Космический микроволновый фон

Следы излучения из ранней Вселенной

Карта температурных флуктуаций в космическом микроволновом фоне, полученная с помощью зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона за девять лет

Космический микроволновый фон ( CMB , CMBR ), или реликтовое излучение , представляет собой микроволновое излучение , заполняющее все пространство в наблюдаемой Вселенной . При использовании стандартного оптического телескопа фоновое пространство между звездами и галактиками почти полностью темное. Однако достаточно чувствительный радиотелескоп обнаруживает слабое фоновое свечение, которое почти однородно и не связано с какой-либо звездой, галактикой или другим объектом . Это свечение наиболее сильно в микроволновой области радиоспектра. Случайное открытие CMB в 1965 году американскими радиоастрономами Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном стало кульминацией работы, начатой ​​в 1940-х годах.

Реликтовое излучение является знаковым доказательством теории Большого взрыва для происхождения Вселенной. В космологических моделях Большого взрыва в самые ранние периоды Вселенная была заполнена непрозрачным туманом плотной, горячей плазмы субатомных частиц . По мере расширения Вселенной эта плазма остывала до точки, в которой протоны и электроны объединялись, образуя нейтральные атомы, в основном водорода. В отличие от плазмы, эти атомы не могли рассеивать тепловое излучение с помощью томсоновского рассеяния , и поэтому Вселенная стала прозрачной. Известное как эпоха рекомбинации , это событие разделения освободило фотоны для свободного перемещения в пространстве. Однако фотоны стали менее энергичными из-за космологического красного смещения , связанного с расширением Вселенной . Поверхность последнего рассеяния относится к оболочке на правильном расстоянии в пространстве, поэтому теперь принимаются фотоны, которые изначально были испущены во время разделения.

Реликтовое излучение не является полностью гладким и однородным, показывая слабую анизотропию , которую можно отобразить с помощью чувствительных детекторов. Наземные и космические эксперименты, такие как COBE , WMAP и Planck, использовались для измерения этих температурных неоднородностей. Структура анизотропии определяется различными взаимодействиями материи и фотонов вплоть до точки разделения, что приводит к характерному комковатому рисунку, который меняется в зависимости от углового масштаба. Распределение анизотропии по небу имеет частотные компоненты, которые можно представить спектром мощности, отображающим последовательность пиков и впадин. Пиковые значения этого спектра содержат важную информацию о физических свойствах ранней Вселенной: первый пик определяет общую кривизну Вселенной , в то время как второй и третий пики детализируют плотность нормальной материи и так называемой темной материи соответственно. Извлечение мелких деталей из данных реликтового излучения может быть сложной задачей, поскольку излучение претерпело изменения под воздействием передних особенностей, таких как скопления галактик .

Функции

График спектра реликтового излучения вокруг пика в диапазоне микроволновых частот ^[1] , измеренный прибором FIRAS на COBE . ^{[2] [3]} Хотя здесь были включены сильно преувеличенные « полосы погрешности », чтобы показать измеренные точки данных, истинные полосы погрешности слишком малы , чтобы их можно было увидеть даже на увеличенном изображении, и невозможно отличить наблюдаемые данные от спектра черного тела для 2,725  К.

Космическое микроволновое фоновое излучение представляет собой излучение однородной тепловой энергии черного тела , поступающее со всех направлений. Интенсивность реликтового излучения выражается в кельвинах (К), единицах измерения температуры в системе СИ . Реликтовое излучение имеет тепловой спектр черного тела при температуре2,725 48 ± 0,000 57  K . ^[4] Изменения интенсивности выражаются как изменения температуры. Температура черного тела однозначно характеризует интенсивность излучения на всех длинах волн; измеренная яркостная температура на любой длине волны может быть преобразована в температуру черного тела. ^[5]

Излучение удивительно однородно по всему небу, что очень не похоже на почти точечную структуру звезд или скоплений звезд в галактиках. ^[6] Излучение изотропно примерно до одной части из 25 000: среднеквадратичные вариации составляют чуть более 100 мкК, ^[7] после вычитания дипольной анизотропии из доплеровского сдвига фонового излучения. Последнее вызвано своеобразной скоростью Солнца относительно сопутствующей космической системы покоя, поскольку оно движется со скоростью 369,82 ± 0,11 км/с по направлению к созвездию Кратер вблизи его границы с созвездием Льва ^{[8] Были измерены диполь и} аберрация КМФ на более высоких мультиполях, что согласуется с галактическим движением. ^[9] Несмотря на очень малую степень анизотропии в КМФ, многие аспекты могут быть измерены с высокой точностью, и такие измерения имеют решающее значение для космологических теорий. ^[6]

