Книга: Почему небо темное. Как устроена Вселенная

2.4. Реликтовое излучение

<<< Назад
Вперед >>>

2.4. Реликтовое излучение

Время настало. Эксперимент должен начаться. Наклонившись вперед, он устремил взгляд во тьму и произнес:

— Да будет свет.

И стал свет.

Эрик Френк Рассел

Существование и свойства так называемого реликтового излучения (в англоязычной литературе принято название «космическое микроволновое фоновое излучение» или просто CMBR) — краеугольный камень современной космологии. Именно открытие этого излучения в середине 1960-х годов привело к всеобщему признанию теории Большого взрыва. Предсказание реликтового излучения связано с именем русского, а впоследствии американского, физика Георгия Гамова — свою научную карьеру он начал в России, а затем в 1934 году навсегда перебрался в США (рис. 28). Однако у этого открытия была и предыстория.


Рис. 28. Георгий Антонович Гамов (1904–1968)

В мае 1931 Жорж Леметр опубликовал небольшую заметку, в которой он попытался впервые рассмотреть самые ранние стадии образования Вселенной с точки зрения физики. Он предположил, что Вселенная родилась при взрыве, понимаемом, по-видимому, буквально, сверхплотного «первичного атома» (при этом сразу вспоминается «Первичная Частица» Эдгара По). Этот первичный атом представляет по Леметру гигантское, размером в несколько астрономических единиц, атомное ядро с огромным атомным номером и массой, равной массе Вселенной. Атом неустойчив, и за счет «сверхрадиоактивности» он начал распадаться «на все меньшие и меньшие атомы». Леметр предположил, что остатки этого первичного радиоактивного взрыва наблюдаются до сих пор в виде так называемых космических лучей — потоков частиц высокой энергии, приходящих со всех направлений из космического пространства. Эти идеи Леметра не привлекли особого внимания и не получили развития. Сама концепция расширяющейся Вселенной в те годы еще только складывалось, а уж наблюдаемый в настоящее время некий «реликт» ранних стадий ее эволюции казался полной фантастикой.

Еще один классик космологии — Ричард Толмен — в 1930-х годах ввел идею термодинамической истории расширяющейся Вселенной и рассмотрел поведение излучения при расширении. Он показал, что, если во Вселенной есть излучение со спектром, соответствующим спектру излучения абсолютно черного тела, то такое излучение в ходе расширения будет остывать, сохраняя свой черно-тельный характер.

В 1940-х годах к космологии обратился Георгий Гамов. Его интерес к расширяющейся Вселенной был не случаен — в 1920-х годах он слушал лекции А. А. Фридмана в Ленинградском университете и еще в те годы планировал заняться релятивистской космологией. Гамов был очень необычным человеком и еще более необычным ученым. О нем написано много воспоминаний и книг, в его честь продолжают собираться конференции, как в России, так и за рубежом. Лучше всего, наверное, о нем скажут приводимые ниже высказывания его коллег и учеников.

Станислав Улам, знаменитый американский математик польского происхождения, писал: «Воистину „трехмерный“ человек, он источал энергию, был полон жизни… любил анекдоты и коварные шутки, которым мог отдаваться, не зная меры…

Банах как-то сказал мне: „Хорошие математики видят аналогии между теоремами или теориями, а лучшие математики видят аналогии между аналогиями“. У Гамова эта способность усматривать аналогии между моделями, описывающими физические теории, проявлялась с поразительным размахом. Было удивительно наблюдать, как при тех невиданно сложных и крайне труднопостигаемых уровнях, на которых применялась нами математика, он мог заходить так далеко в использовании интуитивных образов и аналогий, черпая их из исторических и даже художественных сопоставлений».

Эдвард Теллер, «отец американской водородной бомбы», вспоминал, что идеи Гамова были фантастичными. Иногда правильными, чаще неправильными, но всегда интересными. Он также написал, что, когда он думает о Гамове, он думает о простых, красивых и ведущих к цели физических идеях.

