Слушая Большой взрыв
В предыдущей главе мы завершили обзор последнего десятилетия второго тысячелетия нашей эры иллюстрацией угловых спектров, полученных обсерваторией СОВЕ, а также в процессе 16 наземных и аэростатных экспериментов по исследованию реликтового излучения, последовавших вскоре. Последние имели лучшее угловое разрешение, но меньшую статистическую точность (см. рис. 13.5). В ходе этих экспериментов были обнаружены первые признаки ожидаемого основного акустического пика, чего не удалось достичь проекту СОВЕ. В первый год нового десятилетия в ходе наблюдений с помощью двух высотных аэростатов и двух более мощных космических телескопов наличие этого пика в спектре было убедительно подтверждено, а кроме того, обнаружены еще два пика.
Две крупные международные коллаборации организовали аэростатные эксперименты под названиями BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) и MAXIMA (Millimeter Anisotropy Experiment Imaging Array). Аэростат BOOMERANG пролетел над Южным полюсом в 1998 и 2003 годах на высоте более 42 км. Аэростат MAXIMA совершил полеты на высоте 40 км над Палестайном, штат Техас, в 1998 и 1999 годах. Объединенные результаты этих исследований, представленные на рис. 14.1, были опубликованы в совместной работе в 2001 году{291}. Эти данные подтвердили наличие не только основного пика при l = 220, но также меньших вторичных пиков при l = 500 и 750.
Полученные данные требовалось сопоставить с двумя моделями. В той из них, которая лучше соответствовала эмпирическим данным, 70% плотности составляла темная энергия, 20% — холодная темная материя и 10% — барионы, при этом общая плотность Вселенной равнялась критической с точностью до 4%.
Но все же нет для нас ничего дороже космоса (во всех отношениях). 30 декабря 2001 года с мыса Канаверал был запущен микроволновый анизотропный зонд НАСА (NASA Microwave Anisotropy Probe). Позже его переименовали в микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe — WMAP) в честь пионера микроволновой астрономии Дэвида Уилкинсона, умершего в 2002 году.
Космическая обсерватория WMAP собирала данные в течение девяти лет. Окончательные результаты были опубликованы в 2013 году{292}.
На рис. 14.2 изображен график углового спектра мощности реликтового излучения, полученный на основании данных, собранных за первые семь лет наблюдений{293}. На нем хорошо различимы вторичные акустические пики. Кривая получена путем аппроксимации этих данных, помещенных в модель с шестью параметрами, которую я кратко опишу в дальнейшем{294}.
Как и солнечный свет, микроволновое излучение поляризуется. Результаты исследования этой поляризации, также показанные на рисунке, были опубликованы в отчетах по проекту WMAP и другим экспериментам.
Но важно помнить, что не следует ожидать от звукового спектра, изображенного здесь, точного сходства со спектром звучания музыкального инструмента. На самом деле, если значения частоты и интенсивности этого звука сместить в диапазон, доступный человеческому уху, получится нечто, на слух неотличимое от обычного шума. Посмотрите и послушайте лекции 15 и 16 Марка Уиттла из серии Great Courses. Лектор не только демонстрирует эти прелестные звуки, но и пытается выделить различные гармоники и сделать «музыку сфер» более музыкальной{295}. Также рекомендую посетить его веб-сайт «Космическая акустика»{296}.
В расширяющемся шаре из фотонов и других частиц, вибрации которых произвели этот звук, присутствовал ряд «искажений». Благодаря этому заполнились пробелы и частично снизилась мощность более высоких гармоник в угловом спектре. Но, что удивительно, эти искажения предоставляют нам информацию о природе породившей их среды, которую мы не получили бы из одного только чистого спектра.
Программа-симулятор Большого взрыва под названием CMBFAST, написанная Урошем Сельяком и Матиасом Зальдарриагой, широко используется для совмещения данных по анизотропии и поляризации реликтового излучения с различными моделями{297}. Давайте же посмотрим на модель, которая все еще впечатляюще хорошо описывает все имеющиеся данные, хотя по мере совершенствования базы данных будут появляться все более сложные и глубокие модели.