В дополнение к температурной анизотропии, CMB должен иметь угловое изменение поляризации . Поляризация в каждом направлении на небе имеет ориентацию, описанную в терминах поляризации E-моды и B-моды. Сигнал E-моды в 10 раз слабее температурной анизотропии; он дополняет температурные данные, поскольку они коррелируют. Сигнал B-моды еще слабее, но может содержать дополнительные космологические данные. ^[6]

Анизотропия связана с физическим происхождением поляризации. Возбуждение электрона линейно поляризованным светом генерирует поляризованный свет под углом 90 градусов к направлению падения. Если входящее излучение изотропно, различные входящие направления создают поляризации, которые компенсируют друг друга. Если входящее излучение имеет квадрупольную анизотропию, будет видна остаточная поляризация. ^[10]

Помимо температуры и анизотропии поляризации, ожидается, что спектр частот CMB будет содержать крошечные отклонения от закона черного тела, известные как спектральные искажения . Они также находятся в центре активных исследовательских усилий с надеждой на первое измерение в течение предстоящих десятилетий, поскольку они содержат массу информации о первичной Вселенной и формировании структур в поздние времена. ^[11]

Реликтовое излучение содержит подавляющее большинство фотонов во Вселенной в соотношении 400 к 1; ^{[12] : 5} плотность числа фотонов в реликтовом излучении в миллиард раз (10 ⁹ ) превышает плотность числа материи во Вселенной. Без расширения Вселенной, вызывающего охлаждение реликтового излучения, ночное небо светило бы так же ярко, как Солнце. ^[13] Плотность энергии реликтового излучения составляет 0,260 эВ/см ³ (4,17 × 10 ⁻¹⁴  Дж/м ³ ), около 411 фотонов/см ³ . ^[14]

История

Ранние предположения

В 1931 году Жорж Леметр предположил, что остатки ранней Вселенной могут наблюдаться как излучение, но его кандидатом были космические лучи . ^{[15] : 140} Ричард К. Толман показал в 1934 году, что расширение Вселенной охладит излучение черного тела, сохранив тепловой спектр. Космический микроволновый фон был впервые предсказан в 1948 году Ральфом Альфером и Робертом Германом в поправке ^[16] , которую они подготовили для статьи научного руководителя Альфера Джорджа Гамова . ^[17] Альфер и Герман смогли оценить температуру космического микроволнового фона как 5 К. ^[18]

Открытие

Антенна Холмдела Хорна , с помощью которой Пензиас и Уилсон открыли космический микроволновый фон. ^[19]

Первое опубликованное признание излучения CMB как обнаруживаемого явления появилось в краткой статье советских астрофизиков А. Г. Дорошкевича и Игоря Новикова весной 1964 года. ^[20] В 1964 году Дэвид Тодд Уилкинсон и Питер Ролл, коллеги Дикке из Принстонского университета , начали конструировать радиометр Дикке для измерения космического микроволнового фона. ^[21] В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон в Кроуфорд-Хилл, расположенном в Bell Telephone Laboratories в соседнем городке Холмдел, штат Нью-Джерси, построили радиометр Дикке, который они намеревались использовать для радиоастрономии и экспериментов по спутниковой связи. Антенна была построена в 1959 году для поддержки проекта Echo — пассивных спутников связи Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, которые использовали большие вращающиеся вокруг Земли алюминизированные пластиковые шары в качестве отражателей для отражения радиосигналов из одной точки на Земле в другую. ^[19] 20 мая 1964 года они провели первое измерение, ясно показав присутствие микроволнового фона, ^[22] при этом их инструмент имел избыточную температуру антенны 4,2К , которую они не могли объяснить. Получив телефонный звонок из Кроуфорд-Хилл, Дике сказал: «Ребята, нас облапошили». ^{[23] [24] [25] [15] : 140} Встреча групп Принстона и Кроуфорд-Хилла определила, что температура антенны действительно была вызвана микроволновым фоном. Пензиас и Уилсон получили Нобелевскую премию по физике 1978 года за свое открытие. ^[26]

