Диссертация (1145296), страница 13
Текст из файла (страница 13)
Однако понятно, что шкала измерения расстоянийстроится по методу лестницы, когда последующая перекладина опирается на предыдущую.Именно изучение яркости сверхновых типа на космологическихрасстояниях позволило впервые обнаружить ускоренное расширениеВселенной. Когда красное смещение становится близким к единице (илидаже больше), зависимость яркости стандартной свечи от красного смещения определяется уже не только текущим значением константы Хаббла, но и тем, какой она была в прошлом.Заметим, что оптические методы позволяют определять не только яркость, но, разумеется, и спектр объектов, что даёт возможность не толь81ко установить тип объекта, но и детально изучить химический состав,вплоть до соотношения разных изотопов.
Это обстоятельство позволяет,например, сравнивать предсказания теории первичного нуклеосинтеза снаблюдениями, подыскивая окружения с наиболее первозданным составом.Но также изучение изотопного состава даёт возможность установитьвозраст звёзд (при некоторых достаточно обоснованных предположениях о первоначальном изотопном составе – тяжёлые элементы рождаютсятолько в результате термоядерных взрывов сверновых), и для наиболее старых звёзд получается возраст порядка тринадцати-четырнадцатимиллиардов лет.
Для звёздных скоплений можно также определять возраст по типу звёзд, которые уже сошли с главной последовательности,комбинируя эту информацию с теоретическими представлениями об эволюции звёзд.Эти измерения полезно сравнить с возрастом Вселенной в рамках принятой космологической модели. Вычислить возраст Вселеннойнетрудно, заметив, что =˙0 = − (1+2 ) , и учитывая зависимость(1.73) константы Хаббла от красного смещения:10 =0∫︁∞0√︀∑︀.Ω (1 + )(1 + )(1.86)Если считать, что наша Вселенная заполнена пылевидной материей, тополучится около семи миллиардов лет, что явно противоречит возрастунаблюдаемых объектов.
Если же учесть вклад Тёмной Энергии в видекосмологической постоянной, то получается 13.8 · 109 лет, что с учётомпогрешностей хорошо согласуется с данными.***XXI первый век ознаменовался тем, что в космологии появился принципиально новый источник информации о реальной Вселенной – изучение флуктуаций реликтового фона.82Открытый в 60-е годы Пензиасом и Вильсоном, он не мог датьдетальной информации при наблюдениях с земли, поскольку максимум распределения приходится на длину волны порядка 0.3cm (частота100GHz), на которой атмосфера непрозрачна. Наблюдения Пензиаса иВильсона велись на 7.5cm, то есть в рэлей-джинсовской асимптотике() =8ℎ 3 ℎ −1≈ 8 2 , которая не позволяет даже уверенно уста-новить чернотельный характер излучения (в смысле правильной общейнормировки для данной температуры).
Отметим, правда, что было известно возбуждение колебательных уровней молекул циана в межзвёздной среде с населённостями, соответствующими нескольким градусам поКельвину.Затем было несколько экспериментов на воздушных шарах, и наконецв 90-е годы с помощью спутника COBE (COsmic Background Explorer)был доказан чернотельный характер спектра реликтового фона, а такжеобнаружены относительные флуктуации температуры порядка 10−5 (завычетом большего дипольного вклада). В нулевые годы работал спутникWMAP, и он стал первым экспериментом, позволившим точно измеритьфлуктуации температуры до мультипольных моментов порядка тысячи(угловое разрешение). С лучшим разрешением, но зато с неполным покрытием неба, измерения делались на наземных телескопах ACT (Атакама) и SPT (Антарктида).
А несколько лет назад работал спутник Planck,с лучшими чувствительностью и угловым разрешением, чем WMAP.Для анализа данных флуктуации температуры раскладываются по∑︀сферическим гармоникам =, , , причём из условия вещественности следует *, = ,− , а из статистической изотропии –< 1 ,1 *2 .2 >= · 1 ,2 1 ,2 .Значения коэффициентов, а точнее(+1)2 ,используются для сравнениятеории c наблюдениями. При этом каждому мультипольному моменту отвечает 2 + 1 независимых измерений, поэтому на малых мультипольных моментах велика неопределённость (cosmic variance). На большихже значениях мультипольного момента (малых уголовых масштабах),83данных вполне достаточно, и их объединяют в более крупные группы(bins).Мультипольные моменты первой полусотни соответствуют длинамволн, которые на момент рекомбинации всё ещё превышали хаббловскиймасштаб.
Они не вызывали звуковых колебаний в первичной плазме, ипоэтому представляют собой первичный спектр флуктуаций от инфляции, почти масштабно инвариантный, но с небольшим красным уклоном.Далее в спектре реликтового фона следуют акустические пики, которыев большей мере отражают уже состав первичной плазмы, нежели начальные условия.
После первой тысячи мультипольных моментов спектр первичных флуктуаций реликтового фона начинает быстро убывать в силунескольких причин - диффузионное размытие фотонами, размытие свободным распространением нейтрино (зависит от числа их типов!), а также конечность времени, в течение которого происходила рекомбинация(грубо говоря, попытка сделать снимок быстрого процесса на объективес большой выдержкой).Помимо температуры в реликтовом фоне можно также измерять поляризацию. Поляризация лежит, разумеется, в касательном пространстве к небесной сфере (перпендикулярно направлению движения фотонов) и может быть задана симметричнойиз(︃ матрицей, составленной)︃1 + − .
