Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Космічне фонове мікрохвильове випромінювання (КФМС)

Залишкове випромінювання з того часу, коли Всесвіт став прозорим приблизно за 380 тис. років після Великого вибуху

Космічний мікрохвильовий фон (CMB) часто описують як найдавніше світло, яке ми можемо спостерігати у Всесвіті – слабке, майже рівномірне світіння, що пронизує весь простір. Воно утворилося під час доленосної епохи приблизно за 380 тис. років після Великого вибуху, коли первинна плазма електронів і протонів об'єдналася в нейтральні атоми. До того часу фотони часто розсіювалися на вільних електронах, тому Всесвіт був непрозорим. Коли утворилася достатня кількість нейтральних атомів, розсіювання стало рідшим, і фотони змогли вільно поширюватися – цей момент називають рекомбінацією. Відтоді ці фотони подорожують космосом, поступово охолоджуючись і подовжуючи свою довжину хвилі в міру розширення Всесвіту.

Сьогодні ці фотони виявляються як мікрохвильове випромінювання, майже ідеально відповідне спектру випромінювання чорного тіла і мають температуру близько 2,725 K. Дослідження CMB спричинили революцію в космології, відкривши уявлення про склад, геометрію та еволюцію Всесвіту – від ранніх флуктуацій густини, що призвели до формування галактик, до точних оцінок фундаментальних космологічних параметрів.

У цій статті ми розглянемо:

  1. Історичне відкриття
  2. Всесвіт до рекомбінації та під час неї
  3. Основні властивості CMB
  4. Анізотропії та спектр потужності
  5. Основні експерименти CMB
  6. Космологічні обмеження з CMB
  7. Поточні та майбутні місії
  8. Висновки

2. Історичне відкриття

2.1 Теоретичні передумови

Ідея, що ранній Всесвіт був гарячим і густим, сягає робіт Джорджа Гамова, Ральфа Алфера і Роберта Германа 1940-х років. Вони зрозуміли, що якщо Всесвіт почався з «гарячого Великого вибуху», первинне випромінювання того часу має зберегтися, але охолонути і розтягнутися до мікрохвильового діапазону. Вони прогнозували спектр чорного тіла з температурою в кілька кельвінів, проте ця ідея довго не отримувала великої експериментальної уваги.

2.2 Відкриття спостережень

1964–1965 рр. Арно Пензіас і Роберт Вілсон з Bell Labs досліджували джерела шуму в надчутливому приймачі радіоантени у формі рогу. Вони виявили постійний фоновий шум, який був ізотропним (однаковим у всіх напрямках) і не зникав, незважаючи на всі спроби калібрування. Водночас група Принстонського університету (під керівництвом Роберта Діка і Джима Піблза) готувалася шукати «залишкове випромінювання» з раннього Всесвіту, що було теоретичною передумовою. Коли обидві групи почали спілкуватися, з’ясувалося, що Пензіас і Вілсон відкрили CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Це відкриття принесло їм Нобелівську премію з фізики у 1978 році і закріпило модель Великого вибуху як домінуючу теорію космічного походження.

3. Всесвіт до рекомбінації та під час неї

3.1 Первинна плазма

Перші кілька сотень тисяч років після Великого вибуху Всесвіт був заповнений гарячою плазмою протонів, електронів, фотонів і (у меншій мірі) ядер гелію. Фотони постійно розсіювалися на вільних електронах (розсіювання Томсона), тому Всесвіт був ефективно непрозорим, подібно до того, як світло важко проходить через плазму Сонця.

3.2 Рекомбінація

Коли Всесвіт розширювався, він охолоджувався. Приблизно через 380 тис. років після Великого вибуху температура впала до близько 3 тис. К. При такому рівні енергії електрони могли з'єднуватися з протонами, утворюючи нейтральний водень – цей процес називаємо рекомбінацією. Коли вільні електрони «зв’язалися» в нейтральні атоми, розсіювання фотонів різко зменшилося, і Всесвіт став прозорим для випромінювання. Фотони CMB, які ми спостерігаємо сьогодні, є тими ж фотонами, випроміненими в той момент, але які понад 13 мільярдів років подорожують і «розтягнуті» червоним зсувом.

3.3 Поверхня останнього розсіювання

Епоху, коли фотони востаннє значно розсіювалися, називають поверхнею останнього розсіювання. Насправді рекомбінація не була миттєвим процесом; знадобився певний час (і інтервал червоного зсуву), щоб більшість електронів з’єдналися з протонами. Проте з практичних міркувань цей процес можна приблизно розглядати як досить тонку «часову оболонку» – область походження CMB.