Вера Рубин, одна из пионеров исследования скрытой массы в галактиках, в начале 1950-х годов была аспиранткой Гамова. Она отмечала, что Гамов был далеко впереди астрономического общественного мнения, как, впрочем, и доступных астрономических данных. По ее мнению величайшее значение Гамова состояло в том, что он задавал пророческие, далеко идущие вопросы.

Роберт Херман (вскоре он появится на этих страницах) писал, что Гамов был одним из величайших физиков XX столетия, чей интуитивный гений часто превышал чисто технические способности развивать собственные идеи. По мнению Хермана, к сожалению, Гамов так и не получил при жизни то формальное признание, которое он заслуживал за многие выдающиеся, созидательные достижения.

Одним из таких достижений явилось создание теории горячего начала Вселенной. Для Гамова казалось очевидным, что Вселенная родилась из горячего и сверхкомпактного состояния. (Гамов считал, что эта идея принадлежит Фридману, однако сам Фридман в своих публикациях о температуре Вселенной нигде не упоминал.) Гамов предположил[16], что в ранней Вселенной в условиях гигантских плотностей и температур произошел синтез всех химических элементов. Он также понял, что ядерные реакции в ранней Вселенной протекали в сильно неравновесных условиях, причем в течение очень короткого времени, так как Вселенная стремительно расширялась и ее плотность и температура также стремительно падали. По сути, идея Гамова была почти правильной — космическая распространенность двух самых главных элементов — водорода и гелия — и в самом деле объясняется ядерными реакциями в ранней Вселенной, однако более тяжелые элементы синтезируются, как было выяснено позднее, в звездах, в процессе их эволюции. Развитие этих идей требовало проведения очень нелюбимых Гамовым сложных и громоздких расчетов и поэтому в 1946 году он подключил к работе по первичному нуклеосинтезу своего аспиранта Ральфа Альфера, а затем и молодого физика Роберта Хермана.

В 1948 году Гамов рассмотрел поведение вещества и излучения в расширяющейся Вселенной. На самой ранней стадии эволюции Вселенная состояла из смеси вещества и излучения, находившихся в термодинамическом равновесии при колоссальной температуре, причем плотность энергии излучения преобладала над плотностью вещества. По мере расширения плотности энергии излучения и вещества уменьшались, законы падения были разными (плотность излучения спадала быстрее), и поэтому должен был наступить момент, когда они — эти плотности — сравниваются. Эпоха, когда преобладание излучения над веществом сменяется доминированием вещества, имеет по Гамову очень важное космогоническое значение — только после этого момента возможно образование галактик за счет гравитационной неустойчивости материи. Гамов привел грубую, но верную по порядку величины, оценку температуры в переходную эпоху эволюции Вселенной: ~103 К.

В своей работе Гамов использовал простые аппроксимации и приближенные оценки. Альфер и Херман к тому времени получили точные решения уравнений Фридмана для расширяющейся Вселенной и, узнав о результатах Гамова, поняли, что могут уточнить его оценки для переходной эпохи. Гамов помог быстрой публикации заметки своих учеников, и она вышла из печати всего через 2 недели после его собственной. Так появилась знаменитая работа Альфера и Хермана, важнейшим результатом которой стала первая оценка современной температуры заполняющего Вселенную реликтового излучения — 5 К. (В работе Гамова этой оценки не было — он оценил температуру излучения лишь в «демаркационную», переходную эпоху.)

Оценка температуры реликтового излучения была получена Альфером и Херманом на основе относительно громоздких вычислений. Гамов не любил длинных вычислений, кроме того, он, по-видимому, полагал, что столь фундаментальный результат можно получить проще — из общих соображений. Поэтому, к удивлению своих учеников, он в последующие годы неоднократно возвращался к оценке современной температуры реликтового излучения, применяя для этого столь любимые им простые соображения и приближенные формулы[17].

В 1953 году на основе общих формул космологической динамики он получил 7 К, а в 1956 году — 6 К. Учитывая уровень развития космологии 1940-1950-х годов, согласие с реальным значением (3 К) следует признать просто превосходным!