При этомстандартных параметров Стокса = 12 + 1 − первичная поляризация, как происходящая из томсоновского рассеяния,имеет чисто линейный характер, то есть = 0. Для анализа космологических данных удобно вместо двух привычных для оптики параметровСтокса ( и ) ввести два потенциала посредством11 = (▽ ▽ + ▽ ▽ − ∆) − ( ▽ ▽ + ▽ ▽ ) ,22где ≡ − 12 – бесследовая часть (вычли полную интенсивность)матрицы поляризации, а - абсолютно антисимметричный тензор.Очевидно, первый параметр – скалярный (-мода), а второй – псевдоскалярный (-мода).
В силу сохранения чётности в электродинамике, впервичном фоне могут присутствовать корреляции (-моды поляри84зации с температурой), но не или . Причём -мода поляризацииможет иметься в первичном сигнале только за счёт первичных гравитационных волн (и на сравнительно больших мультипольных моментах– из-за нелинейных эффектов гравитационного линзирования). Современные методы позволяют наблюдать все типы корреляций, но -модазарегистрирована пока не была, кроме эффектов линзирования.При сравнении теории с наблюдениями используется шестипараметрическая космологическая модель: состав современной Вселенной (грубоговоря, плотность барионов, плотность Тёмной Материи, космологическая постоянная), амплитуда и наклон первичных флуктуаций от инфляции, а также оптическая толщина слоя повторной ионизации.
При этомфитирование шестью параметрами позволяет хорошо описать всю наблюдаемую кривую зависимости от , включая начальный почти плоский участок, три акустических пика и кривую спадания при > 1000, атакже определённые наборы внешних данных.При этом в модель заложен целый ряд предположений – нулевая пространственная кривизна, отсутствие первичных гравитационных волн, нулевая масса нейтрино, космологическая постоянная в роли Тёмной Энергии... После этого рассматриваются одно- и/или двухпараметрические расширения, которые позволяют накладывать ограничения на такие параметры как первичное отношение тензоров к скалярам, сумма масс трёх поколений нейтрино, отличие уравнения состоянияТёмной Энергии от космологической постоянной, вклад пространственной кривизны и т.д..Получающаяся из такого анализа плотность барионов прекрасно согласуется с результатами анализа процессов первичного нуклеосинтеза,а также с ещё одним очень важным источником данных – изучениемкрупномасштабной структуры Вселенной на основе составления и статистического анализа галактических каталогов.
Дело в том, что все структуры развиваются из тех же флуктуаций плотности, что и наблюдаемыев реликтовом фоне. В частности, существует акустический пик в двухточечной корреляционной функции распределения галактик (барионныеакустические осцилляции).851.3Проблемы стандартной ΛCDM моделии модифицированная гравитациякак средство их решенияВ целом согласие теории с наблюдениями очень хорошее. Ограничения на первичный спектр, в том числе – необнаружение первичныхгравитационных волн, позволяют исключить ряд моделей инфляции. Аакустическая часть спектра хорошо соответствует наблюдаемой Вселенной.Существуют небольшие проблемы на малых мультипольных моментах [24].
Флуктуации в квадруполе и октуполе несколько подавлены (что,разумеется, сложнее объяснять, чем усиление, которое может быть вызвано независимым, нескоррелированным источником, скажем, в поздней Вселенной). Существует необъяснимая корелляция между разнымималыми мультипольными моментами. Однако значимость этих аномалий отнюдь не очевидна в силу малого количества независимых данных(cosmic variance). Кроме того, есть подозрительная корреляция с плоскостью эклиптики.Более серьёзная проблема приходит при сравнении константы Хаббла, получаемой из реликтового фона [23], и особенно через барионныеакустические осцилляции, с локальным измерением методом стандартных свечей [21].
Расхождение около двух-трёх стандартных отклоненийможет быть следствием нашего экзотического положения (в центре большого войда), или результатом отличия истинной теории гравитации отэйнштейновской, или же может указывать на присутствие неучтённыхсистематических погрешностей в методах измерения расстояний в космологии.Можно также отметить, что есть определённые указания на болеесильное гравитационное линзирование, чем следует из общей терии относительности [23].Следует также упомянуть и о некоторых расхождениях в определении космологических параметров спутниками Planck и WMAP.
Они не86столь велики, чтобы ставить под сомнение всю картину, но достаточно серьёзны для точного анализа. Нет единого мнения о происхождении этихразличий. Возможно, у эксперимента WMAP были трудности с единойнормировкой двух частей спектра – основной части, измеренной самимспутником, и хвостом затухания, который учитывался по данным наземных телескопов (ACT, SPT) в силу недостаточного углового разрешенияаппаратуры спутника [25].
В то же время у эксперимента Planck есть своисложности [26,27]. Долгое время не удавалось справиться с утечкой температурного сигнала в карты поляризации, было серьёзное загрязнениена линии 217 от электроники джоуль-томсоновского холодильникаи т.д..Помимо огромного прогресса, уже достигнутого в космологическихнаблюдениях, существуют многообещающие планы дальнейших исследований. Это и планируемые следующие микроволновые миссии для регистрации -моды поляризации (CORE [28]), и спутники для изучениякрупномасштабной структуры (EUCLID [29]). Уже сейчас активно исследуются леса в спектрах поглощения квазаров как источник космологической информации, дополнительной к реликтовому фону [30].Они позволяют накладывать ограничения на модели Тёмной Материи сосверхлёгкими аксионами [31]. А в перспективе считается, что этот анализбудет чувствителен не только к сумме масс трёх поколений нейтрино, нои к их иерархии [32].Новая важная информация может быть получена при измерении таких величин, как негауссовость первичных флуктуаций [33], а такжеспектральные искажения реликтового фона [34].Планируются инфракрасные миссии [35] для изучения эпохи повторной ионизации (образование первых звёзд), а также радионаблюдения[36], в том числе связанные с линией 21cm сверхтонкой структуры водорода [37].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