4. Основні властивості CMB

4.1 Спектр чорного тіла

Одним із вражаючих результатів спостереження CMB є те, що його випромінювання майже ідеально відповідає спектру чорного тіла з температурою приблизно 2,72548 K (точно виміряно приладом COBE-FIRAS [2]). Це найточніше виміряний спектр чорного тіла. Майже ідеальна природа чорного тіла сильно підтримує модель Великого вибуху: надзвичайно термічно збалансований ранній Всесвіт, який охолоджується адіабатично під час розширення.

4.2 Ізотропія та однорідність

Ранні спостереження показали, що CMB майже ізотропний (тобто однакової інтенсивності у всіх напрямках) навіть до 1 частки з 105. Такий майже рівномірний розподіл означає, що Всесвіт під час рекомбінації був дуже однорідним і в термічній рівновазі. Проте незначні відхилення від ізотропії – так звані анізотропії – є суттєвими, оскільки вони відображають ранні зачатки формування структури.

5. Анізотропії та спектр потужності

5.1 Флуктуації температури

1992 р. COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) експеримент виявив незначні флуктуації температури CMB – приблизно на рівні 10−5. Ці флуктуації зображуються на «температурній карті» неба, показуючи слабкі «гарячі» та «холодні» точки, що відповідають дещо густішим або рідшим ділянкам у ранньому Всесвіті.

5.2 Акустичні коливання

До рекомбінації фотони та баріони (протони, нейтрони) були тісно пов’язані, утворюючи фотонно-баріонну рідину. У цій рідині поширювалися хвилі густини (акустичні коливання), що виникали через гравітацію, яка притягувала матерію всередину, та тиск випромінювання, що штовхав назовні. Коли Всесвіт став прозорим, ці коливання «зафіксувалися», залишивши характерні сліди у спектрі потужності CMB – показуючи, як флуктуації температури залежать від кутового масштабу. Важливі особливості:

  • Перший акустичний пік: пов’язаний із найбільшим масштабом, який встиг здійснити півперіод коливання до рекомбінації; дозволяє оцінити геометрію Всесвіту.
  • Інші піки: надають інформацію про густину баріонів, густину темної матерії та інші космологічні параметри.
  • Хвіст загасання: на дуже малих кутових масштабах флуктуації загасають через дифузію фотонів (загасання Сілка).

5.3 Поляризація

Окрім температурних флуктуацій, CMB частково поляризований через розсіяння Томсона в умовах анізотропного поля випромінювання. Визначають два основні режими поляризації:

  • Поляризація типу E (E-mode): утворюється через скалярні флуктуації густини; вперше виявлена в експерименті DASI у 2002 р. і точно виміряна за даними WMAP та Planck.
  • Поляризація типу B (B-mode): може виникати від первинних гравітаційних хвиль (наприклад, утворених під час інфляції) або через лінзування поляризації типу E. Первинний сигнал поляризації типу B був би прямим слідом інфляції. Хоча B-режими гравітаційного лінзування вже виявлені (наприклад, у співпраці POLARBEAR, SPT і Planck), пошук первинних B-режимів триває.

6. Основні експерименти CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Випущений у 1989 р. NASA.
  • Прилад FIRAS надзвичайно точно підтвердив спектр чорного тіла CMB.
  • Прилад DMR вперше виявив анізотропії температури великого масштабу.
  • Надійно посилив теорію Великого вибуху, усунувши суттєві сумніви.
  • Дослідники Джон Мазер і Джордж Смуут за роботу з COBE у 2006 р. отримали Нобелівську премію з фізики.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Запущений у 2001 р. NASA.
  • Надав детальні карти температури CMB (а пізніше й поляризації) у всьому небі з кутовою роздільною здатністю близько 13 кутових хвилин.
  • Точно уточнив найважливіші космологічні параметри, такі як вік Всесвіту, стала Габла, густина темної матерії та частка темної енергії.

6.3 Planck (ESA місія)

  • Працював з 2009 до 2013 р.
  • Мав кращу кутову роздільну здатність (~5 кутових хвилин) і чутливість у вимірюваннях температури порівняно з WMAP.
  • Виміряв анізотропії температури та поляризації всього неба на кількох частотах (30–857 GHz).
  • Склали найдетальніші на сьогодні карти CMB, ще більше уточнили космологічні параметри та міцно підтвердили модель ΛCDM.

