Астронет > Определение космологических параметров

Астронет: С. А. Павлюченко/ГАИШ Определение космологических параметров
http://variable-stars.ru/db/msg/1179958/cmb.html

<< Введение | Оглавление | Темная материя >>

Реликтовое излучение

Одним из предсказаний Теории Большого Взрыва является существование во Вселенной реликтового излучения, своеобразного "привета" нам с того момента, когда Вселенной было всего 300.000 лет. Существование реликтового излучения было предсказано в 40-х годах Георгием Гамовым, открыто же оно было в 1965 году Пензиасом и Вилсоном. Подробное исследование в этой области началось почти полтора десятилетия назад, продолжается оно и поныне. Реликтовое излучение несет на себе отпечаток процессов и условий, имевших место во Вселенной на ранних стадиях ее развития. Поэтому, "читая" его, мы напрямую получаем данные о процессах, происходивших на заре нашей Вселенной. В начале 90-х годов спутник COBE показал, что спектр реликтового излучения - чернотельный с температурой 2.725 +/- 0.002 K (первый рисунок). Одним из открытий, сделанных COBE, является открытие анизотропии реликтового излучения. На втором рисунке вверху изображена дипольная компонента РИ (Реликтового Излучения), связанная с нашим движением, посередине - анизотропия с вычтенной дипольной компонентой, но с влиянием Галактики на анизотропию, и внизу - "чистая" анизотропия РИ (обе взяты с сайта COBE).

Одним из мощных инструментов для изучения космологических параметров является изучение флуктуаций реликтового излучения. На третьем рисунке изображен угловой спектр реликтового излучения. На нем по оси Y отложена флуктуация температуры, по оси X - т.н. мультипольность, характеризующая угловой размер рассматриваемой области. Чем выше мультипольность, тем меньше угол, следовательно, тем меньше и линейный размер рассматриваемой области. Эта картинка представляет собой данные со спутника BOOMERanG (взята из работы astro-ph/0105296). Не будем здесь рассматривать теорию образования углового спектра - она хорошо описана, например, в astro-ph/0209215. Отметим лишь, что положение первого пика характеризует геометрию пространства, в частности его кривизну (см. также astro-ph/0209504). Из наблюдений следует, что кривизна нашей Вселенной ( ${\Omega}_k$ ) с хорошей точностью равна нулю;

так как ${\Omega}_{tot} = {\Omega}_{\Lambda} + {\Omega}_M + {\Omega}_k = 1$ , то $${\Omega}_{\Lambda} + {\Omega}_M$ = 1$ (этот результат нам еще пригодится).

Но помимо полной плотности Вселенной по наблюдениям РИ можно восстановить и другие космологические параметры. Делается это так: для конкретного набора параметров строится теоретический спектр; затем подбираются такие параметры, при которых теоретический спектр согласуется с наблюдениями наилучшем образом. Ниже приведен пример для двух конкретных моделей.

Правда, зачастую оказывается, что предсказания двух различных теорий в отношениии спектра практически одинаковы, как на примере ниже. Да и ошибки измерений, как нетрудно видеть, достаточно большие. Так что говорить о высокой точности все же не приходится ...

В заключение можно привести данные, полученные разными проектами. На картинке ниже приведены результаты CBI, DASI, и BOOMERanG. Теоретические кривые отвечают чуть различающимся плоским моделям: черная кривая соответствует ${\Omega}_{\Lambda} = 0.6$ , а зеленая - ${\Omega}_{\Lambda} = 0.7$ . По осям на всех последних картинках отложено все то же - по X - мультипольность, по Y - флуктуация температуры.

Итог данных по РИ: наша Вселенная плоская ( ${\Omega}_{tot} = 1$ ), темная энергия ( ${\Omega}_{\Lambda}$ )составляет примерно 0.7 , темная материя ( ${\Omega}_M$ ) 0.3 . Для интересующихся можно порекомендовать страничку, где есть ссылки на все ресурсы по РИ.

<< Введение | Оглавление | Темная материя >>