Kosminės Foninės Mikrobangų Spinduliuotės (KFS) Detali Struktūra

Космічне Фонове Мікрохвильове Випромінювання (КФМВ) Детальна Структура

Температурні анізотропії та поляризація, що розкриває інформацію про ранні флуктуації густини

Слабке Світло з Раннього Всесвіту

Незабаром після Великого вибуху Всесвіт був гарячою, густою плазмою протонів, електронів і фотонів, у якій постійно відбувалися взаємодії. У міру розширення та охолодження Всесвіту, приблизно через 380 тисяч років після Великого вибуху настав час, коли протони та електрони могли об'єднатися в нейтральний водень – це рекомбінація. Через це ймовірність розсіювання фотонів різко зменшилася. Відтоді ці фотони почали вільно поширюватися, утворюючи космічне фонове мікрохвильове випромінювання (КФВ).

Penzias і Вілсон виявили її у 1965 році як майже однорідне випромінювання ~2,7 K, що стало одним із найміцніших підтверджень моделі Великого вибуху. З часом, дедалі чутливіші прилади виявили дуже малі анізотропії (температурні нерівності, що становлять одну частину з 105), а також поляризаційні візерунки. Ці тонкощі позначають ранні флуктуації густини у Всесвіті – зачатки, з яких пізніше утворилися галактики та скупчення. Отже, детальна структура КФВ містить безцінну інформацію про космічну геометрію, темну матерію, темну енергію та фізику первинної плазми.

2. Формування КСП: рекомбінація та відокремлення

2.1 Фотонно-баріонна рідина

Приблизно до 380 тис. років після Великого вибуху (червоний зсув z ≈ 1100) матерія переважно існувала у вигляді плазми вільних електронів, протонів, ядер гелію та фотонів. Фотони сильно взаємодіяли з електронами (розсіяння Томсона). Такий щільний зв’язок фотонів і баріонів призвів до того, що тиск фотонів частково протидіяв гравітаційному стисненню, викликаючи акустичні хвилі (баріонні акустичні коливання).

2.2 Рекомбінація та останнє розсіяння

Коли температура впала до ~3000 K, електрони почали з’єднуватися з протонами, утворюючи нейтральний водень — процес, який називається рекомбінацією. Фотони тоді значно рідше розсіювалися, «від’єдналися» від матерії і вільно поширювалися. Цей момент визначається як поверхня останнього розсіяння (LSS). Фотони, випромінені тоді, зараз реєструються як КСП, але після приблизно 13,8 млрд років космічного розширення їхня частота зсунулася у мікрохвильовий діапазон.

2.3 Спектр чорного тіла

КСП майже ідеального спектра чорного тіла (точно виміряного COBE/FIRAS у 10-му десятилітті), з температурою T ≈ 2,7255 ± 0,0006 K, є важливим індикатором походження Великого вибуху. Дуже незначні відхилення від чистої кривої Планка свідчать, що ранній Всесвіт був надзвичайно термічно збалансованим і після рекомбінації майже не було значних «ін’єкцій» енергії.

3. Температурні анізотропії: карта первинних флуктуацій

3.1 Від COBE до WMAP і Planck: Зростаюча роздільна здатність

  • COBE (1989–1993) виявив анізотропії ΔT/T ∼ 10-5 рівня, підтверджуючи температурні нерівності.
  • WMAP (2001–2009) уточнив вимірювання до ~13 кутових хвилин роздільної здатності і виявив структуру акустичних піків у кутовому спектрі потужності.
  • Planck (2009–2013) досяг ще кращої роздільної здатності (~5 кутових хвилин) і спостережень у кількох частотних каналах, забезпечуючи безпрецедентну якість. Він виміряв анізотропії КСП до високих мультиполів (ℓ > 2000) і надзвичайно точно обмежив космологічні параметри.

3.2 Кутовий спектр потужності та акустичні піки

Кутовий спектр потужності, Cℓ, позначає дисперсію анізотропій як функцію мультиполя ℓ. ℓ пов’язаний із кутовим масштабом θ ∼ 180° / ℓ. Акустичні піки у ньому виникають через раніше згадані акустичні коливання у фотонно-баріонній рідині:

  1. Перший пік (ℓ ≈ 220): Пов’язаний із фундаментальним акустичним режимом. Його кутовий масштаб показує геометрію (кривизну) Всесвіту. Пік біля ℓ ≈ 220 сильно вказує на близькість до площини (Ωtot ≈ 1).
  2. Інші піки: Інформація про кількість баріонів (підвищує непарні піки), густину темної матерії (впливає на фази осциляцій) та швидкість розширення.

