiškai.

4.2 Izotropija ir homogeniškumas

Ankstyvi stebėjimai parodė, kad CMB yra beveik izotropisks (t. y. vienodo intensyvumo visomis kryptimis) net iki 1 dalies iš 105. Toks beveik tolygus pasiskirstymas reiškia, kad Visata rekombinacijos metu buvo labai homogeniška ir terminėje pusiausvyroje. Visgi nedideli nuokrypiai nuo izotropijos – vadinamosios anizotropijos – yra esminiai, nes jie atspindi ankstyvuosius struktūros formavimosi užuomazgas.

5. Anizotropijos ir galios spektras

5.1 Temperatūros fluktuacijos

1992 m. COBE-DMR (diferencinis mikrobangų radiometras) eksperimentas aptiko nedideles CMB temperatūros fluktuacijas – apie 10−5 lygmeniu. Šios fluktuacijos pavaizduojamos „temperatūros žemėlapyje“ danguje, rodant menkus „karštus“ ir „šaltus“ taškus, atitinkančius kiek tankesnes ar retesnes sritis ankstyvojoje Visatoje.

5.2 Akustinės osciliacijos

Iki rekombinacijos fotonai ir barionai (protonai, neutronai) buvo stipriai susiję, sudarydami fotonų ir barionų skystį. Šiame skystyje sklindančios tankio bangos (akustinės osciliacijos) atsirado dėl gravitacijos, traukiančios medžiagą į vidų, ir spinduliuotės slėgio, stumiančio ją į išorę. Kai Visata tapo skaidri, šios osciliacijos „užsifiksavo“, palikdamos būdingus pėdsakus CMB galios spektre – mate, kaip temperatūros fluktuacijos priklauso nuo kampinio mastelio. Svarbios ypatybės:

  • Pirmoji akustinė viršūnė: susijusi su didžiausiu masteliu, kuris iki rekombinacijos spėjo atlikti pusės periodo osciliaciją; leidžia įvertinti Visatos geometriją.
  • Kitos viršūnės: suteikia informacijos apie barionų tankį, tamsiosios medžiagos tankį ir kitus kosmologinius parametrus.
  • Slopinimo uodega: labai mažuose kampiniuose masteliuose fluktuacijos slopinamos dėl fotonų difuzijos (Silko slopinimas).

5.3 Poliarizacija

Be temperatūros fluktuacijų, CMB yra iš dalies poliarizuotas dėl Tomsono sklaidos esant anizotropiniam spinduliuotės laukui. Skiriami du pagrindiniai poliarizacijos režimai:

  • E tipo (E-mode) poliarizacija: susidaro dėl skaliarinių tankio sutrikimų; pirmą kartą aptikta DASI eksperimento 2002 m. ir tiksliai išmatuota WMAP bei Planck duomenimis.
  • B tipo (B-mode) poliarizacija: gali kilti iš pirminių gravitacinių bangų (pavyzdžiui, atsiradusių infliacijos metu) arba dėl E tipo poliarizacijos lęšiavimo. Pirminės B tipo poliarizacijos signalas būtų tiesioginis infliacijos pėdsakas. Nors gravitacinio lęšiavimo kilmės B režimai jau aptikti (pavyzdžiui, POLARBEAR, SPT ir Planck bendradarbiavimuose), pirminių B režimų paieška tebevyksta.

6. Pagrindiniai CMB eksperimentai

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • NASA paleido 1989 m.
  • FIRAS prietaisas itin tiksliai patvirtino CMB juodojo kūno spektro pobūdį.
  • DMR prietaisas pirmasis aptiko didelio masto temperatūros anizotropijas.
  • Tvirtai sustiprino Didžiojo sprogimo teoriją, pašalindas esmines abejones.
  • Tyrėjai Johnas Matheris ir George’as Smootas už darbą su COBE 2006 m. pelnė Nobelio fizikos premiją.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • NASA paleido 2001 m.
  • Pateikti išsamūs viso dangaus CMB temperatūros, o vėliau ir poliarizacijos, žemėlapiai, kurių kampinė skyra siekė ~13 lanko minučių.
  • Tiksliai patikslinti svarbiausi kosmologiniai parametrai, pavyzdžiui, Visatos amžius, Hablo konstanta, tamsiosios medžiagos tankis ir tamsiosios energijos dalis.

6.3 Planck (ESA misija)

  • Veikė nuo 2009 iki 2013 m.
  • Pasižymėjo geresne kampine skyra (~5 lanko minutės) ir didesniu temperatūros matavimų jautrumu, palyginti su WMAP.
  • Išmatuotos viso dangaus temperatūros ir poliarizacijos anizotropijos keliais dažniais (30–857 GHz).
  • Sudaryti iki šiol detaliausi CMB žemėlapiai, dar tiksliau nustatyti kosmologiniai parametrai ir tvirtai patvirtintas ΛCDM modelis.

