Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 3 (vyšlo 20. ledna, ročník 1 (2003)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Zvuk raného vesmíru

Milan Červenka

V nedávné době byla provedena dvě nezávislá pozorování kosmického reliktního záření pomocí dvou souborů radioteleskopů - Cosmic Background Imager (CBI) v Chile a Very Small Array (VSA) na ostrově Tenerife. V rámci těchto experimentů byla provedena dosud nejpřesnější měření teplotních rozdílů reliktního záření. Tyto rozdíly odpovídají fluktuacím v rozložení primordiální látky, z nichž se později ve vesmíru formovaly struktury velkých rozměrů. Poslední pozorování ukazují, že rozložení fluktuací se přesně shoduje s dříve provedenými pozorováními. Získané výsledky doplňují předchozí měření a dovolují tak provést detailnější testy teorií vzniku vesmíru.

Podmínky v raném vesmíru

Podle dnes akceptovaného kosmologického modelu, vesmír vznikl před zhruba 15 miliardami let velkým třeskem, po němž následovalo krátké období velmi rychlého rozpínání, známé jako inflace. Během inflace, primordiální kvantové fluktuace vzniklé v době velkého třesku, byly zesíleny do makroskopických fluktuací hustoty vesmíru, fluktuací ze kterých se nakonec formovaly struktury galaxií a kup galaxií, které dnes pozorujeme.

Po skončení etapy inflace se vesmír dále rozpínal pomaleji a chladl. V průběhu tohoto období docházelo k rozptylu elektromagnetického záření na volných elektronech v plazmatu tvořeném ionty vodíku a helia. Zhruba 300 000 let po velkém třesku poklesla teplota natolik, že mohlo dojít k vytvoření atomových obalů a tím přestalo k rozptylu fotonů docházet. Fotony z tohoto období (reliktní záření) dnes mají spektrum jako absolutně černé těleso o teplotě 2,725 K.

Reliktní záření však není zcela uniformní a vykazuje drobné rozdíly v teplotě. Tyto odchylky, známé jako fluktuace reliktního záření, odpovídají jemným rozdílům v hustotě vesmíru v době, kdy naposledy docházelo k rozptylu fotonů.

Výsledky měření fluktuací reliktního záření jsou obvykle vykreslovány jakožto druhá mocnina amplitudy fluktuací teploty (střední kvadratická fluktuace, je úměrná výkonu) v závislosti na úhlu Ωt> (rozměru fluktuací) nebo v závislosti na sférické harmonické l = 180°/Ω, která je nepřímo úměrná rozměru fluktuací. Cílem je měřit teplotu co možná nejpřesněji s co možná největším úhlovým rozlišením – dosáhnout nejmenší Ω nebo největší l.

Výkonové spektrum reliktního záření. Modré a zelené intervaly vyznačují výsledky měření CBI, zatímco červená a černá křivka odpovídá předpovědím modelů s různě zadanými kosmologickými vstupními parametry.

Počátkem devadesátých let minulého století měřila sonda COBE teplotu reliktního záření s přesností 1/100 000 K a s úhlovým rozlišením 7°, tyto výsledky plně podporovaly inflační kosmologický model. V průběhu dalších deseti let byly provedeny tři experimenty s větším rozlišením na  balonový sondách Boomerang a Maxima a pomocí interferometru DASI, umístěném na jižním pólu. Tato pozorování umožnila astronomům provést fundamentálnější testy povahy fluktuací.

Primordiální fluktuace způsobovaly nerovnováhu v tlaku a hustotě látky a záření vyplňujícího raný vesmír. V místech, kde byla vyšší hustota, docházelo ke gravitačnímu smršťování, nicméně při dosažení jisté hustoty převládly odpudivé síly záření a tak vznikly oscilace ve formě zvukových vln šířících se primordiálním plazmatem. Rychlost těchto zvukových vln odpovídá zhruba rychlosti světla ve vakuu dělené druhou odmocninou ze tří. Největší místa zhuštění, "horké skvrny", měly rozměry kolem 200 000 světelných roků, což zhruba odpovídá rychlosti zvuku v tomto prostředí násobené stářím vesmíru v té době. Největší "chladné skvrny" měly rozměry zhruba poloviční, neboť zvuková vlna těmito oblastmi musela projít dvakrát (zhuštění a následné zředění). Podobně v místech, kde došlo ke zhuštění podruhé, bylo zapotřebí trojího průchodu zvukové vlny a tyto oblasti tedy mají velikost zhruba třetinovou oproti velikosti největších horkých skvrn. Experimenty Boomerang, Maxima a DASI poskytly důkaz o existenci prvních tří maxim, poslední výsledky z CBI a VSA to potvrdily a CBI naznačil existenci čtvrtého maxima, jak předpovídá teorie.

The Cosmic Background Imager

Projekt je vedený skupinou astronomů z Caltechu. Teleskop CBI je umístěn v Chile v poušti Atacama v nadmořské výšce 5100 m. CBI je složen ze 13 antén, přičemž každá z nich má průměr 90 cm. Zařízení pracuje v kmitočtovém pásmu 26-36 GHz (vlnová délka ~ 1 cm) při pracovní teplotě 20 K. Rozlišovací schopnost dosahuje až 4 úhlových minut.

Zleva doprava: Interferometr CBI. Okolí teleskopu, Llano de Chajnantor.
Vulkán Licancabur. Zárodky kup galaxií pozorované CBI.

