Анизотропия реликтового излучения

Физическая природа и значение анизотропии

Реликтовое излучение, или космическое микроволновое фоновое излучение (КМФИ), представляет собой электромагнитное излучение, оставшееся от эпохи рекомбинации, когда Вселенная охладилась достаточно, чтобы протоны и электроны объединились в нейтральные атомы водорода. Излучение стало свободно распространяться, пройдя сквозь плазму ранней Вселенной. В идеализированном виде КМФИ имеет спектр абсолютно черного тела с температурой около 2.725 K. Однако на этом фоне наблюдаются крошечные флуктуации температуры — анизотропия — с относительной амплитудой порядка 10⁻⁵, что и делает реликтовое излучение богатым источником информации о ранней Вселенной и космологических параметрах.

Анизотропия КМФИ возникает в результате гравитационных флуктуаций, плотностных неоднородностей и эффектов движения вещества в ранней Вселенной. Эти анизотропии кодируют начальные условия формирования крупномасштабной структуры, параметры инфляции и содержание компонентов космоса (тёмной материи, барионов, нейтрино и т. д.).

Классификация анизотропии КМФИ

Анизотропию КМФИ условно можно разделить на три основных типа:

Первичная анизотропия — флуктуации, возникшие до и во время эпохи рекомбинации.
Вторичная анизотропия — флуктуации, возникающие при прохождении фотонов КМФИ через крупномасштабные структуры (гравитационное линзирование, эффект Рейса-Сакса-Вольфа, эффект Сюняева–Зельдовича и др.).
Анизотропия, вызванная движением наблюдателя — дипольная компонента из-за движения Солнечной системы относительно системы отсчёта КМФИ.

Дипольная анизотропия

Наиболее выраженная форма анизотропии КМФИ — дипольная мода, амплитудой около 3.36 мК. Она обусловлена эффектом Доплера из-за движения Земли (и Солнечной системы) со скоростью ~370 км/с относительно КМФИ. Это движение вызывает синхронное повышение температуры в направлении движения и понижение в противоположном.

Мультипольный разложение и спектр мощности

Анизотропии КМФИ обычно анализируют с помощью разложения по сферическим функциям:

$$ \frac{\Delta T(\theta, \phi)}{T} = \sum_{\ell=0}^{\infty} \sum_{m=-\ell}^{\ell} a_{\ell m} Y_{\ell m}(\theta, \phi) $$

где ℓ — мультипольный момент, соответствующий угловому масштабу θ ≈ π/ℓ, a_ℓm — коэффициенты разложения, а C_ℓ = ⟨|a_ℓm|²⟩ — спектр мощности анизотропий.

Типичная структура спектра:

Низкие мультиполи (ℓ ≲ 20): флуктуации на больших угловых масштабах, связанные с эффектом интегрального Рейса-Сакса–Вольфа.
Пик на ℓ ≈ 200: первый акустический пик, обусловленный колебаниями плазмы фотон-барион.
Последующие пики (ℓ ≈ 500, 800, …): гармоники акустических осцилляций.
Затухание при ℓ > 1000: связано с толщиной поверхности последнего рассеяния и диффузионным затуханием (эффект Шелкса).

Акустические осцилляции и барионный отклик

До рекомбинации фотон-барионная плазма находилась в состоянии плотного взаимодействия. Гравитационные потенциальные ямы, обусловленные флуктуациями тёмной материи, вызывали сжатие плазмы, сопровождаемое противодействующей радиационной давлением. Это приводило к возникновению акустических колебаний, оставивших отпечаток в виде серии пиков в спектре мощности. Положение и амплитуды этих пиков чувствительны к параметрам космологической модели:

Расположение первого пика определяет кривизну Вселенной.
Отношение высот первого и второго пиков — количество барионов.
Затухание при больших ℓ — плотность фотонов и масштабы диффузии.

Поляризация реликтового излучения

Важным дополнением к температурной анизотропии является поляризация КМФИ, возникающая из-за квадрупольных анизотропий поля излучения во время рассеяния Томсона. Поляризационные флуктуации делятся на:

E-моды — вихревые свободные, симметричные компоненты.
B-моды — вихревые компоненты, которые могут быть вызваны гравитационными волнами или гравитационным линзированием.

Наблюдение B-модов — одна из целей современной космологии, поскольку они могут свидетельствовать о гравитационных волнах инфляционного происхождения.

Вторичная анизотропия: эффекты на пути фотонов

После рекомбинации фотоны КМФИ проходят через крупномасштабные структуры и подвергаются различным вторичным эффектам:

Эффект интегрального Рейса-Сакса–Вольфа: изменение энергии фотонов в неоднородных гравитационных потенциальных ямах в условиях ускоренного расширения Вселенной.
Гравитационное линзирование: искажение пути фотонов из-за гравитационного поля массивных объектов. Оно перераспределяет угловые масштабы флуктуаций и генерирует B-моды в поляризации.
Тепловой эффект Сюняева–Зельдовича: взаимодействие фотонов с горячим газом в скоплениях галактик, приводящее к спектральному искажению КМФИ. Эффект позволяет выявлять скопления на больших красных смещениях.

Космологические параметры и наблюдения

Анизотропия реликтового излучения является одним из главных источников информации о параметрах ΛCDM-модели. На основе измерений спектра мощности можно определить:

H₀ — постоянную Хаббла.
Ω_b — долю барионной материи.
Ω_c — долю холодной тёмной материи.
Ω_Λ — плотность энергии тёмной энергии.
n_s — спектральный наклон первичных флуктуаций.
A_s — амплитуду первичных флуктуаций.
τ — оптическую глубину повторной ионизации.

Среди ключевых проектов, осуществивших прецизионные измерения анизотропии КМФИ, выделяются:

COBE (1992) — первое детектирование флуктуаций.
WMAP (2001–2010) — высокоточные карты на масштабах ℓ ≲ 1000.
Planck (2009–2013) — полный охват небесной сферы с точностью ℓ ≲ 2500.
ACT, SPT, POLARBEAR и др. — наблюдения на малых угловых масштабах и поляризации.

Роль инфляции и начальные условия

Анизотропия КМФИ несёт отпечаток квантовых флуктуаций, растянутых до космологических масштабов во время инфляционной эпохи. Согласно инфляционным моделям, первичные флуктуации имеют почти масштабно-инвариантный спектр (спектральный индекс n_s ≈ 0.96). Точные данные о форме спектра мощности позволяют отличать между различными инфляционными сценариями и проверять гипотезы о ранней Вселенной.

Толщина поверхности последнего рассеяния

Хотя термин «поверхность последнего рассеяния» используется, она не является бесконечно тонкой: из-за конечного времени рекомбинации существует толщина по красному смещению Δz ≈ 80. Это приводит к сглаживанию мелкомасштабных флуктуаций — эффект Шелкса (Silk damping), вызванный диффузией фотонов.

Космологические ограничения и перспективы

Изучение анизотропии КМФИ продолжает играть ключевую роль в проверке фундаментальных физических теорий. Оно позволяет ставить ограничения на массу нейтрино, число эффективных нейтриноподобных частиц, характер тёмной материи, и даже проверять принцип эквивалентности и общую теорию относительности на космологических масштабах.

Будущие миссии (такие как CMB-S4, LiteBIRD и другие) направлены на измерение B-модов поляризации с целью обнаружения сигнатуры гравитационных волн инфляционного происхождения, что может кардинально изменить наше понимание начала Вселенной.