Лауреаты конкурса «Свободный полёт - 2013»

    О фонде  Конкурс Свободный полёт  Конкурс творческих идей  Собрание конкурсных работ  Физика  Математика  Это интересно 

Открытие реликтового излучения. Горячая вселенная Г. Гамова

Как обсуждалось еще в предыдущем вопросе, теория расширяющейся Вселенной была подкреплена как экспериментальными фактами (разбегание галактик, космологическое красное смещение, крупномасштабная однородность), так и теоретически (фридмановские решения уравнений теории относительности). Поэтому интерес представляли ранние этапы развития Вселенной, на которых она, как следовало из решений Фридмана, должна была быть очень сжатой. Выход Вселенной из гипотетической точка, в которой вся она Вселенная должна была быть сжатой в одну точку, получила название «Большой Взрыв».

На ранних, сжатых этапах своей эволюции Вселенная должна была обладать большой плотностью энергии: энергия сохраняется, а объем Вселенной был малым. Поэтому естественно, что к ранней Вселенной может быть применима только «горячая» модель — модель, в которой учитываются превращения частиц по мере расширения и остывания Вселенной. Теорию горячей вселенной предложил в 1947 году советско-американский физик-теоретик Георгий Антонович (Джордж) Гамов (1904–1968).

Опишем кратко основные положения и выводы из теории Большого Взрыва.

  1. В начальный момент времени Вселенная была сжата в «точку» планковских масштабов: , . На этих масштабах квантовые флуктуации пространства-времени становятся такими большими, что последнего просто не существует в привычном смысле слова. Вместо него имеет место наложение бесконечного множества связных и несвязных кусков, обладающих различной кривизной, размерностью и топологией. Современная физика практически ничего не может сказать о пространстве-времени таких масштабов; некоторое приближение к ним дает концепция пространственно-временной пены. Характерная плотность планковской эпохи — , энергия «частиц» — . По окончании этой эпохи флуктуации пространства-времени успокаиваются, и гравитационное взаимодействие отделяется от трех остальных.
  2. В конце планковской эпохи некоторые современные ученые предполагают наличие инфляционной эпохи, в которую Вселенная испытывала резкое расширение из-за того, что после своего отделения гравитационное взаимодействие оказалось намного слабее трех остальных.
  3. До примерно после Большого Взрыва продолжается эпоха Великого Объединения трех взаимодействий. В эту эпоху характерная энергия частиц составляет ; лептоны существуют наравне с барионами, превращаясь друг в друга. По окончании этой эпохи сильное взаимодействие взаимодействие отделяется от электромагнитного и слабого. В течение эпохи Великого Объединения пространство-время заполняет кварк-глюонная плазма, состоящая из равновесных концентраций свободных кварков, глюонов и их античастиц. Кроме того, пространство содержит все другие известные и предполагаемые сорта частиц. Предполагается, что к концу эпохи начинают накапливаться превращения с нарушением барионного числа, которые приводят к небольшой асимметрии вещества и антивещества. Считается, что в современной Вселенной антивещество практически не наблюдается, поскольку все оно аннигилировало со слегка преобладавшим веществом на ранних этапах эволюции Вселенной.
  4. Через характерная энергия достигает , и происходит нарушение электрослабой симметрии: образуются электромагнитное и слабое взаимодействие, а заряженные лептоны отделяются от парных им нейтрино. Как только образовались четыре силы взаимодействия, известные современной науке, начинается ступенчатый процесс аннигиляции тяжелых частиц в легкие и образования связанных состояний частиц. Примерно одной микросекунды начинает действовать кварковый конфайнмент, и свободные кварки начинают образовывать бесцветные адроны. Далее происходит аннигиляция лептонов, в процессе которой число антилептонов по отношению к лептонам падает: начинает проявлять себя барионная асимметрия, зарожденная еще в эпоху Великого Объединения. Ядерные реакции проходят свободно, и образуются ядра самых легких элементов, в первую очередь, гелия.
  5. Примерно через полчаса после Большого Взрыва Вселенная состоит уже из привычного вещества: самых легких ядер, стабильных адронов лептонов, а также равновесного с ними излучения. С этой эпохи из четырех сил на космических масштабах доминирует гравитационное. Тем не менее, гравитационное поле создают, в основном, фотоны — поэтому данная стадия называется радиационно-доминантной. Фотоны имеют такую энергию, а вещество — такую плотность, что последнее является практически непрозрачным для света. В такой Вселенной невозможно ничего «увидеть» (хотя, если «смотреть» с помощью нейтринного детектора, можно прорваться вглубь до одной секунды после сингулярности).
  6. Через примерно 70000 лет после сингулярности начинается стадия доминирования материи: энергия постепенно переходит в массу покоя протонов и электронов, фотоны же остывают. Тем не менее, последние еще обладают энергией, достаточной для ионизации атома водорода, поэтому атомов еще не существует.

  7. Постепенно фотоны охлаждаются, и начинает идти рекомбинация: электроны и легкие ядра образуют атомы. Через 300–400 тысяч лет после Большого Взрыва эпоха рекомбинации заканчивается: фотоны упруго взаимодействуют с образовавшимися атомами, и Вселенная становится прозрачной для света. Тем не менее, звезды еще не успели сформироваться, поэтому весь свет, наполняющий Вселенную, происходит от рекомбинации в атомы. Данная эпоха носит название темных веков.
  8. Примерно через 100 миллионов лет после окончания эпохи рекомбинации гравитация сжимает вещество в сгутстки, из которых образуются первые звезды и галактики. С этого времени Вселенная описывается законами, аналогичными ее холодной модели. Начало звездной эры связывают также с эпохой реионизации: водород, попавший внутрь звезд, начинает ионизироваться, также как водород вблизи звезд — благодаря поглощению излучению близлежащих звезд.

Из теории Большого Взрыва следует, что фотоны, рожденные в эпоху рекомбинации, должны существовать до сих пор. Тем не менее, из-за колоссального космологического красного смещения их энергии должны во много раз уменьшиться. Гамов и его сотрудники сначала оценили сегодняшнюю температуру этого излучения как лежащую в промежутке от 2 до 50 кельвин. Разброс значений на целый порядок был связан с настолько же неточными измерениями постоянной Хаббла. В 1950 году Гамов сделал более уверенную заявку: температура реликтового излучения должна составлять порядка 3К. Тем не менее, и более поздние оценки колебались в широком пределе из-за скудности экспериментальных данных. В некоторой инерциально движущейся системе отсчета реликтовое излучение должно быть изотропным и заполнять космос с примерно постоянной плотностью энергии; его спектр должен иметь вид спектра излучения абсолютно черного тела (планковский спектр). Интересно отметить, что на сегодняшний день большая часть энергии электромагнитного излучения в космосе приходится на реликтовое излучение, а не на излучение звезд.

Первые измерения температуры межзвездного пространства проводились еще в 1940-х годах — но до теории Гамова не ставилась цель обнаружения фонового изотропного излучения с постоянной температурой и плотностью. Поэтому ранние эксперименты не учитывали движение Солнечной системы относительно центра Галактики, и нагревание межзвездного газа проходящим светом звезд. В первых экспериментах исследовалось как излучение межзвездного газа, так и его линии поглощения. В 1948 году Ральф Альфер и Роберт Херман заявили, что «температура Вселенной» составляет около 5К. Несмотря на это, двумя годами позже они оценивают эту температуру как 28К. Пожалуй, первые оценки свойств фонового излучения содержатся в отчете радиоастронома Эмиля Леро 1955 года: в нем говорится о практически изотропном фоновом излучении с температурой 3±2K. Тигран Шмаонов в 1957 году оценивает температуру излучения в 4±3K и отмечает его независимость от времени и направления на небесной сфере.

Арно Пензиас Роберт Уилсон Роберт Дикке

В 1964 году Арно Аллан.Пензиас (род. 1933) и Роберт Вудро Уилсон (род. 1936) на базе Bell Laboratories готовили радиометр, разработанный Робертом Генри Дикке (1916–1997), для связи со спутниками и радиоастрономических наблюдений. Радиометр — это прибор для приема микроволнового излучения и оценки его параметров (спектра, поляризации, интенсивности). Роберт Дикке разработал свой радиометр как раз для оценки температуры фонового излучения и сам занимался его исследованиями. В процессе настройки радиометра Пензиас и Уилсон обнаружили неустранимую дополнительную температуру антенны в 3 кельвина, вносившую в систему шум. После многочисленных попыток обнаружения источника электромагнитного шума они убедились, что излучение исходит отовсюду и не зависит от каких бы то ни было сезонов. Они первыми связали наблюдаемое излучение с Большим Взрывом — возможно, тому способствовал из Дикке, к которому Пензиас и Уилсон обратились как к эксперту по фоновому излучению сразу после совершенного открытия. В 1978 году Пензиас и Уилсон за открытие реликтового излучения были удостоены Нобелевской премии по физике.

Современные оценки температуры реликтового излучения таковы:

  • температура T=2.725К,
  • планковский спектр с высочайшей степенью точности,
  • максимум спектральной интенсивности приходится на частоту 160ГГц и длину волны 1.9мм,
  • высокая степень изотропии. Наиболее выделена дипольная анизотропия масштабами в несколько милликельвин, связанная с движением Солнечной системы со скоростью около 600км/с относительно системы отсчета фонового излучения. Оставшаяся анизотропия имеет порядки 10–20 микрокельвин;
  • красное смещение фонового излучения .

Таким образом, мы видим, что в конце эры рекомбинации температура излучения должна была составлять , что соответствует ближнему ИК-диапазону. Действительно, излучение таких частот могло спокойно проходить через межзвездный газ, не вызывая его ионизацию.

<<К предыдущему эксперименту  |  Общая теория относительности  |  К следующему эксперименту>>