LCDM
По мере того как благодаря сотрудничеству астрономов-наблюдателей и астрофизиков появлялись все более точные данные измерений угловых спектров мощности и поляризации реликтового излучения, а также другие выдающиеся астрономические наблюдения, такие как ускоренное расширение Вселенной и паутинная галактическая структура, физики-теоретики и космологи занимались разработкой моделей, призванных описать полученные данные на языке фундаментальной физической науки.
Сравнительно простая модель, которую использовали для описания данных, полученных обсерваторией WMAP на 2005 год, называется моделью LCDM с шестью параметрами. Эта модель предполагает, что Вселенная состоит из барионной (атомной) материи, холодной темной материи (CDM) и темной энергии (L), являющейся результатом действия космологической постоянной. Параметры модели таковы:
♦ Ωb — плотность барионной материи по отношению к критической плотности;
♦ Ωc — плотность холодной темной материи по отношению к критической плотности;
♦ ΩL — плотность темной энергии по отношению к критической плотности;
♦ n — спектральный индекс, характеризующий первичную флуктуацию спектральной плотности (см. главу 11);
♦ А — амплитуда первичной флуктуации;
♦ τ — оптическая толща на момент реионизации.
Явление реионизации до сих пор не упоминалось. Чтобы описать его, мне придется подробнее рассказать о развитии Вселенной от момента последнего рассеяния до формирования первых звезд, которое станет важной частью этой истории.
Первые звезды
Сразу после рассеяния фотонов, на 380 000-м году своего существования, Вселенная представляла собой шар горячего газа, состоящего из атомов (в основном водорода и гелия), наряду с газом из фотонов, более не вступающим во взаимодействие, и все это имело одну и ту же температуру — 3000 К. Эта температура соответствует пиковой длине волны около 1 мкм, лежащей в околоинфракрасной части спектра черного тела. Однако, поскольку этот спектр довольно широк, во Вселенной все еще остается много видимого света и небеса имеют яркооранжевый цвет.
По мере того как газовый шар расширялся, обе его составляющие синхронно остывали, их спектральные пики приходились на все более и более длинные волны и небо становилось все краснее, пока примерно через 6 млн. лет после своего рождения Вселенная почти не перестала испускать видимый свет. Последовавший за этим период, названный Темными веками, длился несколько сотен миллионов лет, пока не сформировались первые звезды и во Вселенной снова не появился видимый свет.
Темная материя тоже расширялась. Когда она остыла, то стала формировать сгустки, вследствие чего менее массивная атомная материя также начала сгущаться вместе с ней. Поскольку темная материя слабо взаимодействует с остальным веществом, ее сгущение не привело к какой-либо потере энергии. Атомы же чаще сталкивались друг с другом, вследствие чего энергия рассеивалась и они остывали быстрее, чем это происходило бы вследствие одного только расширения Вселенной. Благодаря этому собственной гравитации атомов вместе с гравитацией темной материи стало еще проще сжимать атомное вещество все сильнее. Таким образом, внутри более холодной окружающей среды формировались горячие плотные ядра. В итоге температура и давление этих ядер достигли уровня, достаточного для того, чтобы запустилась реакция термоядерного синтеза и начался процесс формирования звезд.
Однако они были не очень похожи на звезды в современной Вселенной. Самые первые звезды были примерно в 100 раз массивнее сегодняшних и практически полностью состояли из водорода и гелия. Как следствие, они имели очень высокую температуру и излучали ультрафиолетовый свет, который ионизировал окружающую среду. Этот процесс называется реионизацией.
Первые галактики, образовавшиеся, когда эти звезды сформировали скопления, представляли собой квазары и другие формы активных галактик со сверхмассивными черными дырами в центре, интенсивное излучение которых также вносило свой вклад в реионизацию.
Итак, в некогда темной электрически нейтральной Вселенной снова появились заряженные частицы. Хотя их плотность была намного меньше, чем до момента последнего рассеяния, ее было достаточно для того, чтобы пространство частично утратило прозрачность, которую приобрело вместе с потерей заряда. Благодаря этому туману, образовавшемуся вследствие реионизации, интенсивность реликтового излучения, которое мы в конечном итоге наблюдаем на Земле, снизилась. В модели LCDM этот процесс описывается параметром, называемым оптической толщей на момент реионизации т, который характеризует густоту тумана. На основании этого параметра ученые смогли рассчитать, когда произошла реионизация. Это случилось примерно через 400 млн. лет после Большого взрыва.