7. Kosmologiniai apribojimai iš CMB

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

  1. Visuma ģeometrija: Pirmās akustiskās virsotnes novietojums rāda, ka Visums ir gandrīz telpiski plakans (Ωtotal ≈ 1).
  2. Tumšā matērija: Akustisko virsotņu relatīvie augstumi ļauj noteikt tumšās matērijas (Ωc) un barioniskās matērijas (Ωb) blīvumu.
  3. Tumšā enerģija: Apvienojot CMB datus ar citiem novērojumiem (piemēram, supernovu attālumiem vai barioniskajām akustiskajām svārstībām), var noteikt tumšās enerģijas daļu (ΩΛ) Visumā.
  4. Habl'a konstante (H0): Akustisko virsotņu leņķiskais mērogs ļauj netieši noteikt H0. Pašreizējie CMB dati (no Planck) rāda H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, taču šis rezultāts nesaskan ar vietējiem mērījumiem (“attālumu kāpnēm”), kas rāda ~73. Šo neatbilstību, ko sauc par Habl'a spriedzi, mēģina atrisināt pašreizējie kosmoloģijas pētījumi.
  5. Inflācijas parametri: CMB anizotropijas ļauj ierobežot pirmatnējo fluktuāciju amplitūdu un spektrālo indeksu (As, ns), kas ir svarīgi inflācijas modeļu izvērtēšanai.

8. Pašreizējās un nākotnes misijas

8.1 Uz zemes izvietoti un ar baloniem pacelti novērojumi

Pēc WMAP un Planck darbības vairāki īpaši augstas jutības uz zemes izvietoti un ar baloniem pacelti teleskopi turpina precizēt CMB temperatūras un polarizācijas mērījumus:

  • Atakamas kosmoloģijas teleskops (ACT) un Dienvidpola teleskops (SPT): lielas apertūras teleskopi, kas paredzēti maza leņķiskā mēroga CMB anizotropiju un polarizācijas mērīšanai.
  • Ar baloniem pacelti eksperimenti: piemēram, BOOMERanG, Archeops un SPIDER, kas veic augstas izšķirtspējas mērījumus tuva kosmosa augstumā.

8.2 B režīmu meklējumi

Tādi projekti kā BICEP, POLARBEAR un CLASS ir vērsti uz B tipa polarizācijas noteikšanu vai tās ierobežošanu. Ja pirmatnējā B polarizācija tiktu apstiprināta virs noteikta līmeņa, tas ļautu tieši pierādīt inflācijas laikā radušos gravitācijas viļņu eksistenci. Lai gan agrīnie apgalvojumi (piemēram, BICEP2 2014. gadā) vēlāk tika izskaidroti ar Galaktikas putekļu piesārņojumu, pirmatnējo B režīmu “tīras” atklāšanas meklējumi turpinās.

8.3 Nākamās paaudzes misijas

  • CMB-S4: plānots uz zemes izvietots projekts, kurā tiks izmantots liels teleskopu masīvs, lai īpaši precīzi izmērītu CMB polarizāciju, jo īpaši mazu leņķisko mērogu apgabalos.
  • LiteBIRD (plānota JAXA misija): satelīts, kas paredzēts liela mēroga CMB polarizācijas pētīšanai, īpaši meklējot pirmatnējās B polarizācijas pēdas.
  • CORE (ierosināta ESA misija, pašlaik neapstiprināta): būtu uzlabojusi Planck polarizācijas mērījumu jutību.

9. Secinājumi

Kosmiskais mikroviļņu fons sniedz unikālu “logu” uz agrīno Visumu, kas pastāvēja tikai dažus simtus tūkstošu gadu pēc Lielā sprādziena. Tā temperatūras, polarizācijas un niecīgo anizotropiju mērījumi apstiprināja Lielā sprādziena modeli, tumšās matērijas un tumšās enerģijas eksistenci, kā arī izveidoja precīzu kosmoloģisko ΛCDM ietvaru. Turklāt CMB turpina paplašināt fizikas robežas: no pirmatnējo gravitācijas viļņu meklējumiem un inflācijas modeļu pārbaudes līdz iespējamām jaunas fizikas norādēm, kas saistītas ar Habla spriedzi un citiem jautājumiem.

Nākotnes eksperimentos, palielinot jutību un leņķisko izšķirtspēju, mūs sagaida vēl bagātīgāka kosmoloģisko datu raža. Neatkarīgi no tā, vai tā būs inflācijas zināšanu precizēšana, tumšās enerģijas būtības noskaidrošana vai jaunas fizikas pēdu atklāšana, CMB joprojām ir viens no spēcīgākajiem un nozīmīgākajiem instrumentiem mūsdienu astrofizikā un kosmoloģijā.

Saites un plašāka lasāmviela

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Saite]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Measurement of the Cosmic Microwave Background Spectrum by the COBE FIRAS Instrument.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Saite]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Saite]
  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. [Saite]
  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). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – Vēsturisks un zinātnisks skatījums uz CMB atklāšanu un nozīmi.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – Visaptverošs agrīnā Visuma fizikas un CMB nozīmes tajā apraksts.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – Detalizēti aplūko kosmisko inflāciju, CMB anizotropijas un mūsdienu kosmoloģijas teorētiskos pamatus.
Grįžti į tinklaraštį