Космическое происхождение

Интерпретация космического микроволнового фона была спорным вопросом в конце 1960-х годов. Альтернативные объяснения включали энергию из солнечной системы, из галактик, из межгалактической плазмы, из множественных внегалактических радиоисточников. Два требования показали бы, что микроволновое излучение было действительно «космическим». Во-первых, интенсивность в зависимости от частоты или спектра должны были соответствовать тепловому или черному источнику. Это было достигнуто к 1968 году в серии измерений температуры излучения на более высоких и более низких длинах волн. Во-вторых, излучение должно было быть показано изотропным, одинаковым со всех направлений. Это также было достигнуто к 1970 году, продемонстрировав, что это излучение было действительно космическим по происхождению. ^[27]

Прогресс в теории

В 1970-х годах многочисленные исследования показали, что крошечные отклонения от изотропии в реликтовом фоне могли быть результатом событий в ранней Вселенной. ^{[27] : 8.5.1} Харрисон, ^[28] Пиблз и Ю, ^[29] и Зельдович ^[30] поняли, что ранняя Вселенная потребовала бы квантовых неоднородностей, которые привели бы к температурной анизотропии на уровне 10−4 ^или 10−5 ^. [ ^{27] : 8.5.3.2} Рашид Сюняев , используя альтернативное название реликтовое излучение , вычислил наблюдаемый след, который эти неоднородности могли бы оставить на космическом микроволновом фоне. ^[31]

КОБЕ

После затишья в 1970-х годах, вызванного отчасти многочисленными экспериментальными трудностями в измерении реликтового фона с высокой точностью, ^{[27] : 8.5.1} все более строгие ограничения на анизотропию космического микроволнового фона были установлены наземными экспериментами в 1980-х годах. РЕЛИКТ-1 , советский эксперимент по анизотропии космического микроволнового фона на борту спутника Прогноз-9 (запущен 1 июля 1983 года), дал первые верхние пределы на крупномасштабную анизотропию. ^{[27] : 8.5.3.2}

Другим ключевым событием 1980-х годов стало предложение Алана Гута о космической инфляции . Эта теория быстрого пространственного расширения дала объяснение крупномасштабной изотропии, допустив причинно-следственную связь непосредственно перед эпохой последнего рассеяния. ^{[27] : 8.5.4} Благодаря этой и подобным теориям детальное предсказание способствовало проведению более масштабных и амбициозных экспериментов.

Спутник NASA Cosmic Background Explorer ( COBE ), вращавшийся вокруг Земли в 1989–1996 годах, обнаружил и количественно оценил крупномасштабную анизотропию на пределе своих возможностей обнаружения. Миссия NASA COBE четко подтвердила первичную анизотропию с помощью инструмента Differential Microwave Radiometer, опубликовав свои выводы в 1992 году. ^{[32] [33]} За это открытие команда получила Нобелевскую премию по физике за 2006 год.

Точная космология

Вдохновленные результатами COBE, серия наземных и аэростатных экспериментов измеряла анизотропию космического микроволнового фона на меньших угловых масштабах в течение ^{[ каких? ]} двух десятилетий. Чувствительность новых экспериментов значительно улучшилась, с уменьшением внутреннего шума на три порядка величины. ^[1] Основной целью этих экспериментов было измерение масштаба первого акустического пика, для разрешения которого у COBE не было достаточного разрешения. Этот пик соответствует крупномасштабным изменениям плотности в ранней Вселенной, которые создаются гравитационными нестабильностями, приводящими к акустическим колебаниям в плазме. ^[34] Первый пик анизотропии был предварительно обнаружен экспериментом MAT /TOCO ^[35], и результат был подтвержден экспериментами BOOMERanG ^[36] и MAXIMA . ^[37] Эти измерения показали, что геометрия Вселенной приблизительно плоская, а не изогнутая . ^[38] Они исключили космические струны как основной компонент формирования космической структуры и предположили, что космическая инфляция является правильной теорией формирования структуры. ^[39]

Наблюдения после COBE

Сравнение результатов CMB от COBE , WMAP и Planck
(21 марта 2013 г.)