Дані Planck, що охоплюють кілька піків до ℓ ∼ 2500, стали «золотим стандартом» для визначення космічних параметрів з точністю до відсотків.

3.3 Майже масштабно інваріантний спектр і спектральний індекс

Інфляція прогнозує майже масштабно інваріантний спектр потужності первинних флуктуацій, зазвичай описуваний скалярним спектральним індексом ns. Спостереження показують ns ≈ 0,965, трохи менше за 1, що відповідає сценарію інфляції з повільним коченням (slow-roll). Це надійно підтримує інфляційну природу цих густинних збурень.

4. Поляризація: E-моди, B-моди та реіонізація

4.1 Розсіяння Томсона і лінійна поляризація

Коли фотони розсіюються на електронах (особливо поблизу рекомбінації), будь-яка квадрупольна неоднорідність поля випромінювання в точці розсіяння створює лінійну поляризацію. Ця поляризація розкладається на E-моди (градієнтні) та B-моди (вихрові). E-моди зазвичай виникають із скалярних (густинних) збурень, а B-моди можуть утворюватися через гравітаційне лінзування E-модів або з первинних тензорних (гравітаційних хвиль) мод, породжених під час інфляції.

4.2 Вимірювання поляризації E-модів

WMAP вперше чітко зафіксував поляризацію E-модів, а Planck покращив ці вимірювання, дозволивши краще оцінити оптичну глибину реіонізації (τ) і уточнити, коли перші зорі та галактики повторно іонізували Всесвіт. E-моди також пов’язані з температурними анізотропіями, що дає змогу точніше визначати параметри та зменшувати невизначеність густини матерії і космічної геометрії.

4.3 Сподівання виявити B-моди

B-моди, створені лінзуванням, вже вдалося виявити (на менших кутових масштабах), і це збігається з теоретичними прогнозами, як крупномасштабна структура викривляє E-моди. Натомість первинні гравітаційні хвилі (з інфляції) B-моди на великих масштабах досі не виявлені. Багато експериментів (BICEP2, Keck Array, SPT, POLARBEAR) надали верхні обмеження на r (співвідношення тензорних і скалярних флуктуацій). Якщо колись будуть виявлені первинні B-моди значного розміру, це буде вагомим доказом інфляційних гравітаційних хвиль (і фізики рівня GUT). Пошуки тривають із майбутніми інструментами (LiteBIRD, CMB-S4).

5. Космологічні параметри з КФС

5.1 Модель ΛCDM

Зазвичай до даних КФС застосовують мінімальну шестипараметричну модель ΛCDM:

  1. Фізична густина баріонів: Ωb h²
  2. Фізична густина холодної темної матерії: Ωc h²
  3. Кутовий розмір звукового горизонту під час рекомбінації: θ* ≈ 100
  4. Оптична глибина реіонізації: τ
  5. Амплітуда скалярних флуктуацій: As
  6. Індекс спектра скалярних коливань: ns

За даними Planck, Ωb h² ≈ 0,0224, Ωc h² ≈ 0,120, ns ≈ 0,965, As ≈ 2,1 × 10-9. Загалом дані КФС чітко вказують на плоску геометрію (Ωtot=1±0,001) і майже масштабно інваріантний спектр потужності, що відповідає теорії інфляції.

5.2 Додаткові обмеження

  • Маса нейтрино: З лінзування КФС вдається дещо обмежити сумарну масу нейтрино (поточна межа ~0,12–0,2 еВ).
  • Ефективна кількість видів нейтрино (Neff): чутлива до кількості радіації. Спостережуване значення Neff ≈ 3,0–3,3.
  • Темна енергія: У зоні високого червоного зсуву (ранній час) КФС переважно відображає домінування матерії та випромінювання, тому прямі обмеження темної енергії вимагають узгодження з даними BAO, наднових або лінзування.

6. Розв’язки проблем горизонту та плоскості

6.1 Проблема горизонту

Якби не було ранньої інфляції, віддалені області КФС (~180° одна від одної) не могли б комунікувати причинним зв’язком, проте вони мають майже однакову температуру (відрізняються на 1 з 100000). Однорідність КФС виявляє проблему горизонту. Під час інфляції раптове експоненціальне розширення її розв’язує, значно збільшуючи область, яка спочатку була в причинному зв’язку, і розширюючи її за межі сучасного горизонту.

6.2 Проблема плоскості

Спостереження КФС показують, що геометрія Всесвіту дуже близька до плоскої (Ωtot ≈ 1). У звичайному неінфляційному Великому вибуху навіть невеликі відхилення від Ω=1 з часом дуже зростали б – Всесвіт став би криволінійно домінованим або розпався б. Інфляція, розширюючи простір (наприклад, у 60 e-разів), ефективно «вирівнює» кривизну, штовхаючи Ω→1. Перший акустичний пік при ℓ ≈ 220 чудово підтверджує цей сценарій близький до плоского.

