Реликтовое излучение и B-моды поляризации

Реликтовое излучение, или космический микроволновой фон (CMB, Cosmic Microwave Background), представляет собой электромагнитное излучение, оставшееся после эпохи рекомбинации, примерно через 380 000 лет после Большого взрыва. Оно несёт ключевую информацию о ранней Вселенной, в том числе о структуре пространства-времени и гравитационных волнах, возникших в период инфляции.

Ключевые свойства CMB:

  • Температура изотропного фона ≈ 2.725 K.
  • Мелкие анизотропии δT/T ~ 10⁻⁵ отражают флуктуации плотности на ранней стадии Вселенной.
  • Поляризация CMB делится на E-моды и B-моды, различающиеся симметрией.

Поляризация CMB: E-моды и B-моды

Поляризация возникает из-за рассеяния Рэлея фотонов на свободных электронах в ранней Вселенной. Направление поляризации зависит от локальных градиентов температуры.

E-моды (градиентные):

  • Симметричны относительно направления радиального поля.
  • Возникают преимущественно из плотностных флуктуаций (скалярных возмущений).
  • Обнаружены и хорошо измерены в многочисленных экспериментах, таких как WMAP и Planck.

B-моды (вихревые):

  • Ассиметричны и имеют “закрученный” характер.

  • Могут возникать только через тензорные возмущения, то есть гравитационные волны.

  • Существуют два источника B-модов:

    1. Примордиальные (инфляционные) гравитационные волны.
    2. Гравитационный линзинг E-модов, когда крупномасштабная структура Вселенной искажает E-моды, превращая их частично в B-моды.

Ключевой момент: обнаружение примордиальных B-модов является прямым свидетельством инфляционных гравитационных волн и ранней экспансии Вселенной.

Теоретическое описание B-модов

Поляризация описывается тензором Стокса Qij, который можно разложить на скалярные (E) и псевдоскалярные (B) компоненты:

$$ Q_{ij} = \nabla_i \nabla_j E + (\nabla_i \nabla_j - \frac{1}{2} g_{ij} \nabla^2) B $$

Где:

  • ∇i — ковариантная производная по угловым координатам на небесной сфере.
  • gij — метрический тензор сферы.

Примордиальные B-моды порождаются тензорными возмущениями метрики hij, удовлетворяющими уравнению:

□hij = 0

в условиях расширяющейся Вселенной (FLRW-метрика). Амплитуда B-модов напрямую связана с тензорным скалярным отношением r, которое характеризует мощность гравитационных волн относительно плотностных возмущений.

Наблюдательные методы

Регистрация B-модов чрезвычайно сложна из-за их малой амплитуды (порядка 10⁻⁷ К). Основные подходы включают:

  1. Наземные обсерватории:

    • BICEP/Keck, POLARBEAR, SPTpol.
    • Используют сверхчувствительные детекторы в миллиметровом диапазоне.

  2. Космические миссии:

    • Planck, LiteBIRD.
    • Обеспечивают широкое покрытие неба и минимизацию атмосферного шума.

  3. Фильтрация линзингового сигнала:

    • Используется метод “delensing”, чтобы выделить примордиальные B-моды, подавляя линзинговый вклад.

Ключевое отличие B-модов инфляционного происхождения от линзированных:

  • Масштабные спектры различаются: примордиальные B-моды доминируют на крупных угловых масштабах (ℓ ≲ 150).
  • Линзированные B-моды имеют пик на малых угловых масштабах (ℓ ~ 1000).

Значение для физики гравитационных волн

B-моды CMB позволяют измерить:

  • Амплитуду примордиальных гравитационных волн, что критично для проверки моделей инфляции.
  • Скорость распространения гравитационных волн в ранней Вселенной, которая должна совпадать с скоростью света.
  • Связь между скалярными и тензорными возмущениями, что позволяет ограничить широкий класс моделей космологии.

Важный вывод: точное измерение B-модов CMB — один из немногих прямых способов изучения первичных гравитационных волн и их вклада в структуру Вселенной.

Оглавление