Словосочетание «реликтовое микроволновое излучение» наталкивает людей непосвящённых на довольно странные ассоциации. Какие реликвии, какие микроволны? Сегодня мы разберемся, что это такое и с чем его едят.
Мы поговорим о том, что нам помогают узнать данные, полученные с помощью CMB (здесь и далее: Cosmic Microwave Background), как оно вписывается в стандартную космологическую модель, откуда вообще взялось и почему, если вас бесит странный шум, это повод не идти к ЛОРу, а выпить чашечку кофе со своим коллегой-физиком.
Что за зверь: реликтовое излучение
Официальное определение: равномерно заполняющее Вселенную тепловое излучение, возникшее в эпоху первичной рекомбинации водорода. «Равномерно заполняющее» значит, что его спектр совпадает со спектром абсолютно черного тела. Он зависит только от температуры и имеет характерную форму: пик энергии приходится на определенную частоту, а интенсивность плавно убывает по обе стороны. Для CMB пик находится в микроволновом диапазоне (160,4 ГГц), что соответствует температуре 2,725 К. Это значит, что CMB излучает энергию так, как если бы оно было чёрным телом, охлажденным до этой температуры.
Почему это важно? Совпадение спектра CMB с чёрным телом подтверждает теорию Большого взрыва. Когда Вселенная была горячей (около 3000 К), 380 тысяч лет после взрыва, реликтовое излучение сформировалось как горячий свет. Расширение Вселенной «растянуло» его волны и охладило до 2,725 К, но форма спектра осталась идеальной.
Стандартное отклонение температуры составляет около 18 мкК. 18 мкК (18 микрокельвинов, или 0,000018 К) — это супер-маленькое отклонение по сравнению с 2,725 К. Чтобы понять масштаб, 18 мкК — это примерно 0,00066 % от общей температуры (18 ÷ 2,725,000), что, помимо всего прочего, указывает на высокую изоропность.
Вернёмся немного назад, к пику интенсивности. Частота 160,4 ГГц означает, что электромагнитные волны колеблются 160,4 миллиарда раз в секунду. Это попадает в микроволновый диапазон, который охватывает частоты от 300 МГц до 300 ГГц, поэтому излучение и классифицируется, как микроволновое. Это позволяет нам идентифицировать его без особых проблем.
Красное смещение реликтового излучения составляет немногим более 1000. Это значит, что с момента его испускания длина волны увеличилась более чем в тысячу раз, а энергия фотонов соответственно упала. Это «растяжение» — следствие расширения Вселенной: свет, изначально температурой около 3000 К, остыл до 2,725 К и сместился в микроволновую часть спектра.
Но при этом плотность фотонов достаточно большая – около 400–500 штук в каждом кубическом сантиметре. Для сравнения: в межгалактическом пространстве в среднем приходится меньше одного атома водорода на кубический сантиметр — то есть фотонов реликтового излучения в сотни раз больше, чем частиц обычного вещества. Несмотря на это, обывателям без специальных приборов на эти цифры все равно — фотоны, как известно, слабо взаимодействуют с веществом.
Как мы выяснили ранее, реликтовое излучение почти одинаковое во всех направлениях. Но. Но всё же есть небольшое отклонение, называемое дипольной анизотропией. Это значит, что температура CMB чуть выше в одном направлении неба и чуть ниже в противоположном. Так вот, эта дипольная анизотропия достигает 6,706 мК, что, очевидно, выше, чем 18 мкК. Почему так происходит? Это из-за доплеровского смещения. Земля (вместе с Солнечной системой) движется через космос относительно реликтового фона со скоростью около 370 км/с. Когда мы «летим» в одну сторону, фотоны излучения там кажутся чуть горячее (их частота увеличивается), а в противоположной стороне — чуть холоднее (частота уменьшается). Эта разница и создаёт дипольную анизотропию.
Итак, мы разобрались с основными характеристиками реликтового излучения, но по прежнему слабо понятно, зачем оно вообще нужно. Я вас пока не убедил, что реликтовое излучение это круто? Это пока.
