Что такое "поверхность последнего рассеяния"?
Что такое "поверхность последнего рассеяния"?Ранняя Вселенная была настолько горячей, что вся материя была ионизированной. Ионизированный материал очень хорошо взаимодействует с излуением (он имеет большое "поперечное сечение" при рассеивании фотона), в то время как нейтральный материал является почти прозрачным. Большую часть Вселенной составляет водород, который был весь ионизирован вплоть до примерно 300,000 лет после Большого взрыва. По мере расширения Вселенной она охлаждалась, поэтому все её составляющие имели всё меньше энергии. Примерно через 300,000 лет после Большого взрыва протоны стали способны удержать электроны, поскольку энергии стали не столь высоки, что электроны могли снова отрываться. Поэтому материал Вселенной стал в это время нейтральным, после чего фотоны и атомы водорода слабо взаимодействовали друг с другом. Поэтому, когда мы смотрим в космос, то мы наблюдаем микроволновые фотоны, приходящие с направлений, где они в последний раз были рассеяны на ионизированых частицах. Вокруг нас существовали ионы и электроны в любом направлении, если только мы смотрим на достаточно большие расстояния (это означает смотреть достаточно далеко в прошлое, из-за того, что скорость света конечна). Поэтому мы можем определить "поверхность последнего рассеяния", как удаленную оболочку в космосе, на котрой сегодняшние фтоны реликтового излучения последний раз рассеялись ионизированной материей. Ближе, чем эта поверхность Вселенная являлась по-существу прозрачной. Далее, чем эта поверхность фотоны и ионы быстро рассеивались Поэтому, хотя поверхность имеет конечную толщину, она является относительно резкой границей. Большая часть анизотропии, которую мы наблюдаем в микроволновом диапазоне на сегодняшнем небе была образована на этой поверхности последнего рассеяния.
Могу ли я увидеть объекты, которые привели к анизотропии?Иногда забывают о том, что большая часть анизотропии реликтового фона сформирована на последней рассеивающей поверхности. Зная, что предшественники скоплений и сверхскоплений привели к неровностям микроволнового фона, не слишком легко запутаться по поводу связи между этими объектами и местными структурами. Но помните, последнее событие рассеяния было примерно через 300,000 лет после Большого взрыва, т.е. очень большое время тому назад. Поэтому объекты, которые вызвали горячие и холодные пятна, наблюдаемые например COBE, находятся на расстоянии около 13,7 миллиардов световых лет (предполагая, что таков возраст Вселенной), и мы наблюдаем их вздействие на реликтовый фон примерно 13,7 миллиардов лет назад. Поэтому действительные структуры, которые вызвали микроволновую рябь, располагаются от нас, в основном, на расстоянии горизонта, и, следовательно, это далеко не те структуры, которые мы отслеживаем, используя относительно близкие кластеры. Однако, в статистическом смысле эти объекты должны быть очень похожи на то, на что были похожи локальные структуры 13,7 миллиарда лет назад. И помните, что кто-то, кто живет близко к области нашего горизонта будет видеть наше местное сверскопление, вызывающее анизотропию на их последней поверхности рассеяния.
Горячие пятна это уплотнения или разрежения?В стандартной теоретической модели, которая у нас есть для флуктуаций реликтового фона, вариации при больших углах вызваны гравитационными красными смещениями и фиолетовыми смещениями от капель, находящихся на поверхности последнего рассеяния. Повышенная плотность (т.е. область с большим количеством материи, чем в среднем) вызывает к потере фотоном энергии при его выходе наружу: мы говорим, что существует "гравитационное красное смещение" если фотон "выбирается из потенциальной ямы". Пониженная плотность С другой стороны, ведет к фиолетовому смещению. Поскольку красное смещение означает снижение энергии (покраснение) фотона, то это соответствует слегка пониженной температуре реликтового излучения. Таким образом, уплотнения это холодные пятна, а разрежения это горячие пятна.
Существуют, разумеется, иные теории, в которых анизотропии больших углов вызваны вещами несколько отличающимися от этих простых гравитационных красных и фиолетовых смещений. В таких теориях возможно соотнести уплотнения и разрежения наоборот тому, что было описано выше. В часности в моделях, в которых первоначальные возмущения возникают вследствии "топологических дефектов" или "изопотенциальные" модели, всё это может быть сложным. По-видимому через некоторое время в ближайшем будущем мы определенно узнаем какого рода крупномасштабные флуктуации имеются в нашей Вселеной, и тогда мы будем знать наверняка, сможете ли Вы указать на горячее пятно реликтового фона и сказать "Вселеная в этом направлении немного менее плотная"!
Что такое "космологическая дисперсия"?Когда Вы пытаетесь оценить какую либо величину на основе ограниченного образца, то Вы ожидаете некоторую неопределенность между вашим измерением и "истинным значением". иногда это называют дисперсией образца или дисперсией выборки. По мере того, как Вы выбираете все больший и больший образец, Вы ожидаете, что эта неопределенность будет снижаться (если все идет хорошо, то неопределенность должна снижаться, как квадратный корень из числа образцов).
Давайте теперь представим, что мы пытаемся определить какую-либо величину в неком очень большом масштабе, скажем, разумная доля размера наблюдаемой Вселенной. Эта величина может быть плотностью или скоростью или чем-то вроде этого. Тогда то, что мы найдем, в конеченом счете упрется в некий предел, потому что существует лишь конечная наблюдаемая Вселенная, и следовательно мы не можем иметь более крупный образец. Этостановтся понятнее для реликтового фона, если мы пытаемся определить энергетический спектр, или, что то же самое, амплитуды некоторых мементов мультиполей (насколько большими являются флуктуации при разных угловых масштабах). Любая лежащая в основе теория даст предсказание для ожидаемых значений коэффициентов мулитиполей, однако флуктуации плотности являются существенно стохастическим процессом: теория не скажет нам какова реализация в нашей определенной области пространства-времени. Это приводит к существенной неопределенности при определении теоретически "ожидаемого значения" (что бы получилось, если бы Вы могли усреднить величины по ансамблю вселенных) from нашей эмпирически определяемой величины. Не важно насколько точно Вы проводите измерения, Вы не можете избывиться от этой "космологической дисперсии".
Возьмем к примеру, квадрупольную анизотропию. Это такая вещь на небе, у которой пять коэффициентов. Каждый из этих коэффициентов является неким случайным числом (Случайная гауссова переменная в стандартных моделях), и потому ожидаемое статистическое распределение для амплитуды квадруполя подобно сумме пяти Гаусианов (распределение &chi2 с 5 степенями свободы), и потому оно очень широкое. Это означает, что измерение квадруполя на нашем небе, на самом деле не скажет Вам слишком много об ожидаемой величине квадруполей для группы наблюдателей. Если хотите, Вы можете считать эту неопределенность "пределом теоретической ошибки". Для мультиполей более высокого порядка (меньшие угловые масштабы) существует гораздо больше образцов, и потому "Космологическая дисперсия" является менее важной. Поэтому, если Вы пытаетесь определить угловой энергетический спектр, то при больших углах у Вас доминирует "Космологическая дисперсия", в то время как при малых углах у Вас доминирует инструментальный шум.