7. Космологічні обмеження з CMB

Завдяки зусиллям цих та інших місій CMB стала одним із наріжних каменів для визначення космологічних параметрів:

  1. Геометрія Всесвіту: положення перших акустичних піків свідчить про те, що Всесвіт майже просторово плоский (Ωtotal ≈ 1).
  2. Темна матерія: відносні висоти акустичних піків дозволяють визначити густину темної матерії (Ωc) і баріонної матерії (Ωb).
  3. Темна енергія: поєднання даних CMB з іншими спостереженнями (наприклад, відстанями до наднових або баріонними акустичними коливаннями) дозволяє визначити частку темної енергії (ΩΛ) у Всесвіті.
  4. Постійна Габла (H0): кутовий масштаб акустичних піків дозволяє непрямо визначити H0. Поточні дані CMB (з Planck) показують H0 ≈ 67,4 ± 0,5 км с−1 Мпк−1, але цей результат суперечить локальним вимірюванням («сходи відстаней»), які показують близько 73. Цю невідповідність, відому як напруга Габла, намагаються розв’язати сучасні космологічні дослідження.
  5. Параметри інфляції: анізотропії CMB дозволяють обмежити амплітуду та спектральний індекс первинних флуктуацій (As, ns), що важливо для оцінки моделей інфляції.

8. Поточні та майбутні місії

8.1 Наземні та повітряні спостереження

Після роботи WMAP і Planck кілька надчутливих наземних і повітряних телескопів продовжують уточнювати вимірювання температури та поляризації CMB:

  • Атакський космологічний телескоп (ACT) і Телескоп Південного полюса (SPT): телескопи з великою апертурою, призначені для вимірювання малокутових анізотропій і поляризації CMB.
  • Експерименти на повітряних кулях: такі як BOOMERanG, Archeops і SPIDER, що проводять високоякісні вимірювання на висоті близько космосу.

8.2 Пошук B-режимів

Такі проєкти, як BICEP, POLARBEAR і CLASS, орієнтовані на виявлення або обмеження B-поляризації. Якщо буде підтверджено первинну B-поляризацію вище певного рівня, це дозволить безпосередньо довести існування гравітаційних хвиль, що виникли під час інфляції. Хоча ранні заяви (наприклад, BICEP2 2014 року) пізніше були пояснені забрудненням пилом Галактики, пошуки «чистого» відкриття первинних B-режимів тривають.

8.3 Місії наступного покоління

  • CMB-S4: планований наземний проєкт із використанням великої кількості телескопів для надточного вимірювання поляризації CMB, особливо в областях з малим кутовим масштабом.
  • LiteBIRD (планована місія JAXA): супутник, призначений для дослідження великомасштабної поляризації CMB, особливо в пошуках первинних слідів B-поляризації.
  • CORE (запропонована місія ESA, наразі не підтверджена): покращила б чутливість вимірювань поляризації Planck.

9. Висновки

Космічний мікрохвильовий фон надає унікальне «вікно» у ранню Всесвіт, що пам’ятає лише кілька сотень тисяч років після Великого вибуху. Вимірювання його температури, поляризації та слабких анізотропій підтвердили модель Великого вибуху, існування темної матерії та темної енергії, а також сформували точний космологічний каркас ΛCDM. Крім того, CMB продовжує розширювати межі фізики: від пошуку первинних гравітаційних хвиль і перевірки моделей інфляції до можливих натяків на нову фізику, пов’язану з напругою Хаббла та іншими питаннями.

Зі збільшенням чутливості та кутового розділення майбутніх експериментів очікується ще багатший «врожай» космологічних даних. Незалежно від того, чи це буде уточнення знань про інфляцію, визначення природи темної енергії чи виявлення слідів нової фізики, CMB залишається одним із найпотужніших і найважливіших інструментів у сучасній астрофізиці та космології.

Посилання та додаткове читання

  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). Пошуки Великого вибуху. Cambridge University Press. – Історична та наукова перспектива відкриття CMB і його значення.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). Рання Всесвіт. Addison-Wesley. – Вичерпний опис фізики ранньої Всесвіту та ролі CMB у ній.
  8. Mukhanov, V. (2005). Фізичні основи космології. Cambridge University Press. – Детально розглядає космічну інфляцію, анізотропії CMB та теоретичні основи сучасної космології.
Повернутися до блогу