Реликтовое излучение

Реликтовое излучение (CMB) является ключевым предсказанием модели горячего Большого взрыва, а также наиболее важным наблюдением, которое способно рассудить модель Большого взрыва и модель Стационарного состояния. Поэтому очень интересным историческим исключением является тот факт, что это предсказание не было выдвинуто и проверено исследователями какой-либо теории, а первооткрыватели реликтового излучения совершенно не имели представления о его космологическом значении.

Реликтовое излучение имеет спектр абсолютно черного тела. Спектр абсолютно черного тела создается изотермическим, не прозрачным и не-отражающим объектом. В лаборатории для создания непрозрачного и не отражающего объекта обычно используют полость с небольшим отверстием. Излучение, входящее в полость через отверстие должно будет отражаться множество раз от стенок, прежде чем оно вырвется наружу, поэтому, даже если стенки лишь немного темны, отверстие будет выглядеть совершенно черным. На диаграмме справа показана такая полость, с входящим голубого цвета лучем, который полностью поглощается, в то время, как показанные красным лучи являются выходящим тепловым излучением. Простой воображаемый эксперимент показывает, что излучаемый абсолютно черным телом спектр может зависеть лишь от температуры T. Сначала предполагают, что два абсолютно черных тела имеют различные спектры, а затем показывают, что это приводит к противоречию. Пусть два абсолютно черных тела A & B, имеющих температуру T, излучают разные спектры. Тогда воспользуемся фильтром и отверстием, чтобы позволить им передавать тепло только посредством излучения по данному волноводу. Тогда B полностью поглотит излучение A, а A полностью поглотит излучение B. Тким образом, если спектры различаются, то должен быть результирующий перенос тепла между A & B, но их температуры одинаковы. Поскольку переноса тепла между объектами одинаковой температуры не бывает, то спектры должны быть идентичны. Выбор фильтра волновода был произвольным, поэтому спектры должны быть идентичны на всех частотах. Этот спектр универсального абсолютно черного тела несомненно был очень важной темой физики в конце 19 столетия, и изучая излучение абсолютно черного тела Планк выдвинул идею кванта, и определил квант действия h, который сегодня известен нам как постоянная Планка. лагодаря универсальности спектра абсолютно черного тела, мы можем преобразовать любые измерения спектра в яркостную температуру при измеряемой длине волны. Уникальным свойством спектра абсолютно черного тела является то, что яркостная температура абсолютно черного тела одинакова на всех длинах волн. Говоря о реликтовом излучении ученые всегда используют температурную шкалу Кельвина, которая подобна шкале Цельсия за исключением того, что нулевая точка равна абсолютному нулю, вместо точки замерзания воды, равной T_лед = 273.15 K.

Приведенный выше график показывает измеренную яркостную температуру T_B реликтового излучения на множестве различных длин волн. Очевидно, что T_B = 2.725 K соответствует всем данным в пределах статистического раброса, ожидаемого для установленной величины ошибок.

Чтобы создать спектр абсолютно черного тела, объект должен быть не прозрачным, не-отражающим и изотермическим. Например звезда, которая не прозрачна, не излучает спектра абсолютно черного тела, поскольку мы можем видеть как более холодные внешние слои, так и более горячие глубокие слои. И хотя температура Вселенной изменяется по мере её развития, причем T_CMB = T_o (1+z), однако Вселенная выглядит изотермичной, поскольку смещение излучения в красную область делает более теплую, но смещенную к красному краю удаленную Вселенную, по видимой температуре точно такой же, как сегодняшняя Вселення.

Инструмент [FIRAS] (абсолютный спектрофотометр в дальнем инфракрасном диапазоне) на спутнике [COBE] имел большой конический рупор для сбора реликтового излучения. На конце рупора имелось лишь небольшое отверстие, позволяющее излучению попадать в инструмент. У FIRAS также имелся поглотитель микроволнового излучения, внешний эталон-калибратор или XCAL, который мог вводиться в рупор как заглушка рупора, и нагреватели, которые могли сделать рупор и полость поглотителя изотермичными. Когда XCAL находился в инструменте, FIRAS наблюдал очень хорошую чернотельную полость, когда же XCAL извлекали из рупора, то FIRAS наблюдал реликтовое излучение. Существенного различия при этом не наблюдалось. Реликтовое изулучение очень близко к чернотельному с температурой 2.725 K. Результаты FIRAS показаны ниже в единицах интенсивности (энергия на единицу площади на единицу частоты на единичный телесный угол) в зависимости от частоты и/или длины волны.