The Very Small Array

Projekt je vedený skupinou astronomů z university v Cambridgi. Teleskop VSA je umístěn na hoře Teide na ostrově Tenerife v nadmořské výšce 2400 m. VSA je složen ze 14 antén, přičemž každá z nich má velikost 14 cm a ze dvou 3,5 metrových parabolických antén. Zařízení pracuje na kmitočtu 31 GHz ± 5 GHz se šířkou pásma 1,5 GHz při pracovní teplotě 15 K. Rozlišovací schopnost dosahuje až 12 úhlových minut.


Zleva doprava: Interferometr VSA. Observatoř na Teide. První obrázky z VSA.
Detail antény. Spektrum teplotních fluktuací měřených VSA.

Obě místa, v Chile a na Tenerife, jsou pro mikrovlnná měření výhodná, jelikož rušivé vlivy atmosféry, zejména tepelné záření molekul tvořících atmosférickou vlhkost, jsou ve vysokých nadmořských výškách slabé. To dovolilo dosáhnout teleskopům skvělé teplotní citlivosti sondy COBE, s pozorovacím úhlem 100 čtverečních stupňů, avšak s mnohem větší úhlovou rozlišovací schopností. Poslední výsledky z CBI dosahují přesnosti 1/100 000 K a l = 3500 (to odpovídá rozměru fluktuací 3′).

Maxima na křivkách

Očekává se, že z fluktuací reliktního záření bude možné vyčíst mnoho podrobností o fyzikálních jevech spojených s interakcemi protonů a elektronů. Z polohy a amplitudy jednotlivých maxim mohou astronomové vyčíst mnoho kosmologických parametrů. Poloha a velikosti jednotlivých maxim je závislá například na křivosti vesmíru a celkové hustotě hmoty a energie v něm. Z polohy prvního maxima výkonového spektra lze vyčíst, jaká je celková křivost vesmíru. Případu plochého vesmíru odpovídá poloha prvního maxima poblíž l = 200 (to odpovídá rozměru fluktuací cca 1°). Kdyby měl vesmír kladnou křivost, původně rovnoběžné paprsky by konvergovaly, horké skvrny by se jevily jako větší a maxima by byla posunuta k menším hodnotám l. V případě vesmíru se zápornou křivostí by situace byla opačná.

Výsledky experimentů VSA a CBI ukazují, ve shodě s výsledky předchozími, že vesmír je eukleidovský (plochý) a že celková hustota hmoty a energie odpovídá s 5% přesností kritické hodnotě vyplývající z Einsteinovy obecné teorie relativity.

Množství baryonové hmoty ovlivňuje poměr velikostí lichých a sudých maxim, která jsou důsledkem stlačování a zřeďování látky zvukovými vlnami. Baryonová hmota je zodpovědná za síly kompenzující změny tlaku. Výsledky z CBI a VSA ukazují, že z kritické hustoty odpovídá 5% baryonové hmotě.

Astronomové již dlouhou dobu vědí, že pohyb hvězd v nejvzdálenějších částech galaxií je ovlivněn nezářivou, "temnou" hmotou. I temná hmota ovlivňuje velikost maxim ve výkonovém spektru. Se zářením neinteraguje, avšak na okolní hmotu působí gravitačně. Celkovou hustotu hmoty (baryonová + temná) lze vyčíst z absolutní velikosti prvního maxima. Poslední experimenty ukazují, že látka tvoří z celkové kritické hustoty 30 ± 20% . Z toho vyplývá, že zbylé 2/3 kritické hustoty jsou zřejmě tvořeny nějakou zvláštní formou "temné" (vakuové) energie, která má však zcela odlišný charakter než temná hmota.

Klesající tendence amplitud jednotlivých maxim způsobená zejména viskozitou primordiálního plazmatu, pozorovaná CBI, souhlasí se základními předpověďmi kosmologických modelů. Z těchto modelů vyplývá, že dnes pozorované fluktuace v reliktním záření o rozměrech 4 úhlových minut jsou zárodky kup galaxií, které byly expanzí vesmíru zvětšeny do rozměrů desítek miliónů světelných let.

Rozptylové jevy

Jediným překvapením ve výsledcích z CBI je zvýšení amplitud výkonového spektra poblíž hodnoty = 3000, které svou velikostí odpovídá maximálnímu očekávanému příspěvku od kup galaxií. Horký plyn v kupách galaxií může rozptylovat reliktní záření a charakteristickým způsobem a tak změnit jeho spektrum. Tento efekt, známy jako Sunjajevův-Zeldovičův (SZ) jev, je relativně velký pro jednotlivé skupiny galaxií. Radiová pozorování ukazují, že SZ jev může snížit teplotu záření až o 1 mK. Skupina kolem CBI poprvé měřila tento jev pro všechny kupy galaxií v zorném poli a výsledky ukazují, že tento jev mění teplotu o 15 μK, což je mnohem méně, než pro 1 kupu galaxií.

Kosmologové nemají velkou radost z naměřeného přebytku záření pro velké hodnoty l. Při relativně malé ploše pozorované CBI, pouze 40 čtverečních stupňů, je třeba uvažovat o statistických nejistotách spojených se vzorkováním nehomogenního vesmíru. Dalším problémem mohou být radiové zdroje záření, které nemusely být zcela eliminovány. Astronomové vědí, že radiové galaxie jsou často seskupeny do kup galaxií, takže vliv SZ jevu mohl být nadhodnocený.

Vysvětlení zvýšení amplitud reliktního záření pro vysoká l bude vyžadovat pozorování na mnoha různých vlnových délkách přes mnohem větší plochu oblohy. Tato pozorování by měla rovněž zahrnout submilimetrové vlnové délky, aby byly pozorovány i rozptýlené SZ fotony. Při dalších pozorováních bud bude SZ jev potvrzen, nebo bude třeba hledat další, exotičtější vysvětlení.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage