Реликтовое излучение
Введение[править | править код]
| Космология |
 |
| Изучаемые объекты и процессы |
| Наблюдаемые процессы |
| Теоретические изыскания |
| Родственные темы |
Рели́ктовое излуче́ние (или космическое микроволновое фоновое излучение от англ. cosmic microwave background radiation)[1] — космическое электромагнитное излучение с высокой степенью изотропности и со спектром, характерным для абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 К.
Существование реликтового излучения было предсказано теоретически в рамках теории Большого взрыва. Хотя в настоящее время многие аспекты первоначальной теории Большого взрыва пересмотрены, основы, позволившие предсказать температуру реликтового излучения, остались неизменны. Считается, что реликтовое излучение сохранилось с начальных этапов существования Вселенной и равномерно её заполняет. Экспериментально его существование было подтверждено в 1965 году. Наряду с космологическим красным смещением, реликтовое излучение рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.
Природа излучения[править | править код]
Согласно теории Большого Взрыва, ранняя Вселенная представляла собой горячую плазму, состоящую из фотонов, электронов и барионов. Благодаря эффекту Комптона, фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами плазмы, испытывая с ними упругие столкновения и обмениваясь энергией. Таким образом, излучение находилось в состоянии теплового равновесия с веществом, а его спектр соответствовал спектру абсолютно чёрного тела.
По мере расширения Вселенной, космологическое красное смещение вызывало остывание плазмы и, на определённом этапе, для электронов стало энергетически предпочтительней, соединившись с протонами — ядрами водорода и альфа-частицами — ядрами гелия, сформировать атомы. Этот процесс называется рекомбинацией. Это случилось при температуре плазмы около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 400 000 лет. С этого момента фотоны перестали рассеиваться теперь уже нейтральными атомами и смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Наблюдаемая сфера, соответствующая данному моменту, называется поверхностью последнего рассеяния. Это — самый удалённый объект, который можно наблюдать в электромагнитном спектре.
В результате дальнейшего расширения Вселенной, температура излучения снизилась и сейчас составляет 2,725 К.
История исследования[править | править код]
Предсказание[править | править код]
Реликтовое излучение было предсказано Георгием Гамовым, Ральфом Альфером и Робертом Германом в 1948 году на основе созданной ими первой теории горячего Большого взрыва. Более того, Альфер и Герман смогли установить, что температура реликтового излучения должна составлять 5 К, а Гамов дал предсказание в 3 К[2]. Хотя некоторые оценки температуры пространства существовали и до этого, они обладали несколькими недостатками. Во-первых, это были измерения лишь эффективной температуры пространства, не предполагалось, что спектр излучения подчиняется закону Планка. Во-вторых, они были зависимы от нашего особого расположения на краю галактики Млечный Путь и не предполагали, что излучение изотропно. Более того, они бы дали совершенно другие результаты, если бы Земля находилась где-либо в другом месте Вселенной.
Предыстория[править | править код]
В 1955 году аспирант-радиоастроном Тигран Арамович Шмаонов в Пулковской обсерватории под руководством известных советских радиоастрономов С. Э. Хайкина и Н. Л. Кайдановского провёл измерения радиоизлучения из космоса на длине волны 32 см и экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение[3]. Вывод из этих измерений был таков: «Оказалось, что абсолютная величина эффективной температуры радиоизлучения фона... равна 4 ± 3 К». Шмаонов отмечал независимость интенсивности излучения от направления на небе и от времени. После защиты диссертации он опубликовал об этом статью в неастрономическом журнале «Приборы и техника эксперимента»[4].
Открытие[править | править код]
Результаты Гамова широко не обсуждались. Однако они были вновь получены Робертом Дикке и Яковом Зельдовичем в начале 60-х годов. В 1964 году это подтолкнуло Дэвида Тодда Вилкинсона и Питера Ролла, коллег Дикке по Принстонскому университету, к созданию радиометра Дикке для измерения реликтового излучения.
В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудроу Вильсон из Bell Telephone Laboratories в Холмдейле (штат Нью-Джерси) построили прибор, аналогичный радиометру Дикке, который они намеревались использовать не для поиска реликтового излучения, а для экспериментов в области радиоастрономии и спутниковых коммуникаций. При калибровке установки выяснилось, что антенна имеет избыточную температуру в 3,5 К, которую они не могли объяснить. Получив звонок из Холдмдейла, Дикке остроумно заметил: «Мы сорвали куш, парни». После совместного обсуждения, группы из Принстона и Холмдейла заключили, что такая температура антенны была вызвана реликтовым излучением. В 1978 году Пензиас и Вильсон за своё открытие получили Нобелевскую премию.
Исследование неоднородностей[править | править код]
В 1983 году был проведён первый эксперимент, РЕЛИКТ-1, по измерению реликтового излучения с борта космического аппарата. В январе 1992 года на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские учёные объявили об открытии анизотропии реликтового излучения. Тем не менее, в 2006 году Нобелевская премия по физике за это была присуждена американцам, объявившим о подобном открытии тремя месяцами позже на основании данных эксперимента COBE[5][6].
Спектрофотометр дальнего инфракрасного излучения FIRAS, установленный на спутнике NASA Cosmic Background Explorer (COBE), выполнил наиболее точные на сегодняшний день измерения спектра реликтового излучения. Они подтвердили его соответствие спектру излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 К.