Итак, существование слабого «отблеска» Большого взрыва предсказано, но можно ли его обнаружить? Вопреки иногда встречающемуся мнению, пионеры понимали важность наблюдений реликтового излучения и даже предпринимали для этого некоторые шаги. Еще в конце 1940-х годов Альфер и Херман обсуждали этот вопрос с экспертами по радарам (при столь низкой температуре максимум излучения реликтового излучения должен был находиться в радиодиапазоне), но, очевидно, без успеха — в те годы радиоастрономия находилась еще в процессе становления! Как вспоминал Алан Сендидж, в середине 1950-х у него состоялся разговор с Джеймсом Фоллиным, который в то время сотрудничал с Альфером и Херманом. К своему удивлению Сендидж услышал, что они планируют использовать ракетные наблюдения для обнаружения предсказанного ранее «5 К» излучения. Сендидж, не очень поняв, о чем идет речь, не придал разговору особого значения. Как бы то ни было, к концу 1950-х годов у Гамова и его учеников изменились научные интересы, а их работы по первичному нуклеосинтезу и эволюции ранней Вселенной, и так не привлекшие особого внимания, были полностью забыты.

Дальнейшее хорошо известно и неоднократно описывалось в популярной литературе (см., например, «Первые три минуты» Стивена Вайнберга и книги И. Д. Новикова) в 1964 году сотрудники американской компании «Белл» Арно Пензиас и Роберт Вилсон[18], работая с 20-футовой рупорной радиоантенной (Холмдел, США), совершенно случайно открыли реликтовое излучение. Определенный драматизм их открытию придало то, что существование реликтового излучения было незадолго до этого переоткрыто в работах американских и советских теоретиков, причем по соседству — в Принстоне — для поиска этого излучения уже было начато сооружение специальной антенны. Кроме того, как это было осознано позднее, реликтовое излучение фактически уже было открыто раньше, но, к сожалению, не узнано как таковое!

Основными особенностями открытого Пензиасом и Вилсоном излучения были его удивительная изотропность (сигнал не зависел от направления антенны) и, как вскоре выяснилось в ходе новых наблюдений, чисто тепловой, соответствующий излучению абсолютно черного тела, спектр. Температура этого излучения составляла примерно 3 К, что хорошо согласовывалось с теоретическими расчетами ожидаемой в настоящую эпоху температуры. При такой температуре максимум излучения реликтового излучения приходится на длину волны около 2 мм (рис. 29).


Рис. 29. Спектр излучения космического микроволнового фонового излучения по данным спутника СОВЕ (по горизонтальной оси отложена длина волны излучения в миллиметрах, по вертикальной — интенсивность излучения). Точками показаны результаты измерений, непрерывная кривая — теоретический спектр излучения абсолютно черного тела с температурой ? = 2,725 К.

В настоящее время представление о реликтовом излучении и о его роли усложнилось. В эволюции Вселенной, помимо выделенной Гамовым переходной эпохи, был еще один очень важный этап — рекомбинация. Рекомбинация — это эпоха, когда первичная смесь заряженных ядер, электронов и фотонов охладилась до температуры примерно 3000 К и при этой температуре свободные электроны начали соединяться с протонами, образуя нейтральные атомы водорода[19]. C исчезновением свободных электронов Вселенная стала «прозрачной» для излучения, так как фотоны перестали на них рассеиваться и стали свободно распространяться в пространстве. Энергия их постепенно уменьшалась из-за космологического расширения. Именно эпоха рекомбинации — источник окружающих нас фотонов реликтового излучения. Другими словами, эпоха рекомбинации — последний период в эволюции горячей Вселенной, когда фотоны испытывали рассеяние на свободных электронах. (Этим, кстати, объясняется название «поверхность последнего рассеяния», упоминавшееся в параграфе 2.3.)

