Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Модель горячего Большого взрыва появилась в работах Альфера, Гамова и Хермана.

Что же происходило в ранней Вселенной? С момента начала расширения прошло несколько секунд, плотность вещества велика, а Вселенная расширяется достаточно медленно, так что фотоны заполняющего ее излучения успевают прийти в тепловое равновесие с веществом. Поэтому пока Вселенная непрозрачна, а излучение имеет тепловой спектр.

Температура Вселенной постепенно падает, при возрасте Вселенной около 380 000 лет (на самом деле стадия рекомбинации растянута на десятки тысяч лет, когда постепенно падает доля ионизованных атомов), она достигает значения около 3000–4000 К. При этой температуре начинается рекомбинация водорода: электроны присоединяются к протонам, формируя нейтральные атомы. Энергии излучения и столкновений уже недостаточно для того, чтобы вновь ионизовать атомы. Фотоны излучения, заполняющего пространство, взаимодействуют в основном с электронами, и, когда последние оказываются в составе атомов, Вселенная становится прозрачной для собственного излучения.

По мере продолжения расширения Вселенной температура реликтового излучения уменьшается в соответствии с ростом масштабного фактора (длина волны фотонов «растягивается», при этом уменьшается их энергия). Реликтовому излучению соответствует z = 1100, поэтому 3000 К превратились примерно в 2,7 K – современную температуру реликтового излучения.

Излучение отделяется от вещества после рекомбинации спустя примерно 380 000 лет после начала расширения.

Количество реликтовых фотонов очень велико: на каждый барион (протон или нейтрон) приходится несколько миллиардов таких фотонов, в настоящее время в каждом кубическом сантиметре содержится более 400 фотонов из «молодой Вселенной». Сейчас на реликтовое излучение приходится всего лишь около 0,006 % плотности Вселенной, но в прошлом температура реликтового излучения была выше. Поэтому первые примерно 50 000 лет истории Вселенной именно излучение доминировало и определяло динамику расширения. С тех пор число фотонов на один барион не изменилось, но барионы остались прежними, а температура реликтового излучения падала.

Современная температура реликтового излучения – 2,7 К.

Несмотря на то что Альфер, Гамов и Херман еще в конце 1940-х гг. предсказали существование фонового излучения (позже с легкой руки Иосифа Шкловского оно получило название реликтового, по-русски часто говорят просто «реликт»), идентифицировать его удалось лишь в 1965 г.

Впрочем, еще до этого несколько ученых в разных экспериментах наблюдали связанные с реликтовым излучением эффекты, но не смогли правильно распознать их природу. Эндрю МакКеллар (Andrew McKellar) в 1940 г. и Уолтер Адамс (Walter Adams) в 1941 г. заявили о наличии в спектре звезды дзета Змееносца линий молекул CN и CH. Что-то (возможно, излучение с температурой менее 3 К) должно было возбуждать эти молекулы, чтобы они могли излучать в характерных линиях. Но эти работы остались незамеченными теми, кто позже мог бы связать их с фоновым излучением Большого взрыва.

Затем настал черед радиоастрономов. При температуре около 3 К максимум в спектре реликтового излучения приходится на миллиметровую область. Заметный фон должен наблюдаться и на сантиметровых радиоволнах, где его проще обнаружить при наземных наблюдениях. Радионаблюдения должны были выявить его, и в 1955 г. Эмиль ле Ру (Émile Le Roux) в Нанси, а затем в 1957 г. Тигран Шмаонов в Пулково наблюдали космический фон, соответствующий низкой температуре, но снова не смогли найти верное объяснение или привлечь внимание экспертов к проблеме.

Число реликтовых фотонов в миллиарды раз превосходит число барионов.

Между тем теоретики продолжали настаивать на своих предсказаниях: в 1961 г. Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков снова указали, что должно существовать фоновое излучение с температурой в несколько кельвин, и даже предложили поискать его в данных радиообзора, проведенного в 1961 г. Эдвардом Омом (Edward Ohm). Роберт Дикке (Robert Dicke) и его соавторы в Принстоне уже планировали начать поиск реликтового излучения, однако его обнаружили независимо от этих предложений.

Реликтовое излучение было открыто в 1965 г. Пензиасом и Вильсоном.

Это сделали Арно Пензиас (Arno Penzias) и Роберт Вильсон (Robert Wilson) в 1965 г., причем с использованием той же антенны, которую использовал для своих наблюдений Ом за несколько лет до этого. Дикке с коллегами правильно интерпретировали эти данные, а Пензиас и Вильсон за свое открытие получили в 1978 г. Нобелевскую премию по физике.

Реликтовое излучение обычно характеризуют его температурой, ее усредненное по всему небу значение составляет около 2,7 К, и отклонения от него очень невелики. Это само по себе интересно, поскольку разные области, соответствующие разным «пятнам» на небе размером в пару лунных дисков, не успели бы обменяться информацией и выравнять свою температуру, если бы в очень раннюю эпоху жизни Вселенной не происходили особые процессы (см. раздел 11.7 «Стадия инфляции»). Однако измерения температуры в разных точках неба дают лишь незначительно (на малые доли процента) различающиеся результаты. Эта анизотропия температуры реликтового излучения позволяет определять ряд космологических параметров.

Распределение анизотропии температуры реликтового излучения по небу имеет довольно сложный характер. Его можно рассчитать в рамках заданной космологической модели, при этом различные детали распределения определяются разными космологическими параметрами. Соответственно, практически всю космологию можно восстановить из данных по реликту (конечно, использование дополнительных данных повышает точность и достоверность), но для этого надо проводить очень точные наблюдения, ставшие возможными только в XXI в.

Анизотропия реликтового излучения позволяет определять космологические параметры.

Наблюдать реликтовое излучение с Земли достаточно сложно из-за поглощения в атмосфере. Кроме того, для получения полной информации нужен обзор всего неба. Поэтому основные данные о реликтовом излучении были получены с помощью космических аппаратов COBE (Cosmic Background Explorer, Исследователь космического фона, 1989–1992), WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Датчик микроволновой анизотропии, 2001–2010) и Planck (2009–2013). Обработка данных занимает много времени (в частности, важно учесть «лишнее» излучение, порождаемое внегалактическими источниками и пылью в нашей Галактике), поэтому на момент написания (август 2017 г.) книги обработка данных спутника Planck все еще продолжается, хотя уже было представлено много важных результатов, полученных этим аппаратом (в том числе и чисто космологических).