Первые снимки в семейном альбоме: ранняя вселенная
Теперь мы подходим к одной из фундаментальнейших точек в изучении реликтового излучения: каким образом оно подтверждает и объясняет теорию Большого взрыва.
Согласно оной, ранняя Вселенная представляла собой раскаленную плазму, где электроны, барионы и фотоны непрерывно сталкивались и обменивались энергией. А такого вида взаимодействие означает что? Что излучение находилось в состоянии теплового равновесия с веществом, и его спектр соответствовал спектру абсолютно чёрного тела. Нас в этой куче-мале интересует фотоны: из-за высокой температуры и энергии они сталкивались с электронами, что приводило к постоянным рассеяниям и поглощениям фотонов. Но Вселенная расширялась и космологическое красное смещение вызвало охлаждение плазмы.
На определённом этапе, когда температура упала до около 3000К, электроны смогли устойчиво связываться с протонами (формируя атомы водорода) и альфа-частицами (образуя атомы гелия). Этот процесс называют рекомбинацией. Свободное пространство между частицами увеличилось, а количество заряженных частиц уменьшилось. Фотоны больше не сталкивались с частицами так часто и стали двигаться по Вселенной свободно. Эти фотоны и стали реликтовым излучением — тем самым излучением, которое мы наблюдаем сегодня. Оно было выпущено плазмой в тот момент, когда она стала прозрачной для света и продолжает двигаться к нам через расширяющееся пространство.
Именно это и делает реликтовое излучение столь важным – оно не просто существует, оно идеально соответствует теоретическим предсказаниям модели горячей Вселенной, подтверждая тем самым её происхождение из плотной и горячей начальной фазы – то есть Большого взрыва. Таким образом, открытие реликтового излучения существенно укрепляет позиции теории горячей Вселенной по сравнению с альтернативными гипотезами.
Подростковый бунт: первичная анизотропия
Эту тему мы затронем слегка, просто чтобы быть в контексте, но, может быть, поговорим об этом позже отдельно, потому что тема очень обширная.
Первичная анизотропия — это следы событий, которые происходили на «поверхности последнего рассеяния» (Last Scattering Surface, LSS), то есть в тот момент, когда фотоны реликтового излучения освободились из горячей плазмы после Большого взрыва. Здесь главные действующие лица — акустические осцилляции и диффузионное демпфирование (Diffusion damping, Silk damping). Об акустических осцилляциях мы поговорим немного позже в контексте спектрального анализа, а вот на диффузных затуханиях задержимся ненадолго.
Диффузное демпфирование — это процесс, при котором мелкомасштабные флуктуации плотности в плазме сглаживаются из-за диффузии фотонов, с их случайным блужданием (random walk) в плотной плазме. Длина свободного пробега фотона (𝜆mfp) достаточно мала, и фотоны избегают областей высокой плотности в менее плотные, унося с собой энергию и размывая контраст температур. В результате анизотропии на малых угловых масштаба, около нескольких угловых минут и меньше, подавляются, и мы видим экспоненциальный спад в спектре мощности CMB. Демпфирование подавляет мелкомасштабные флуктуации, которые могли бы привести к формированию структур на малых масштабах. А потом оно еще и помогает определить спектр начальных возмущений, который затем эволюционирует под действием гравитации, формируя крупномасштабные структуры.
Грубо говоря, во время первичной анизотропии маникюрными ножницами обкорнали мелкие сучки, оставив только большие ветви, которые потом разрастастуться. И знаем мы это благодаря анализу данных реликтового излучения.
Второй раз в первый класс: вторичная анизотропия
Когда фотоны реликтового излучения начали свободно распространяться, обычная материя во Вселенной в основном существовала в виде нейтральных атомов водорода и гелия. Но-о-о, исходя из наблюдений, мы знаем, что бОльшая часть межгалактической среды состоит из ионизированного материала. Что это значит? Что должен был быть период реионизации, примерно при красном смещении z ≈ 6–10, с пиком около z ≈ 7.68 ± 0.79 (это доказано Planck).
Как всё было? Давайте немного упорядочим.