Наиболее подробную карту реликтового излучения удалось построить в результате работы американского космического аппарата WMAP.
14 мая 2009 года был произведён запуск спутника миссии Планк Европейского космического агентства[7][8]. Наблюдения будут продолжаться в течение 15 месяцев; так же возможно продление полёта на 1 год. Обработка результатов этого эксперимента позволит проверить и уточнить данные, полученные WMAP.
Свойства[править | править код]
Спектр наполняющего Вселенную реликтового излучения соответствует спектру излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 кельвина. Его максимум приходится на частоту 160,4 ГГц (микроволновое излучение), что соответствует длине волны 1,9 мм. Оно изотропно с точностью до 0,01 % — среднеквадратичное отклонение температуры составляет приблизительно 18 мкК. Это значение не учитывает дипольную анизотропию (разница между наиболее холодной и горячей областью составляет 6,706 мК [9]), вызванную доплеровским смещением частоты излучения из-за нашей собственной скорости относительно системы отсчёта, связанной с реликтовым излучением. Дипольная анизотропия соответствует движению Солнечной системы по направлению к созвездию Девы со скоростью ≈ 370 км/с[10]. Красное смещение для реликтового излучения немного превосходит 1000[11].
Дипольная анизотропия[править | править код]
Наблюдения показали, что в реликтовом излучении заметно выделена дипольная составляющая. Согласно закону Доплера, этот факт интерпретируется как движение местной группы (скопления галактик, включающего Млечный путь) со скоростью 627 ± 22 км/сек относительно фонового реликтового излучения в направлении l = 276 ± 3°, b = 30 ± 3° в галактических координатах[12][13]. Однако, существуют альтернативные теории, которые также могут объяснить выделенность дипольной компоненты реликтового излучения[14].
Отношение к Большому Взрыву[править | править код]
Первичная анизотропия[править | править код]
Поляризация[править | править код]
Реликтовое излучение поляризовано на уровне в несколько мкК . Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[15] по аналогии с поляризацией электромагнитного излучения. E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 мкК, не может возникать вследствие взаимодействия с плазмой.
B-мода является признаком инфляции вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[16].
Вторичная анизотропия[править | править код]
Наблюдения реликтового излучения[править | править код]
Анализ[править | править код]
Анализ реликтового излучения с целью получения его карт, углового спектра мощности, а в конечном итоге космологических параметров, является сложной, вычислительно трудной задачей. Хотя расчёт спектра мощности на основании карты является принципиально простым преобразованием Фурье, представляющим разложение фона по сферическим гармоникам, на практике трудно учитывать шумовые эффекты.
Для анализа данных используются специализированные пакеты:
- HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) — пакет приложений, используемый командой WMAP.
- GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) — пакет, разработанный в качестве альтернативы HEALPix при участии учёных из России, Германии, Англии и Тайваня.
Каждый пакет использует свой формат хранения карты реликтового излучения и свои методы обработки.
Слабые мультиполи[править | править код]
Страница: 0
en Cosmic microwave background radiation
Примечания[править | править код]
- ↑ Термин реликтовое излучение, который обычно используется в русскоязычной литературе, ввёл в употребление советский астрофизик И. С. Шкловский (см. Шкловский И. С., Вселенная, жизнь, разум. М.: Наука., 1987)
- ↑ Physics Today, 1950, No. 8, стр. 76
- ↑ Онлайн-энциклопедия «Кругосвет»
- ↑ Шмаонов Т. А. Методика абсолютных измерений эффективной температуры радиоизлучения с низкой эквивалентной температурой // Приборы и техника эксперимента. 1957. №1 С.83-86. 18.
- ↑ http://www.rian.ru/analytics/20061116/55698972-print.html
- ↑ http://don-beaver.livejournal.com/37544.html
- ↑ Официальный сайт миссии Планк ЕКА
- ↑ Сообщение на сайте Astronet.ru
- ↑ WMAP
- ↑ The CMB dipole. The most recent measurement and some history. 1996
- ↑ http://elementy.ru/news/430163 Результаты работы спутника WMAP
- ↑ Kogut, A.; et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". Astrophysical Journal 419: 1–6. DOI:10.1086/173453. arΧiv:astro-ph/9312056.
- ↑ http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html
- ↑ Inoue, K.T. (2007). "Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant". Astrophysical Journal 664 (2): 650–659. DOI:10.1086/517603. arΧiv:astro-ph/0612347.
- ↑ http://cosmology.berkeley.edu/~yuki/CMBpol/CMBpol.htm
- ↑ Lewis, A. (2006). "Weak gravitational lensing of the CMB". Physics Reports 429: 1–65. DOI:10.1016/j.physrep.2006.03.002. Шаблон:Arxiv.
См. также[править | править код]
Ссылки[править | править код]
- Микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение). Р. А. Сюняев.
- Астронет. Документы с ключевым словом: Реликтовое излучение.
- Реликтовое излучение. Энциклопедия «Кругосвет».
- The Cosmic Microwave Background Radiation.
- The Physics of Microwave Background Anisotropies.
- LAMBDA — Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis. NASA
- First Year WMAP Technical Papers.