Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса - [101]
Космическая обсерватория WMAP собирала данные в течение девяти лет. Окончательные результаты были опубликованы в 2013 году>{292}.
На рис. 14.2 изображен график углового спектра мощности реликтового излучения, полученный на основании данных, собранных за первые семь лет наблюдений>{293}. На нем хорошо различимы вторичные акустические пики. Кривая получена путем аппроксимации этих данных, помещенных в модель с шестью параметрами, которую я кратко опишу в дальнейшем>{294}.
Как и солнечный свет, микроволновое излучение поляризуется. Результаты исследования этой поляризации, также показанные на рисунке, были опубликованы в отчетах по проекту WMAP и другим экспериментам.
Но важно помнить, что не следует ожидать от звукового спектра, изображенного здесь, точного сходства со спектром звучания музыкального инструмента. На самом деле, если значения частоты и интенсивности этого звука сместить в диапазон, доступный человеческому уху, получится нечто, на слух неотличимое от обычного шума. Посмотрите и послушайте лекции 15 и 16 Марка Уиттла из серии Great Courses. Лектор не только демонстрирует эти прелестные звуки, но и пытается выделить различные гармоники и сделать «музыку сфер» более музыкальной>{295}. Также рекомендую посетить его веб-сайт «Космическая акустика»>{296}.
В расширяющемся шаре из фотонов и других частиц, вибрации которых произвели этот звук, присутствовал ряд «искажений». Благодаря этому заполнились пробелы и частично снизилась мощность более высоких гармоник в угловом спектре. Но, что удивительно, эти искажения предоставляют нам информацию о природе породившей их среды, которую мы не получили бы из одного только чистого спектра.
Программа-симулятор Большого взрыва под названием CMBFAST, написанная Урошем Сельяком и Матиасом Зальдарриагой, широко используется для совмещения данных по анизотропии и поляризации реликтового излучения с различными моделями>{297}. Давайте же посмотрим на модель, которая все еще впечатляюще хорошо описывает все имеющиеся данные, хотя по мере совершенствования базы данных будут появляться все более сложные и глубокие модели.
LCDM
По мере того как благодаря сотрудничеству астрономов-наблюдателей и астрофизиков появлялись все более точные данные измерений угловых спектров мощности и поляризации реликтового излучения, а также другие выдающиеся астрономические наблюдения, такие как ускоренное расширение Вселенной и паутинная галактическая структура, физики-теоретики и космологи занимались разработкой моделей, призванных описать полученные данные на языке фундаментальной физической науки.
Сравнительно простая модель, которую использовали для описания данных, полученных обсерваторией WMAP на 2005 год, называется моделью LCDM с шестью параметрами. Эта модель предполагает, что Вселенная состоит из барионной (атомной) материи, холодной темной материи (CDM) и темной энергии (L), являющейся результатом действия космологической постоянной. Параметры модели таковы:
♦ Ω>b — плотность барионной материи по отношению к критической плотности;
♦ Ω>c — плотность холодной темной материи по отношению к критической плотности;
♦ Ω>L — плотность темной энергии по отношению к критической плотности;
♦ n — спектральный индекс, характеризующий первичную флуктуацию спектральной плотности (см. главу 11);
♦ А — амплитуда первичной флуктуации;
♦ τ — оптическая толща на момент реионизации.
Явление реионизации до сих пор не упоминалось. Чтобы описать его, мне придется подробнее рассказать о развитии Вселенной от момента последнего рассеяния до формирования первых звезд, которое станет важной частью этой истории.
Первые звезды
Сразу после рассеяния фотонов, на 380 000-м году своего существования, Вселенная представляла собой шар горячего газа, состоящего из атомов (в основном водорода и гелия), наряду с газом из фотонов, более не вступающим во взаимодействие, и все это имело одну и ту же температуру — 3000 К. Эта температура соответствует пиковой длине волны около 1 мкм, лежащей в околоинфракрасной части спектра черного тела. Однако, поскольку этот спектр довольно широк, во Вселенной все еще остается много видимого света и небеса имеют яркооранжевый цвет.
По мере того как газовый шар расширялся, обе его составляющие синхронно остывали, их спектральные пики приходились на все более и более длинные волны и небо становилось все краснее, пока примерно через 6 млн. лет после своего рождения Вселенная почти не перестала испускать видимый свет. Последовавший за этим период, названный Темными веками, длился несколько сотен миллионов лет, пока не сформировались первые звезды и во Вселенной снова не появился видимый свет.