Инфляция → первичный нуклеосинтез → рекомбинация → тёмные века → реионизация → формирование галактик.
Рекомбинация (z ≈ 1100) происходила, когда Вселенной было приблизительно 380 тысяч лет. Потом настали темные века (z ≈ 1100 – 30), когда из света было одно лишь реликтовое излучение, краснеющие со временем, временные рамки – с 0,4 млн до 0,2 млрд. Первые звезды появились, когда вселенной было от 0,1 до 0,4 млрд лет (z ≈ 20 – 10), Вселенная заполняется сумасшедшим количеством ультрафиолетового цвета, появляются квазары. И только когда мы празднуем 400 миллионов лет, когда во Вселенной были звезды, начинается реионизация, которая продлится аж до первого миллиарда (z ≈ 10 – 6). Она то нам и интересна.
Звёзды знаете? К этому времени во Вселенной было много энергии в виде света, особенно ультрафиолетового и даже более высокоэнергетического излучения (например, гамма-лучей). Когда такие фотоны света попадали в атомы или частицы нейтрального водорода, они передавали электронам столько энергии, что те «выбивались» из атомов, как шары для бильярда. Этот процесс называется фотоионизацией. В результате появлялось всё больше свободных электронов и ионов. Сегодня Вселенная гораздо менее плотная, и свободных электронов сильно меньше.
Однако в прошлом, когда Вселенная была компактнее и кишела заряженными частицами, ионизация серьёзно воздействовала на реликтовое излучение. Это привело, во-первых, к тому, что мелкие флуктуации стерлись, оставив только крупные неоднородности. Изучая, насколько «размытым» выглядит CMB, учёные узнают, как долго и с каких пор Вселенная была ионизированной. Звучит знакомо? Да, подобный эффект мы наблюдали и в первый раз. А также появились неоднородности в поляризации света, которые коррелируются с анизотропией температуры. Поляризация – как дополнительная карта, которая раскрывает детали о движении плазмы в ранней Вселенной, а корреляция с температурной анизотропией позволяет ученым проверить модели Большого взрыва и инфляции. Поляризация также может содержать следы гравитационных волн, что делает её незаменимым инструментом в их поиске (о том, почему гравитационные волны – это круто, поговорим позже)
Именно подтверждение этих двух эффектов дает нам право с уверенностью говорить о том, что реионизация имела место быть. Теперь мы знаем, что это такое, откуда реликтовое излучение взялось и как по нему можно отследить изменения во Вселенной, как по пластам разных пород в разрезе скалы.
Почему физики ΛCDM любят CMB: стандартная модель
Для начала немного о том, что такое стандартная космологическая модель. Сейчас существует форма «ΛCDM». Если расшифровывать, то:
- Λ — темная энергия, космологическая константа. Это параметр, который введен в уравнения Эйнштейна для объяснения ускоренного расширения Вселенной. Темная энергия представляет собой некую форму материи с отрицательным давлением, похожа свойствами на вакуум.
- CDM — cold dark matter, холодная темная материя. Это тип тёмной материи, которая характеризуется тем, что ее частицы движутся достаточно медленно по сравнению с гипотетическими частицами горячей темной материи (WDM — Warm Dark Matter). Тёмная материя, вероятно, состоит из тяжелых нейтральных частиц, которые не являются частью Стандартной модели элементарных частиц и не взаимодействуют с электромагнитным излучением. Тем не менее, помимо гравитационного взаимодействия, эти частицы могут участвовать в слабом или другом, ещё не установленном взаимодействии.
Даже в самом названии модели обозначаются два главных пункта современной космологии: темная энергия и темная материя. В целом она включает вклад тёмной энергии (~69%), холодной тёмной материи (~26%) и обычной материи (~5%). Начальные флуктуации плотности считаются «адибатическими» (то есть с одинаковой относительной флуктуацией для всех компонентов) и близкими к гауссовым. Именно во фреймворке ΛCDM удаётся получить высокоточную согласованность с данными наблюдений (для согласования с ними требуется около шести основных параметров модели).
