Глава 24. Реликтовое фоновое радиоизлучение

Реликтовое излучение – фоновое излучение с планковским спектром, соответствующим температуре T_b = 2.728  K (максимум в спектре на ~ 1.5 мм). Это излучение представляет собой реликт, остаток от ранней стадии эволюции Вселенной. Излучение было открыто в 1965 г. Пензиасом и Вилсоном на волне 7 см. Отметим, однако, что впервые это излучение наблюдалось на Большом Пулковском радиотелескопе (результат опубликован в 1957 году), но точность наблюдений была невысокой и их значение оценено не было. Излучение сразу же было интерпретировано как имеющее космологическое происхождение; в настоящее время оно считается наиболее надежным свидетельством в пользу горячей модели возникновения Вселенной.

Наблюдаемый микроволновый фон возник в эпоху рекомбинации, когда излучение отделилось от вещества (излучение стало слабым для возбуждения атомов), и среда стала прозрачной. При этом планковский спектр фонового излучения сохраняет свою форму, но яркостная температура уменьшается обратно пропорционально масштабному фактору R(t):

,                                                                                                   (24.1)

где T_e – температура излучения в момент времени t_e, а T₀ – температура излучения в современную эпоху t₀. Действительно, плотность фотонов , частота при расширении из-за эффекта Доплера уменьшается , так как скорость расширения (закон Хаббла) . Тем самым плотность энергии , а интенсивность излучения . В итоге яркостная температура . При этом (так как и по определению ):

.                                                                                          (24.2)

Учитывая, что рекомбинация водорода (в равновесных условиях, согласно уравнению Саха) происходит при T_e~3000 K, для эпохи рекомбинации получим:

.                                                                                    (24.3)

Основная часть наблюдаемого фона поступает именно с этого красного смещения. Реликтовые фотоны образуют локальную выделенную систему отсчета ("абсолютный эфир"). Движение наблюдателя относительно этой системы отсчета может быть выявлено из наблюдений. Вследствие эффекта Доплера фотоны, распространяющие навстречу движущемуся наблюдателю, имеют более высокую энергию, нежели догоняющие его, несмотря на то, что в системе, связанной с реликтовым излучением, их энергии равны. Поэтому и температура излучения для такого наблюдателя оказывается зависящей от направления. Изменение яркостной температуры фона (с точностью до членов порядка /c):

,                                                                                               (24.4)

где – модуль вектора скорости наблюдателя, а – угол между вектором скорости и направлением наблюдения. Этот факт дает, например, возможность измерения скорости движения Солнца и Галактики относительно системы координат, связанный реликтовым излучением (см. ниже).

Реликтовое излучение наблюдалось в широком диапазоне частот от субмиллиметровых до дециметровых волн. Найдено, что реликтовый фон обладает высокой степенью изотропии. Это означает, что со времени последнего рассеяния реликтовых фотонов (z_e » 1100) Вселенная расширялась изотропно, а постоянная Хаббла не зависит от направления.

Анализ карт распределения T_b реликтового фона основан на построении углового спектра неоднородностей. Распределение относительных флуктуаций яркостной температуры  рассматривается как случайное поле, заданное на поверхности сферы.

По данным эксперимента "Реликт-1" была выявлена дипольная составляющая (т.е. сферическая гармоника 1-го порядка) за счет движения Солнца относительно локального поля излучения (рис. 24.1). Амплитуда 1-й гармоники 3.16 ± 0.12 мК (милликельвин). Квадру-польная составляющая не найдена на уровне T/T₀<2×10^–5.

Неоднократно проводился поиск флуктуаций реликтового излучения на масштабах от угловых секунд до градусов. Обнаружение флуктуаций позволило бы оценить масштабы неоднородностей на больших z; эти неоднородности – исходные структуры для образования галактик и скоплений галактик. Наблюдательное исследование анизотропии реликтового фона очень осложнено на дециметровых и сантиметровых волнах галактическим фоном, а на миллиметровых – излучением межзвездной пыли. Впервые флуктуации реликтового фона были достоверно зарегистрированы при наблюдениях на спутнике COBE. На масштабах ~7° среднеквадратичная величина T составляет в среднем по частотному диапазону COBE 31 ± 6 K (микрокельвин), т.е. ~10^–6T₀. Карты фона, полученные COBE на разных частотах, хорошо коррелируют между собой. При этом спектр индивидуальных неоднородностей с высокой степенью точности также планковский:

,                                                                           (24.5)

где B – функция Планка, T₀ = 2.728 K – средняя температура фона по наблюдениям COBE, T – величина температурной анизотропии в данном направлении на небе.

Удалось обнаружить неоднородную структуру реликтового фона на масштабах ~0.5° и в наземных наблюдениях. Относительная величина флуктуаций фона согласуется с данными COBE. Аналогичный эффект найден на частоте 40 ГГц на масштабе ~0.26°.

В последние годы проведены еще несколько важных экспериментов по исследованию неоднородностей фона с помощью болометрических приемников миллиметрового и субмиллиметрового диапазона, установленных на высотных баллонах. Результаты экспериментов дают согласующиеся между собой результаты, а именно: первичный пик с амплитудой ~75 K вблизи пространственной частоты l~200 ( , где размер неоднородностей в радианах ) и вторичный пик меньшей амплитуды ~45 K около l~500 (рис. 24.3).

Наблюдаемые особенности в спектре реликтового фонового радиоизлучения могут быть отражением акустических мод возмущений плотности вещества, возникающих в эпоху рекомбинации. Такие возмущения, предсказанные А.Д. Сахаровым и называемые сахаровскими осцилляциями, должны существовать на масштабах 10¢–2°. Флуктуации реликтового фона, созданные этими возмущениями, могут быть выявлены применением специальной фильтрации при анализе анизотропии фона. Присутствие вторичного пика в угловом спектре анизотропии и его амплитуда могут свидетельствовать о наличии или отсутствии скрытой "холодной темной материи" (cold dark matter – CDM) небарионной природы (т.е. не наблюдаемой обычными средствами). Обнаружение свидетельств CDM имело бы решающее значение для выбора космологической модели, т.к. плотность этой материи входит в полную величину средней плотности Вселенной и в конечном счете определяет, является ли Вселенная замкнутой или открытой.

Пока нет единой интерпретации наблюдаемого углового спектра фона. Относительно малая амплитуда вторичного пика скорее свидетельствует в пользу Вселенной без CDM.