Вдохновленные первоначальными результатами COBE по чрезвычайно изотропному и однородному фону, серия наземных и аэростатных экспериментов количественно оценила анизотропию CMB в меньших угловых масштабах в течение следующего десятилетия. Основной целью этих экспериментов было измерение углового масштаба первого акустического пика, для которого COBE не имел достаточного разрешения. Эти измерения смогли исключить космические струны как ведущую теорию формирования космических структур и предположили, что космическая инфляция была правильной теорией.

В 1990-х годах первый пик был измерен с возрастающей чувствительностью, и к 2000 году эксперимент BOOMERanG сообщил, что самые высокие колебания мощности происходят в масштабах приблизительно в один градус. Вместе с другими космологическими данными эти результаты подразумевали, что геометрия Вселенной плоская . Ряд наземных интерферометров обеспечили измерения колебаний с более высокой точностью в течение следующих трех лет, включая Very Small Array , Degree Angular Scale Interferometer (DASI) и Cosmic Background Imager (CBI). DASI сделал первое обнаружение поляризации CMB, а CBI предоставил первый спектр поляризации E-моды с убедительными доказательствами того, что он не совпадает по фазе со спектром T-моды.

Микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона

В июне 2001 года NASA запустило вторую космическую миссию CMB, WMAP , чтобы провести гораздо более точные измерения крупномасштабной анизотропии по всему небу. WMAP использовал симметричные, быстро-мультимодулированные сканирующие, быстро переключающиеся радиометры на пяти частотах, чтобы минимизировать шум сигнала вне неба. ^[40] Данные миссии были опубликованы в пяти частях, последняя из которых была девятилетним резюме. Результаты в целом согласуются с моделями Lambda CDM , основанными на 6 свободных параметрах и вписывающимися в космологию Большого взрыва с космической инфляцией . ^[41]

Интерферометр с угловой шкалой

Интерферометр угловой шкалы Degree (DASI) был телескопом, установленным на станции Амундсена–Скотта Южного полюса Национального научного фонда США в Антарктиде . Это был 13-элементный интерферометр, работающий в диапазоне от 26 до 36 ГГц ( диапазон Ka ) в десяти диапазонах. Прибор по конструкции похож на Cosmic Background Imager (CBI) и Very Small Array (VSA).

В 2001 году команда DASI объявила о самых подробных измерениях температуры или спектра мощности космического микроволнового фона (CMB). Эти результаты содержали первое обнаружение 2-го и 3-го акустических пиков в CMB, которые были важным доказательством теории инфляции . Это объявление было сделано совместно с экспериментами BOOMERanG и MAXIMA . ^[42] В 2002 году команда сообщила о первом обнаружении поляризационной анизотропии в CMB. ^[43]

Атакамский космологический телескоп

Телескоп Atacama Cosmology Telescope (ACT) был космологическим миллиметровым телескопом, расположенным на Серро-Токо в пустыне Атакама на севере Чили . ^[44] ACT проводил высокочувствительные, угловые минуты, микроволновые - волновые обзоры неба с целью изучения космического микроволнового фонового излучения (CMB), реликтового излучения, оставленного процессом Большого взрыва . Расположенный в 40 км от Сан-Педро-де-Атакама, на высоте 5190 метров (17 030 футов), он был одним из самых высоких наземных телескопов в мире. ^[a]

Планк Геодезист

Третья космическая миссия, Planck Surveyor ( Европейское космическое агентство) , была запущена в мае 2009 года и провела еще более детальное исследование, пока не была закрыта в октябре 2013 года. Planck использовала как радиометры HEMT , так и технологию болометров и измеряла реликтовое излучение в меньших масштабах, чем WMAP. Его детекторы были опробованы в телескопе Antarctic Viper в качестве эксперимента ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), который произвел самые точные измерения в малых угловых масштабах на сегодняшний день, и в телескопе-баллоне Archeops .

