Приямвада Натараджан - Карта Вселенной [Главные идеи, которые объясняют устройство космоса]

После публикации работы Пензиаса и Вильсона среди астрономов началась ожесточенная гонка измерений параметров реликтового излучения на других длинах волн для получения всей кривой излучения черного тела. В конце 1970-х гг. это направление стало считаться очень важной темой исследований, в результате чего многие специалисты различных организаций занялись запуском воздушных шаров с аппаратурой, предназначенной для измерения фонового излучения. Целью этих работ было получение данных о фоновом излучении, свободных от искажений, вызываемых атмосферой Земли. Например, группа исследователей из Беркли сконцентрировалась на измерении коротковолновых (2 мм и меньше) сигналов реликтового излучения, чтобы проверить, насколько точно кривая излучения совпадает со спектром абсолютно черного тела. Эксперименты с воздушными шарами понадобились для изучения спектра на некоторых сложных для измерения длинах волн. Используемая аппаратура была очень хрупкой, так как заполняемые гелием специальные шары изготовлялись из особо тонкого пластика, толщиной всего в несколько тысячных сантиметра (вследствие чего они легко рвались), а измеряющие детекторы прикреплялись снизу. Конечно, это еще не все. После всего электронные реле должны работать, а измерения необходимо передавать на землю для анализа. При этом возникло даже трансатлантическое соперничество, так как в Англии группа исследователей в Колледже королевы Марии также занималась измерениями с использованием радиометров, запускаемых при помощи воздушных шаров [28].

Важнейшим инструментом, который стал катализатором в открытии реликтового излучения, стал радиометр, изобретенный Дикке. Основной принцип его работы заключается в том, что ток шума, создающий тепло в резисторе электрической цепи, сам является прямым показателем температуры резистора. Поместив такой прибор в замкнутую полость и выведя наружу улавливающую излучение антенну, можно создать высокочувствительный термометр. Эту «антенную» температуру можно легко измерять, просто следя за температурой резистора, к которому антенна присоединена {16} . Усовершенствованные варианты радиометра с 1946 г. получили широкое распространение благодаря возросшему после Второй мировой войны интересу к радиоустройствам. Именно такие радиометры были развернуты на воздушных шарах в исследованиях микроволнового космического излучения в 1960-х и 1970-х гг. Постепенно астрофизикам становилось ясно, что им необходимо зарегистрировать полный спектр излучения черного тела и что эту задачу удобнее решать в космосе, так как там отсутствуют помехи, связанные с прохождением излучения через атмосферу Земли. Подготовка к запуску спутника, специально спроектированного для регистрации реликтового излучения, началась с инициативы и соответствующего заявления НАСА, после чего в 1974 г. Мазер в числе других обратился с предложением о запуске спутника COBE. К этому времени у исследователей НАСА уже имелся опыт запуска и эксплуатации спутника Uhuru, предназначенного для проведения экспериментов с регистрацией в космосе рентгеновского излучения. Его миссия продолжалась с декабря 1970 г. до марта 1973 г. и вдохновила исследователей открыть еще одно «окно» в космос, на этот раз в области микроволнового диапазона.

Открытое Пензиасом и Вильсоном реликтовое излучение и ряд данных, полученных другими группами в ходе исследований с использованием воздушных шаров и наземной аппаратуры, дали ученым серьезные доказательства в пользу теории Большого взрыва. За 26 лет, прошедших с момента, когда спутник COBE провел первые точные измерения, было запущено еще два специально спроектированных спутника, которые уже завершили свои миссии и позволили получить более детальную картину Вселенной — слабо различимые отпечатки на спектре реликтового излучения. Первым таким спутником стал космический зонд «Зонд по изучению анизотропии микроволнового излучения» (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP, названный в честь ученика Дикке, который скоропостижно скончался в 2002 г.), а вторым был европейский спутник Planсk, названный в честь великого немецкого физика Макса Планка.

Полученные результаты позволили существенно дополнить наши знания относительно горячего Большого взрыва, а также проверить некоторые модели элементарных частиц и парадигмы, связанные с формированием общей структуры Вселенной. В настоящее время предполагается, что она возникла из-за мелких флуктуаций распределенного вещества в самые ранние эпохи. В нашей Вселенной, где доминирует темная материя, гравитация усиливает эти крошечные начальные флуктуации и неоднородности, породившие скопления массы, из которых в конечном итоге образовались первые звезды и первые галактики. Скучивание вещества и последующее слияние, которые привели к образованию галактик, оставили отпечатки в реликтовом излучении. Вариации температуры на минимальном уровне в одну миллионную долю коррелирует с распределением вещества, через которое прошло реликтовое излучение за время его длительного распространения во времени и пространстве. Миссии, которые последовали за COBE, выявили эти невероятно слабые образы горячих и холодных пятен с высокой точностью. Помимо изображений пятен реликтовое излучение содержит и другую информацию, которая подтверждает его первичное происхождение. Сейчас астрономы умеют обнаруживать и объяснять малейшие неоднородности. Реликтовое излучение оказалось чрезвычайно однородным, вследствие чего разница в значении температуры для двух измеряемых точек заметна лишь в пятом знаке после запятой. Физик Деннис Сиама предположил, что при движении Земли через реликтовое излучение должен проявляться доплеровский сдвиг (о котором говорилось выше при рассмотрении открытий Хаббла), причем сдвиг частоты должен составлять около одной тысячной, из-за чего температура излучения должна быть немного (примерно на одну тысячную) выше в направлении по курсу движения. И наоборот, позади движения температура будет ниже. Это предсказанное отклонение от однородности распределения температуры может быть измерено. Cамо реликтовое излучение в этом случае можно рассматривать в качестве своеобразного «космического эфира», заполняющего всю Вселенную. Возникающие при этом специфические вариации температуры излучения на небесной сфере были названы дипольной анизотропией. Уже в начале 1970-х гг. обнаружение дипольной анизотропии стало считаться очень важной задачей, и ее пытались решить, используя передовые технологии, которые включали наземные телескопы и воздушные шары. При таких измерениях было очень важно тщательно измерить движение Земли, потому что только тогда могли проявиться другие источники неоднородности, являющиеся ключом к построению всего космологического здания.