Эпоха рекомбинации — это относительно короткий период времени. К моменту рекомбинации водорода (в первую очередь мы говорим о нем, пренебрегая влиянием гелия) прошло примерно 400 000 лет после начала космологического расширения (столько времени потребовалось, чтобы температура первичной плазмы упала до 3000 К), а длительность рекомбинации составила лишь несколько процентов этого времени. Красное смещение эпохи рекомбинации оценить очень просто: температура реликтового излучения при расширении падает ? (1 + z)-1, в эпоху рекомбинации температура составляла примерно 3000 К, современная температура равна 2.7 К, следовательно, красное смещение рекомбинации z ~ 3000/2.7 ~ 103.

Любопытно, что эпохи рекомбинации и равенства плотностей энергии излучения и вещества («демаркационной точки» Гамова) относительно близки. По современным представлениям плотности энергии излучения и вещества сравнялись до эпохи рекомбинации — примерно через 105 лет после начала расширения Вселенной. Соответствующее красное смещение составляло z ~ 3000, температура ? ? 104 К.

Чем важно открытие реликтового излучения и что оно дало для космологии? Реликтовое излучение — важнейший составной элемент картины горячей расширяющейся Вселенной. Если наши представления о структуре и эволюции Вселенной верны, то такое излучение и именно с такими наблюдаемыми свойствами (чисто тепловой спектр, температура ~3 К, изотропия) просто должно существовать. Именно поэтому открытие реликтового излучения привело к быстрому признанию модели Большого взрыва.

Не менее важно и то, что в модели расширяющейся Вселенной микроволновое фоновое излучение должно иметь ряд особенностей, поддающихся наблюдательной проверке и являющихся прямыми тестами самой этой модели. Одним из таких уже упоминавшихся свойств должен быть рост температуры излучения с увеличением z, то есть при движении в прошлое нашей Вселенной. Но как можно измерить температуру реликтового излучения в прошлые эпохи? Это, конечно, непросто, но все-таки возможно. Например, наблюдаемые свойства реликтового излучения в направлении далеких скоплений галактик, содержащих большое количество горячего межгалактического газа, несколько меняются — так называемый эффект Сюняева — Зельдовича[20]. Тщательные наблюдения этого эффекта позволяют оценивать температуру фонового излучения в эпоху, соответствующую красному смещению изучаемого скопления. Другой метод — анализ спектров далеких квазаров, в которых могут наблюдаться линии, источником возбуждения которых являются фотоны реликтового излучения. Эти способы не лишены проблем, их реализация сопряжена с большими трудностями, но, тем не менее, они дают вполне согласованные результаты — температура реликтового излучения растет с z и этот рост соответствует предсказаниям модели Большого взрыва (рис. 30). Тем самым мы получили еще одно доказательство реальности расширения Вселенной (см. параграф 2.2).


Рис. 30. Зависимость температуры реликтового излучения от красного смещения (Джетсер и др. 2010). Данные для z < 1 получены по эффекту Сюняева-Зельдовича, для z > 1 использованы наблюдения абсорбционных спектров квазаров. Штриховой прямой показана зависимость ? (z) = 2.725 ? (1 + z), предсказываемая моделью Большого взрыва.

Открытие реликтового излучения сразу же поставило перед учеными важную задачу. Фоновое излучение, как это следовало из теории и наблюдений, удивительно изотропно — его температура практически не зависит от направления на небе. Однако отклонения от изотропии должны наблюдаться. Ведь, с одной стороны, Земля обращается вокруг Солнца, Солнце движется относительно центра Галактики, сама наша Галактика летит в пространстве относительно ближайших звездных систем — в итоге реликтовое излучение должно быть чуть горячее по направлению результирующего вектора движения Земли и чуть холоднее в противоположном направлении. С другой стороны, в современную эпоху нас окружает большое разнообразие структур — звезды, галактики, группы галактик, скопления и сверхскопления, — которые должны были возникнуть за счет гравитационной неустойчивости из первичных возмущений плотности. В эпоху рекомбинации эти возмущения плотности вещества и, соответственно, температуры излучения уже должны были существовать. Возникает вопрос, каковы амплитуда и размер этих флуктуации? Ответ на него зависит от состава и крупномасштабных свойств нашей Вселенной и поэтому поиск и исследование флуктуации реликта — важнейший космологический тест.