21 марта 2013 года европейская исследовательская группа, стоящая за космологическим зондом Planck, опубликовала карту всего неба миссии (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) космического микроволнового фона. ^{[46] [47]} Карта показывает, что Вселенная немного старше, чем ожидали исследователи. Согласно карте, тонкие колебания температуры были запечатлены на глубоком небе, когда космос был примерно370 000 лет. Отпечаток отражает рябь, которая возникла еще в самом начале существования Вселенной, в первую нониллионную (10 ⁻³⁰ ) секунды. По-видимому, эта рябь дала начало нынешней обширной космической паутине скоплений галактик и темной материи . Согласно данным 2013 года, Вселенная содержит 4,9% обычной материи , 26,8% темной материи и 68,3% темной энергии . 5 февраля 2015 года были опубликованы новые данные миссии Planck, согласно которым возраст Вселенной составляет13,799 ± 0,021 миллиарда лет, а постоянная Хаббла была измерена как67,74 ± 0,46 (км/с)/Мпк . ^[48]

Телескоп Южного полюса

Телескоп Южного полюса (SPT) — это телескоп диаметром 10 метров (390 дюймов), расположенный на станции Амундсена–Скотта на Южном полюсе в Антарктиде. Телескоп предназначен для наблюдений в микроволновом , миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах электромагнитного спектра , с особой целью проектирования — измерение слабого диффузного излучения космического микроволнового фона (CMB). ^[49] Ключевые результаты включают в себя широкий и глубокий обзор обнаружения сотен скоплений галактик с использованием эффекта Сюняева–Зельдовича , чувствительный обзор спектра мощности CMB длительностью 5 угловых минут и первое обнаружение поляризованного CMB в B-моде.

Теоретические модели

Космическое микроволновое фоновое излучение и космологическое отношение красного смещения к расстоянию вместе рассматриваются как наилучшее доступное доказательство события Большого взрыва . Измерения реликтового фона сделали инфляционную модель Большого взрыва Стандартной космологической моделью . ^[50] Открытие реликтового фона в середине 1960-х годов сократило интерес к альтернативам, таким как теория стационарного состояния . ^[51]

В модели Большого взрыва для формирования Вселенной инфляционная космология предсказывает, что примерно через 10−37 ^секунд [ ^52] зарождающаяся Вселенная претерпела экспоненциальный рост , который сгладил почти все неровности. Оставшиеся неровности были вызваны квантовыми флуктуациями в поле инфлатона , вызвавшими инфляционное событие. ^[53] Задолго до образования звезд и планет ранняя Вселенная была более компактной, намного более горячей и, начиная с 10−6 ^секунд после Большого взрыва, заполненной однородным свечением от своего раскаленного добела тумана взаимодействующей плазмы фотонов , электронов и барионов .

По мере расширения Вселенной адиабатическое охлаждение приводило к уменьшению плотности энергии плазмы до тех пор, пока не стало благоприятным для электронов объединяться с протонами , образуя атомы водорода . Это событие рекомбинации произошло, когда температура была около 3000 К или когда Вселенной было около 379 000 лет. ^{[54] Поскольку фотоны не взаимодействовали с этими электрически нейтральными атомами, первые начали} свободно перемещаться в пространстве, что привело к разделению материи и излучения. ^[55]

Цветовая температура ансамбля развязанных фотонов с тех пор продолжает уменьшаться; теперь она составляет2,7260 ± 0,0013 К , ^[4] она будет продолжать падать по мере расширения Вселенной. Интенсивность излучения соответствует излучению черного тела при 2,726 К, поскольку смещенное в красную область излучение черного тела похоже на излучение черного тела при более низкой температуре. Согласно модели Большого взрыва, излучение с неба, которое мы измеряем сегодня, исходит от сферической поверхности, называемой поверхностью последнего рассеяния . Это представляет собой набор мест в пространстве, в которых, как оценивается, произошло событие разделения ^{[56] [57]} и в момент времени, такой, что фотоны с этого расстояния только что достигли наблюдателей. Большая часть энергии излучения во Вселенной находится в космическом микроволновом фоне, ^[58] составляя долю примерно6 × 10 ⁻⁵ от общей плотности Вселенной. ^[59]

Два самых больших успеха теории Большого взрыва — это предсказание почти идеального спектра черного тела и детальное предсказание анизотропии в космическом микроволновом фоне. Спектр реликтового излучения стал наиболее точно измеренным спектром черного тела в природе. ^[60]