Как вообще это работает? Тёмная материя взаимодействует с обычной материей исключительно через гравитацию, не излучая и не поглощая электромагнитное излучение. Она играет ключевую роль в формировании структуры Вселенной, обеспечивая гравитационное притяжение, которое удерживает галактики и галактические скопления. Если темная материя усиливает гравитационное притяжение, способствуя сжатию материи, то тёмная энергия действует противоположно — она вызывает ускоренное расширение пространства Она оказывает влияние на метрики пространства-времени, что приводит к увеличению темпа его расширения. Сильно грубо говоря, мы не схлопнемся в огромную чёрную дыру, потому что тёмная энергия растягивает пространство.
Стандартная космологическая модель ΛCDM включает несколько ключевых параметров, которые характеризуют расширение Вселенной и состав ее материи:
- Ω_b — доля барионной (обычной) материи.
- Ω_c — доля холодной темной материи.
- Ω_Λ — доля тёмной энергии
- H₀ — текущая скорость расширения Вселенной, также известная как постоянная Хаббла.
- n_s — спектральный индекс начальных флуктуаций (связь между масштабом и амплитудой флуктуаций).
- τ_reion — параметр, характеризующий момент реонизации
Наиболее важным источником информации о параметрах ΛCDM служат вышеупомянутые акустические осцилляции, которые фиксируются в спектре реликтового излучения. До эпохи рекомбинации фотоны и барионы взаимодействовали под воздействием гравитации и давления, создавая акустические волны. Акустические волны в ранней Вселенной сформировали характерный рисунок плотности вещества, который отразился в современном распределении галактик. Этот масштаб можно использовать как "стандартную линейку" для измерения расширения Вселенной. Без этих первичных неоднородностей, вызванных флуктуациями плотности, звёзды и галактики не смогли бы сформироваться – Вселенная осталась бы однородной и пустой. Мы говорили об этом в контексте первичных флуктуаций.
Особенно важными в анализе данных реликтового излучения являются пики в спектре мощности.
Каждый из этих пиков связан с конкретным параметром:
- Позиция первого пика чувствительна к общему геометрическому параметру — кривизне пространства, которая в стандартной модели ΛCDM равна нулю, что означает, что Вселенная, сюрприз, является плоской.
- Высота пиков зависит от доли барионной материи (Ω_b) и холодной темной материи (Ω_c). Если на ранних этапах Вселенной было много барионов, первый пик будет более выражен.
- Ширина пиков зависит от скорости расширения Вселенной, то есть от параметра постоянной Хаббла H₀, который напрямую влияет на масштаб звукового горизонта (расстояние, которое звуковая волна могла пройти до рекомбинации).
Эти пики ещё помогают понять, какие «зёрна» неоднородностей были в ранней Вселенной: адиабатические (когда все частицы — барионы, фотоны, нейтрино — уплотнялись одинаково) или изокурватурные (когда, например, барионов больше, а нейтрино меньше). Наблюдения CMB говорят: адиабатические. Это подтверждает теорию инфляции и отбрасывает идеи вроде космических струн, которые давали бы изокурватурные следы.
Но вообще, как работает спектральный анализ? Данные, полученные с помощью таких спутников, как COBE, WMAP и Planck, используются для извлечения космологических параметров через математические модели, например, с помощью методов максимального правдоподобия или Монте-Карло симуляций. Процесс обычно включает несколько этапов: сначала моделируется спектр излучения, исходя из различных значений параметров модели, таких как доли барионной материи (Ω_b), холодной темной материи (Ω_c), темной энергии (Ω_Λ) и других. Затем этот теоретический спектр сравнивается с наблюдаемыми данными спектра CMB с теоретическими моделями, включая температурные анизотропии и поляризацию. На последнем этапе с помощью статистических методов, например, Бэйесовского анализа, вычисляются наиболее вероятные значения параметров модели, которые наилучшим образом соответствуют наблюдениям.