[Эрик Адельбергер (Eric Adelberger)] хотел, чтобы я обратил внимание, что фундаментальным измерением FIRAS является нижний чертеж. Это то, что FIRAS действительно измерял: разницу между реликтовым излучением и наилучшим соответствующим абсолютно черным телом. Верхний чертеж показывает эти разницы, прибавленные к теоретическому спектру абсолютно черного тела при температуре XCAL, являющейся наилучшим приближением, основанным на функции, выведенной планком в 1900г. Три кривые на нижнем рисунке соответствуют трем наиболее вероятным нечернотельным спектрам: серая кривая показывает тело с отражающей способностью в 100 частей на миллион вместо нуля, а красная и синяя кривые показывают эффект горячих электронов, добавляющих избыток в 60 частей на миллион энергии реликтовому излучению перед (синим) или после (красным) рубежом в 1000 лет после Большого взрыва. Эти кривые показывают максимальные искажения допускаемые в данных FIRAS.

История

Первые наблюдения реликтового излучения с использованием межзвездных молекул произвел в 1940г канадский астроном Э.Мак-Келлар (McKellar). Рисунок справа показывает спектр звезды дзета Змееносца (zeta Oph) снятый в 1940г, в котором имеется слабая линия R(1) от ротационно возбужденного циана CN. Важность этих данных в то время не была понята, и есть даже линия в книге 1950 года Спектры двухатомных молекул Нобелевского лауреата по физике Герхарада Херцберга (Gerhard Herzberg), заметившего ротационную температуру молекулы циана (CN) в межзвездном пространстве при 2.3 K, но утверждавшего, что это имеет "весьма ограниченное значение". Сегодня мы знаем, что эта молекула первоначально возбуждается реликтовым излучением, что предполагает яркостную температуру T_o = 2.729 ± 0.027 K на длине волны 2.64 мм ( [Roth, Meyer & Hawkins 1993]).

Позднее измерения, которые могли открыть реликтовое излучение сделал Роберт Дики (Robert Dicke). Он измерял яркостную температуру неба, как функцию угла возвышения. Поскольку его антенна смотрела в точку, близкую к горизонту, то яркостная температура ползла вверх и была близка к температуре воздуха. Дики использовал рупор с низким уровнем боковых лепестков, и изобрел для этой работы быстро переключающийся диференциальный радиометр, сегодня известный, как радиометр Дики, который переключался между небом и окружающей средой-эталоном с температурой 300 K. Используя эти данные, Дики определил поглощение атмосферы на длинах волн от 1 до 1.5 см и показал, что это микроволновое излучение "диапазон K" может использоваться в радарах. Короткие длины волн позволили радарам поместиться внутри истребителей и сильно помогли усилиям союзников во второй Мировой войне. Дики не интересовада температура неба за пределами атмосферы, но в 1946г [Дики с соавт.] опубликовал верхний предел яркостной температуры неба: T_неба < 20 K. Используя эталон комнатной температуры Дики получал большой дифференциальный сигнал в зените, и несколько процентов неопределенности в его каллибровке усиления порождали неопределенность в несколькуо Кельвинов в температуре неба.

Рисунок слева вверху представляет фактические даные из рисунка 3 из статьи Дики с соавт. (1946), хотя мне пришлось сделать настройки, чтобы найти базовую линию, которая вычиталась. Как можно видеть, экстраполяция до 100% прозрачности далека из-за поглощения парами воды и прерывистость сигнала при 100% прозрачности велика, поэтому накопленная неопределенность, показанная голубым, приводит к большой неопределенности в T_неба. Справа привелен гипотетический эксперимент, который мог быть проведен в 1945г с холодным эталоном на длинах волнах, не совпадающих с линией паров воды. Если бы Дики воспользовался низкотемператцрным эталоном и провел наблюдения с вершины горы, а не из Флориды, то он бы обнаружил реликтовое излучение. По иронии судьбы, the [работа] Гамова, описывающего горячий Большой взрыв, находится в том же самом томе журнала Physical Review. более поздняя работа [Alpher, Bethe & Gamow], описывающая горячий Большой взрыв является одной из класических шуток в физике: Гамов добавил имя Бети в эту работу, просто, чтобы она звучала, как альфа, бета, гамма. Бети, в действительности, ничего не сделал в этой работе.