Прогнозы, основанные на модели Большого взрыва

В конце 1940-х годов Альфер и Герман рассуждали, что если бы Большой взрыв был, расширение Вселенной растянуло бы высокоэнергетическое излучение очень ранней Вселенной в микроволновую область электромагнитного спектра и до температуры около 5 К. Они немного ошиблись в своей оценке, но у них была правильная идея. Они предсказали реликтовое излучение. Пензиасу и Уилсону потребовалось еще 15 лет, чтобы обнаружить, что микроволновый фон действительно существует. ^[61]

Согласно стандартной космологии, реликтовое излучение дает моментальный снимок горячей ранней Вселенной в тот момент времени, когда температура упала достаточно, чтобы позволить электронам и протонам образовать атомы водорода . Это событие сделало Вселенную почти прозрачной для излучения, поскольку свет больше не рассеивался свободными электронами. ^[62] Когда это произошло примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, температура Вселенной составляла около 3000 К. Это соответствует окружающей энергии около0,26  эВ , что намного меньше13,6 эВ энергия ионизации водорода. ^[63] Эта эпоха обычно известна как «время последнего рассеяния» или период рекомбинации или разъединения . ^[64]

После разделения цветовая температура фонового излучения снизилась в среднем в 1089 раз ^[40] из-за расширения Вселенной. По мере расширения Вселенной фотоны CMB смещаются в красную область , что приводит к уменьшению их энергии. Цветовая температура этого излучения остается обратно пропорциональной параметру, который описывает относительное расширение Вселенной с течением времени, известному как масштабная длина . Можно показать, что цветовая температура T _r CMB как функция красного смещения, z , пропорциональна цветовой температуре CMB, наблюдаемой в настоящее время (2,725 К или 0,2348 мэВ): ^[65]

T _r = 2,725 К × (1 + z )

Высокая степень однородности во всей наблюдаемой Вселенной и ее слабая, но измеренная анизотропия являются сильной поддержкой модели Большого взрыва в целом и модели ΛCDM («Lambda Cold Dark Matter») в частности. Более того, флуктуации когерентны на угловых масштабах, которые больше, чем видимый космологический горизонт при рекомбинации. Либо такая когерентность является беспричинно тонкой настройкой , либо произошла космическая инфляция . ^{[66] [67]}

Первичная анизотропия

Спектр мощности температурной анизотропии космического микроволнового фонового излучения в терминах углового масштаба (или мультипольного момента ). Представленные данные получены с помощью инструментов WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) и VSA (2004). Также показана теоретическая модель (сплошная линия).

Анизотропия , или направленная зависимость, космического микроволнового фона делится на два типа: первичная анизотропия , обусловленная эффектами, которые происходят на поверхности последнего рассеяния и до него; и вторичная анизотропия, обусловленная такими эффектами, как взаимодействие фонового излучения с промежуточным горячим газом или гравитационными потенциалами, которые происходят между поверхностью последнего рассеяния и наблюдателем.

Структура анизотропии космического микроволнового фона определяется в основном двумя эффектами: акустическими колебаниями и диффузионным затуханием (также называемым бесстолкновительным затуханием или Шелковым затуханием). Акустические колебания возникают из-за конфликта в фотонно - барионной плазме в ранней Вселенной. Давление фотонов имеет тенденцию стирать анизотропию, тогда как гравитационное притяжение барионов, движущихся со скоростью, намного меньшей скорости света, заставляет их стремиться к коллапсу с образованием сверхплотностей. Эти два эффекта конкурируют, создавая акустические колебания, которые придают микроволновому фону его характерную пиковую структуру. Пики соответствуют, грубо говоря, резонансам, в которых фотоны расцепляются, когда определенная мода достигает своей пиковой амплитуды.

Пики содержат интересные физические сигнатуры. Угловой масштаб первого пика определяет кривизну Вселенной (но не топологию Вселенной). Следующий пик — отношение нечетных пиков к четным пикам — определяет приведенную плотность барионов. ^[68] Третий пик можно использовать для получения информации о плотности темной материи. ^[69]

Расположение пиков дает важную информацию о природе первичных возмущений плотности. Существует два основных типа возмущений плотности, называемых адиабатическими и изокривизной . Общее возмущение плотности представляет собой смесь обоих типов, и различные теории, претендующие на объяснение спектра первичных возмущений плотности, предсказывают различные смеси.

