Реликтовое излучение: микроволновой свет ранней Вселенной

01

Почему свет смог распространиться

В первые сотни тысяч лет горячая плазма постоянно рассеивала фотоны на свободных электронах. По мере расширения и охлаждения электроны связались с ядрами, образовав нейтральные атомы. Среда стала прозрачнее, и фотоны продолжили путь почти свободно.

Мы не видим сам Большой взрыв как вспышку из одной точки. Фон приходит почти со всех направлений, потому что наблюдатель смотрит на далёкую поверхность последнего рассеяния вокруг себя. В другой галактике наблюдатель имел бы собственную такую поверхность.

02

Температура и спектр

Спектр фона очень близок к спектру абсолютно чёрного тела с температурой около 2,7 кельвина. Это один из ключевых количественных результатов космологии. Точное значение и калибровка принадлежат измерениям, а не цветовой карте из популярной статьи.

Карты обычно усиливают чрезвычайно малые отклонения температуры и раскрашивают их условными цветами. Красная область на такой карте не является видимым огнём, а синяя — холодным объектом на небе. Легенда масштаба обязательна для интерпретации.

03

Что означают неоднородности

Небольшие температурные вариации связаны с различиями плотности и движением вещества в ранней Вселенной. Из этих зачатков под действием гравитации со временем выросла крупномасштабная структура — галактики и скопления.

Статистический спектр угловых масштабов позволяет проверять космологические модели и оценивать параметры состава и геометрии. Одна отдельная точка на карте не является изображением будущей конкретной галактики и не читается без анализа всей картины.

04

Как измеряют фон

Спутники COBE, WMAP и Planck измеряли небо в нескольких частотных диапазонах. Это нужно, чтобы отделить космический фон от излучения Млечного Пути, пыли, синхротронного компонента и инструментального шума.

Результат зависит от калибровки, масок и модели фоновых компонентов, поэтому научные публикации дают неопределённости. Реликтовое излучение поддерживает модель горячей ранней Вселенной, но не отвечает само по себе на каждый вопрос о самом начальном моменте или о том, что было «до».

05

Почему нужна статистика

Космологи не выводят свойства Вселенной по одной красной или синей точке карты. Они сравнивают корреляции температур на множестве угловых масштабов и сопоставляют полученный спектр с расчётами моделей. Перед этим из данных удаляют или моделируют излучение нашей Галактики, яркие компактные источники, движение наблюдателя и инструментальные эффекты. Маски исключают участки, где помехи особенно сильны, а неопределённости показывают устойчивость результата. Независимые эксперименты с разными приборами и частотами позволяют проверить, что особенности относятся к небу, а не к конкретному детектору или способу обработки.