Например, параметр спектральный индекс начальных флуктуаций, обозначаемый как n_s. Он описывает форму начальных флуктуаций и отражает, как амплитуда флуктуаций зависит от масштаба. Если значение n_s равно 1, это означает, что флуктуации имеют одинаковую амплитуду на всех масштабах. Современные измерения CMB показывают, что значение n_s составляет примерно 0.965, что согласуется с предсказаниями инфляционной теории.
Кроме того, данные, полученные при анализе реликтового излучения, помогают оценить доли различных типов материи в составе Вселенной, таких как барионная материя, темная материя и темная энергия. Как уже упоминалось ранее, современные данные подтверждают, что доля темной материи составляет около 26%, а доля темной энергии — около 70%, что соответствует предсказаниям модели ΛCDM.
Но не все всегда идет по маслу и согласуется с установленными моделями, хороший тому пример — постоянная Хаббла (H₀). Измерения реликтового излучения позволяют оценить эту величину, но между оценками из CMB и независимыми данными, например, из наблюдений сверхновых, существует расхождение. По данным CMB, значение H₀ составляет около 67.4 км/с/Мпк, в то время как другие исследования (наблюдения за близлежащими галактиками и использовании "стандартных свечей") дают значение около 73 км/с/Мпк, что привело к возникновению так называемого “напряжения Хаббла”.
Открытка с благодарностью: кто стоял у истоков
После того, как ополоснули мозги с хлоркой, настало время расслабиться и поговорить о цифрах, фамилиях и эпохах. Так что под конец наконец озвучиваются фамилии виновников этой статьи. Как за почти девяносто лет изменилась роль реликтового излучения в науке?
В 1941 году Эндрю Мак-Келлар, изучая поглощение света звезды ξ Змееносца молекулами CN, заметил возбуждение молекул, соответствующее температуре ~2,3 К. Лишь в 1966 году И. С. Шкловский, Дж. Филд и другие связали это с реликтовым излучением, подтвердив его роль в возбуждении молекул.
В 1948 году Георгий Гамов, Ральф Альфер и Роберт Герман, основываясь на теории горячего Большого взрыва, предсказали реликтовое излучение с температурой ~5 К (Гамов — 3 К, что оказалось ближе к истине). Ранее оценки температуры космоса были ошибочны, так как не учитывали закон Планка, изотропность излучения и положение Земли в галактике. Если вы внимательно читали статью, то понимаете, какая это ошибка в контексте разговора о реликтовом излучении.
В 1955 году Тигран Шмаонов в Пулковской обсерватории измерил СВЧ-шум ~4 ± 3 К, но результат остался незамеченным. В 1964 году Дэвид Вилкинсон и Питер Ролл из Принстонского Университета начали разработку радиометра. А в 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вильсон из Bell Telephone Laboratories обнаружили избыточную шумовую температуру в 3,5 К в их антенне. Казалось бы: ну шумит и шумит, протрите антенну тряпочкой, но они пошли к своим коллегам из Принстона, и после консультации они пришли к выводу, что причиной является реликтовое излучение, которое было случайно обнаружено во время их работы. За это открытие в 1978 году Пензиас и Вильсон получили Нобелевскую премию за это достижение.
В 1983 году эксперимент РЕЛИКТ-1 изучил реликтовое излучение с космического аппарата. В 1992 году российские учёные объявили об анизотропии, а данные COBE подтвердили флуктуации. В 2006 году Джордж Смут и Джон Мазер получили Нобелевскую премию за изучение этих флуктуаций. В 2009 году спутник Planck продолжил исследования, уточняя данные WMAP.
А что в итоге?
Итак, мы проделали впечатляющий путь длинной в почти 14 миллиардов лет. Дорога дальняя, старт забыть достаточно легко, так что давайте резюмируем и повторим ответы на вопросы, которые точно мучают людей перед сном:
- Как и откуда появилось CMB? Реликтовое излучение родилось 380 тысяч лет после Большого взрыва, когда раскаленная плазма остыла, и фотоны могли свободно путешествовать по расширяющейся Вселенной.
- Из чего оно состоит? Это микроволновое излучение с температурой 2,725 К, чей спектр идеально соответствует чёрному телу, а плотность фотонов – сотни на кубический сантиметр.