7. Поточні напруги та невирішені питання

7.1 Константа Хабла

Хоча за моделлю ΛCDM на основі КФС отримується H0 ≈ 67,4 ± 0,5 км/с/Мпк, локальні вимірювання відстаней «сходами» показують більші значення (~73–75). Ця «напруга Хабла» може свідчити про непомічені систематичні похибки або нову фізику поза стандартною ΛCDM (наприклад, рання темна енергія, додаткові релятивістські частинки). Поки що спільного рішення немає, тому дискусії тривають.

7.2 Аномалії на великих масштабах

Деякі аномалії великомасштабних карт КФС, наприклад, «холодна пляма» (cold spot), низький квадруполь або невеликий дипольний розподіл, можуть бути випадковими статистичними відхиленнями або тонкими ознаками космічної топології та нової фізики. Дані Планка не дають чітких доказів великих аномалій, але ця сфера досі вивчається.

7.3 Відсутні B-моди від інфляції

За відсутності великомасштабного виявлення B-модів ми маємо лише верхні межі амплітуд інфляційних гравітаційних хвиль, які обмежують масштаб енергії інфляції. Якщо слід B-модів не буде виявлено значно нижче за нинішні межі, деякі великомасштабні моделі інфляції стануть малоймовірними, можливо, вказуючи на нижчу енергію або альтернативну фізику інфляції.

8. Майбутні проєкти КФС

8.1 Наземні експерименти: CMB-S4, Simons Observatory

CMB-S4 – це наступне покоління наземного експерименту (планується на 3–4-те десятиліття цього століття), мета якого – надійно виявити або суворо обмежити первинні B-моди. Simons Observatory (у Чилі) фіксуватиме температуру та поляризацію на різних частотах, дозволяючи точно відокремити завадні сигнали переднього плану.

8.2 Супутникові проєкти: LiteBIRD

LiteBIRD (Японське JAXA) – запропонована космічна місія, призначена для вимірювань поляризації великого масштабу, здатна визначити (або обмежити) співвідношення тензор/скаляр r до ~10-3. Якщо це вдасться, то або буде виявлено інфляційні гравітаційні хвилі, або суттєво обмежено інфляційні моделі, що передбачають більші значення r.

8.3 Взаємодія з іншими методами вимірювання

Спільний аналіз лінзування КФС, розподілу мас галактик, BAO, наднових та 21 см даних дозволить точніше оцінити історію космічного розширення, маси нейтрино, перевірити закони гравітації і, можливо, виявити нові явища. Ця взаємодія гарантує, що КФС залишиться базовим набором даних, але не єдиним у відповіді на ключові питання про структуру та еволюцію Всесвіту.

9. Висновок

Космічне фонове мікрохвильове випромінювання – це одна з найчудовіших «копалин» раннього Всесвіту. Її температурні анізотропії, що сягають десятків µK, зберігають відбитки первинних флуктуацій густини – які згодом виросли у галактики та скупчення. Водночас дані поляризації ще точніше показують особливості реіонізації, акустичні піки та відкривають можливості спостерігати первинні гравітаційні хвилі від інфляції.

Від COBE, WMAP до Planck спостережень наша роздільна здатність і чутливість значно зросли, кульмінуючи у точно відшліфованій моделі ΛCDM. Проте залишаються невизначеності – наприклад, напруга Габла чи поки що не виявлені інфляційні B-моди – які вказують на можливі глибші відповіді або нову фізику. Майбутні експерименти та новітні поєднання даних із великими оглядами структури обіцяють нові відкриття – можливо, підтверджуючи детальну мозаїку інфляції або розкриваючи несподівані повороти. Через КФС детальну структуру ми бачимо найперші миті космічної еволюції – від квантових флуктуацій на енергіях Планка до величних галактик і скупчень, спостережуваних через мільярди років.

Література та додаткове читання

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). «Вимірювання надлишкової температури антени на 4080 Мс/с.» The Astrophysical Journal, 142, 419–421.
  2. Smoot, G. F., et al. (1992). «Структура на перших річних картах диференціального мікрохвильового радіометра COBE.» The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
  3. Bennett, C. L., et al. (2013). «Дев’ятирічні спостереження Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): фінальні карти та результати.» The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20.
  4. Колаборація Planck (2018). “Результати Planck 2018. VI. Космологічні параметри.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  5. Kamionkowski, M., & Kovetz, E. D. (2016). «Пошук B-мод від інфляційних гравітаційних хвиль.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, 227–269.
Повернутися до блогу