Дальнейшая ирония заключается в том, что некто связал в единое целое данные МакКеллара о 2.3 K и Вселенную, и это сделал Фред Хойл в 1950г в [обзоре] книги Гамова и Критчфилда (Critchfield) (1949, "Теория атомных ядер и источники ядерной энергии"). Хойл был одним из трех создателей модели Стационарного состояния, которая была главным конкурентом модели Большого взрыва Гамова. Хойл писал: "[Модель Большого взрыва] приводит к современной температуре излучения сохраняющейся во всем пространстве намного выше, чем определено МакКеларом для некоторых областей в пределах Галактики." Приложение к космологической модели Гамова дает значения, из которых может быть посчитана T_o = 11 K, что, разумеется, больше, чем наблюдаемые 2.3 K. Но Хойл не учел [работу (1949, Phys. Rev., 75, 1089-1095)] Альфер (Alpher) и Герман (Herman), в которой предлагались две версии Большого взрыва, одна с T_o = 1 K и другая с T_o = 5 K. Таким образом, неопределенности в космологических параметрах легко позволяли данным МакКелара по CN стать подтверждением Большого взрыва, вместо опровержения его. Но никто из участников этих дебатов так и не взглянул далее на данные по межзвездному CN, и, таким образом, реликтовое излучение осталось не открытым вплоть до 1965г. Фактически Гамов, демонстративно игнорирует это расхождение, и дает T_o = 50 K в своей книге "Возникновение Вселенной" (1955, 1961).

Роберт Вудро Уилсон (р. 1936) и Арно Элан Пензиас (р. 1933) (Penzias & Wilson) изучали излучение, собираемое широкоугольной антенной-рупором в Нью-Джерси, когда обнаружили избыточный шум на длине волны 7.35 см, это было эквивалентно чернотельной температуре в 3.5 ± 1 K. их рупор имел низкие боковые лепестки, и Penzias & Wilson переключались на эталон с низкой температурой. Они не знали что означаетт этот избыток, но рассказали Бернарду Берку (Bernie Burke) из MIT, который знал, что Дики сейчас возглавлял группу, планируя измерение реликтового излучения. По иронии судьбы Дики забыл о своем старом верхнем пределе, но он знал, как провести измерение. Однако, прежде чем его группа смогла закончить создание своих инструментов, Дики получил звонок от Penzias & Wilson. Услышав об этих данных, Дики сказал: "Парни, нас обставили." работы [Penzias & Wilson] и [Dicke, Peebles, Roll & Wilkinson], описывающие эти результаты, появились в 1965г в Astrophysical Journal. Вилкинсон (Wilkinson) предпринял измерения реликтового излучения на большом количестве длин волн и всегда обнаруживал одну и ту же яркостную температуру в широком диапазоне длин волн.

Существует более полное описание этого действительно замечательного открытия на русском языке - примечание Переводчика.

Утвержденния, что Le Roux измерил реликтовое излучение в 1950г не верно. Le Roux использовал обычную параболическую тарелку, которая не предназначена для очень низких боковых лепестков, и использовал горизонт, как абсолютный эталон температуры. Он также наблюдал на частоте 900 МГц, где галактический фон слишком ярок. В то время как не опубликованные тезисы Le Roux давали T_неба = 3 ± 1 K, первая опубликованная версия (Denisse, Lequeux & Le Roux, 1957, Comptes Rendus, 244, 3033) дает T_неба < 3 K. Оба этих результата не верны, поскольку галактический фон дает минимальную температуру неба > 4 K на этой частоте. Более полная [опубликованная версия] дает T_неба < 20 K ("примерно двадцать" - Франц. - прим. переводчика). Это более приемлемая оценка точности этих данных.

Домашняя страничка Неда Райта (Ned Wright)