Крупномасштабная анизотропия, вызванная движением Земли относительно реликтового фона, была обнаружена в 1977 году группой ученых из Калифорнийского университета с помощью наблюдений на высотном самолете-разведчике U-2[21].

Оказалось, что Солнечная система движется относительно реликта в направлении созвездий Льва и Чаши со скоростью примерно 370 км/с. В этом направлении температура реликтового излучения оказалась примерно на 0.003 К выше, а в противоположном (в направлении созвездия Водолей) — на столько же ниже, чем среднее значение. Следовательно, амплитуда дипольной составляющей фонового излучения ? Т/Т ~ 0.003/2.7 ~10-3.

Мелкомасштабные вариации температуры реликтового излучения были открыты с помощью внеатмосферных наблюдений, причем важнейшую роль в этом сыграла космическая обсерватория СОВЕ (COsmic Background Explorer). В 1992 году было обнаружено, что на масштабах ~10° амплитуда флуктуации реликтового фона составляет ? Т/Т ~ 10-5. Последующие наблюдения из космоса, с поверхности Земли и с аэростатов подтвердили эти результаты и распространили их на еще меньшие угловые масштабы.

Результатом многолетней работы астрономов явилась детальная карта распределения температуры реликтового излучения по небесной сфере. На рис. 31 показана репродукция такой карты в галактических координатах (плоскость Млечного Пути вытянута вдоль большой оси рисунка). На этой карте удалены многочисленные мешающие эффекты (дипольная составляющая из-за движения Земли в пространстве, излучение Млечного Пути, внегалактические источники радиоизлучения) и оставлены, как предполагается, только реальные, космологические флуктуации. На карте на разных масштабах видны многочисленные «холодные» и «горячие» пятна. К сожалению, есть подозрения, что часть особенностей этой карты все-таки связана с не совсем точным учетом влияния излучения нашей Галактики и, возможно, даже Солнечной системы.


Рис. 31. Распределение температуры реликтового излучения по небесной сфере (темные области — пониженная температура, светлые — повышенная) по результатам 7-летней работы спутника WMAP.

Какую информацию можно извлечь из анализа флуктуации фонового излучения? Огромную. По сути, такой анализ дает основную информацию о Вселенной в целом. Ранняя Вселенная с точки зрения физики была очень простой и многие шедшие в ней процессы оставили отпечаток в свойствах реликтового излучения. Например, реликтовое излучение дает возможность оценить геометрию пространства — времени. На стадии формирования фотонов реликтового излучения — в эпоху рекомбинации — Вселенная была примерно в 1000 раз меньше (z ~1000) и ее возраст составлял ~400 000 лет. Следовательно, характерный размер наибольшего возмущения не мог превышать 400 000 световых лет. При более точном подходе получается, что на момент рекомбинации длина волны наибольшего колебания была несколько меньше и составляла ~220 000 св. лет — это так называемый звуковой горизонт. Из наблюдений анизотропии реликтового излучения мы можем найти угловой размер, соответствующий самым большим неоднородностям, (~1°) и, зная соответствующий линейный размер (220 000 св. лет) и красное смещение формирования, легко определить кривизну пространства. Оказалось, что с очень большой точностью наше пространство является плоским, евклидовым. Детальный анализ зависимости амплитуды флуктуации реликтового излучения от углового масштаба дает возможность оценить множество других характеристик Вселенной — ее полную плотность, плотность обычного (барионного) вещества и темной энергии (см. параграф 2.7), возраст Вселенной, значение постоянной Хаббла, а также многие другие. Как сказал Джордж Смут, получивший в 2006 году Нобелевскую премию по физике за свой основополагающий вклад в открытие флуктуации фонового излучения, «открытие анизотропии температуры космического реликтового излучения произвело переворот в наших представлениях о Вселенной, и его современные исследования продолжают революцию в космологии».

<<< Назад
Вперед >>>

Генерация: 4.796. Запросов К БД/Cache: 3 / 0
Вверх Вниз