Адиабатические возмущения плотности

В адиабатическом возмущении плотности дробная дополнительная плотность числа каждого типа частиц (барионы, фотоны и т. д.) одинакова. То есть, если в одном месте плотность числа барионов на 1% выше средней, то в этом месте плотность числа фотонов (и плотность числа нейтрино на 1% выше средней) на 1%. Космическая инфляция предсказывает, что первичные возмущения являются адиабатическими.

Возмущения плотности изокривизны

В возмущении плотности изокривизны сумма (по разным типам частиц) дробных дополнительных плотностей равна нулю. То есть возмущение, в котором в некоторой точке на 1% больше энергии в барионах, чем в среднем, на 1% больше энергии в фотонах, чем в среднем, и на 2% меньше энергии в нейтрино, чем в среднем, будет чистым возмущением изокривизны. Гипотетические космические струны будут производить в основном первичные возмущения изокривизны.

Спектр CMB может различать эти два типа возмущений, поскольку эти два типа возмущений создают разные местоположения пиков. Изокривизна возмущений плотности создает ряд пиков, угловые масштабы которых ( значения пиков ℓ ) находятся примерно в соотношении 1 : 3 : 5 : ..., в то время как адиабатические возмущения плотности создают пики, местоположения которых находятся в соотношении 1 : 2 : 3 : ... ^[70] Наблюдения согласуются с тем, что первичные возмущения плотности являются полностью адиабатическими, что обеспечивает ключевую поддержку инфляции и исключает многие модели формирования структур, включающие, например, космические струны.

Бесстолкновительное затухание вызывается двумя эффектами, когда обращение с первичной плазмой как с жидкостью начинает разрушаться:

• увеличение длины свободного пробега фотонов по мере того, как первичная плазма становится все более разреженной в расширяющейся Вселенной,
• конечная глубина поверхности последнего рассеяния (LSS), которая приводит к быстрому увеличению длины свободного пробега во время развязки, даже если некоторое комптоновское рассеяние все еще происходит.

Эти эффекты примерно в равной степени способствуют подавлению анизотропии в малых масштабах и приводят к характерному экспоненциальному затухающему хвосту, наблюдаемому в анизотропиях очень малых угловых масштабов.

Глубина LSS относится к тому факту, что разделение фотонов и барионов не происходит мгновенно, а вместо этого требует значительной доли возраста Вселенной до этой эры. Один из методов количественной оценки того, как долго длился этот процесс, использует функцию видимости фотона (PVF). Эта функция определяется так, что, обозначая PVF как P ( t ), вероятность того, что фотон CMB последний раз рассеялся между временем t и t + dt, задается как P ( t ) dt . 

Максимум PVF (время, когда наиболее вероятно, что данный фотон CMB последний раз рассеялся) известен довольно точно. Результаты WMAP за первый год показывают, что время, когда P ( t ) имеет максимум, составляет 372 000 лет. ^[71] Это часто принимается за «время», когда образовался CMB. Однако, чтобы выяснить, сколько времени потребовалось фотонам и барионам для разделения, нам нужна мера ширины PVF. Команда WMAP обнаруживает, что PVF больше половины своего максимального значения («полная ширина на половине максимума», или FWHM) за интервал в 115 000 лет. ^{[71] : 179} Согласно этой мере, разделение произошло примерно за 115 000 лет, и, таким образом, когда оно было завершено, Вселенной было примерно 487 000 лет.

Анизотропия позднего времени

С момента возникновения РКФ он, по-видимому, был изменен несколькими последующими физическими процессами, которые в совокупности называются анизотропией позднего времени или вторичной анизотропией. Когда фотоны РКФ получили возможность беспрепятственно перемещаться, обычная материя во Вселенной в основном находилась в форме нейтральных атомов водорода и гелия. Однако наблюдения за галактиками сегодня, по-видимому, указывают на то, что большая часть объема межгалактической среды (МГС) состоит из ионизированного материала (поскольку существует мало линий поглощения, обусловленных атомами водорода). Это подразумевает период реионизации , в течение которого часть материала Вселенной была разбита на ионы водорода.