- Какие у него характеристики? Оно почти одинаковое во всех направлениях (с отклонением всего 18 микрокельвинов), но есть небольшие «пятна» анизотропии и дипольное смещение из-за движения Земли.
- Почему оно важно для теории Большого взрыва? Совпадение спектра с чёрным телом и красное смещение (z ≈ 1000) подтверждают, что Вселенная началась с горячей и плотной фазы. Без реликтового излучения теория Большого взрыва осталась бы лишь гипотезой.
- Как оно помогает отследить эволюцию Вселенной? У нас есть устойчивая теория на тему того, что повлияло на создание галактик. Вот они, герои, слева направо: диффузионное демпфирование, барионные акустические колебания, эффект Доплера и воздействие гравитации на электромагнитное излучение. Благодаря этим эффектам во времена первичной и вторичной анизотропии стало возможно появление крупномасштабных структур, а их мы можем выявить благодаря спектральному анализу СВМ.
- Что оно подтверждает? Реликтовое излучение — основа стандартной модели ΛCDM, помогая измерить доли тёмной энергии (69%), тёмной материи (26%) и даже массу нейтрино. Благодаря ему мы знаем, что Вселенная плоская и расширяется с ускорением.
Остался главный, самый главный вопрос, фундаментальность ответа на который сложно переоценить:
вы убедились, что реликтовое излучение это круто?
Список литературы
Bennett, C. L., et al. (2013). Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Final maps and results. The Astrophysical Journal Supplement Series, 208(2), 20. https://doi.org/10.1088/0067-0049/208/2/20
Bigenc.ru. (n.d.). Реликтовое излучение. Retrieved May 5, 2025, from https://bigenc.ru/c/reliktovoe-izluchenie-12e969
Hinshaw, G., et al. (2009). Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: Data processing, sky maps, and basic results. The Astrophysical Journal Supplement Series, 180(2), 225–245. https://doi.org/10.1088/0067-0049/180/2/225
Bigenc.ru. (n.d.). Анизотропия реликтового излучения. Retrieved May 5, 2025, from https://bigenc.ru/c/anizotropiia-reliktovogo-izlucheniia-a4882b
Femto.com.ua. (n.d.). Реликтовое излучение. Retrieved May 5, 2025, from http://www.femto.com.ua/articles/part_1/2273.html
Planck Collaboration. (2018). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. arXiv. https://arxiv.org/pdf/1807.06209
Carlstrom, J. E., Holder, G. P., & Reese, E. D. (2002). Cosmology with the Sunyaev-Zel’dovich effect. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 643–680. https://doi.org/10.1146/annurev.astro.40.060401.093803
Russian Academy of Sciences. (n.d.). Темная энергия и темная материя в современной космологии. Retrieved May 5, 2025, from https://new.ras.ru/upload/iblock/b81/89w44c2ueezqtcxm54ii522dcvxv5h3k.pdf
Perimeter Institute. (n.d.). Evidence mounting that dark energy evolves over time. Retrieved March 19, 2025, from https://perimeterinstitute.ca/news/evidence-mounting-dark-energy-evolves-over-time
Bucher, M., & Spergel, D. N. (1999). Inflation in a low-density universe. Inspirehep.net. Retrieved May 5, 2025, from https://inspirehep.net/literature/613190
Perivolaropoulos, L., & Skara, F. (2023). Challenges for ΛCDM: An update. Universe, 9(2), 94. https://doi.org/10.3390/universe9020094
Hu, W., & White, M. (2004). The cosmic microwave background. ResearchGate. Retrieved May 5, 2025, from https://www.researchgate.net/figure/Estimated-CMB-spectrum-showing-the-three-peaks-of-interest-The-underlayed-boxes-give-the_fig1_1802215
Verkhodanov, O. V. (2021). Реликтовое излучение: История исследований и современные результаты. Астрономический вестник, 98(3), 5–20. https://sciencejournals.ru/view-article/?j=astrus&y=2021&v=98&n=3&a=AstRus2103005Verkhodanov