Фотоны CMB рассеиваются свободными зарядами, такими как электроны, которые не связаны в атомах. В ионизированной Вселенной такие заряженные частицы были освобождены из нейтральных атомов ионизирующим (ультрафиолетовым) излучением. Сегодня эти свободные заряды имеют достаточно низкую плотность в большей части объема Вселенной, так что они не оказывают заметного влияния на CMB. Однако, если IGM была ионизирована в очень ранние времена, когда Вселенная была еще более плотной, то есть два основных эффекта на CMB:

1. Мелкомасштабная анизотропия стирается. (Точно так же, как при взгляде на объект сквозь туман детали объекта кажутся размытыми.)
2. Физика того, как фотоны рассеиваются свободными электронами ( рассеяние Томсона ), вызывает поляризационную анизотропию в больших угловых масштабах. Эта широкоугольная поляризация коррелирует с широкоугольным температурным возмущением.

Оба эти эффекта были обнаружены космическим аппаратом WMAP, что свидетельствует о том, что Вселенная была ионизирована в очень ранние времена, при красном смещении около 10. ^[72] Детальное происхождение этого раннего ионизирующего излучения все еще является предметом научных дебатов. Оно могло включать звездный свет от самой первой популяции звезд ( звезд популяции III ), сверхновые, когда эти первые звезды достигли конца своей жизни, или ионизирующее излучение, произведенное аккреционными дисками массивных черных дыр.

Время, последовавшее за испусканием реликтового излучения и предшествовавшее наблюдению за первыми звездами, космологи полушутя называют Темным Веком , и этот период интенсивно изучается астрономами (см. 21-сантиметровое излучение ).

Два других эффекта, которые произошли между реионизацией и нашими наблюдениями за космическим микроволновым фоном и которые, по-видимому, вызывают анизотропию, — это эффект Сюняева-Зельдовича , когда облако высокоэнергетических электронов рассеивает излучение, передавая часть его энергии фотонам реликтового излучения, и эффект Сакса-Вольфа , который заставляет фотоны космического микроволнового фона гравитационно смещаться в красную или синюю область спектра из-за изменения гравитационных полей.

Альтернативные теории

Стандартная космология, включающая Большой взрыв, «пользуется значительной популярностью среди практикующих космологов» ^{[73] : 211} Однако существуют проблемы со стандартной структурой Большого взрыва для объяснения данных CMB. В частности, стандартная космология требует тонкой настройки некоторых свободных параметров с различными значениями, поддерживаемыми различными экспериментальными данными. ^{[73] : 245} В качестве примера проблемы тонкой настройки, стандартная космология не может предсказать нынешнюю температуру реликтового излучения, . ^{[73] : 229} Это значение является одним из лучших результатов экспериментальной космологии, и модель стационарного состояния может предсказать его. ^[61] Однако альтернативные модели имеют свой собственный набор проблем, и они сделали только постфактум объяснения существующих наблюдений. ^{[73] : 239} Тем не менее, эти альтернативы сыграли важную историческую роль в предоставлении идей и проблем для стандартного объяснения. ^[12] ${\displaystyle T_{0}}$ ${\displaystyle T_{0}}$

Поляризация

Художественное представление эффекта гравитационного линзирования массивных космических структур

Космический микроволновый фон поляризован на уровне нескольких микрокельвинов. Существует два типа поляризации, называемые E-модой (или градиентной модой) и B-модой (или вихревой модой). ^[74] Это аналогично электростатике , в которой электрическое поле ( E -поле) имеет исчезающую вихревую составляющую , а магнитное поле ( B -поле) имеет исчезающую дивергенцию .

E-режимы

E-моды возникают из-за рассеяния Томсона в гетерогенной плазме. ^[74] E-моды были впервые обнаружены в 2002 году с помощью интерферометра с угловой шкалой (DASI). ^{[75] [76]}

B-режимы

Ожидается, что B-моды будут на порядок слабее E-модов. Первые не создаются стандартными возмущениями скалярного типа, а генерируются гравитационными волнами во время космической инфляции вскоре после большого взрыва. ^{[77] [78] [79]} Однако гравитационное линзирование более сильных E-мод также может создавать поляризацию B-моды. ^{[80] [81]} Для обнаружения исходного сигнала B-мод требуется анализ загрязнения, вызванного линзированием относительно сильного сигнала E-моды. ^[82]

Первичные гравитационные волны

Модели «медленно катящейся» космической инфляции в ранней Вселенной предсказывают первичные гравитационные волны , которые могли бы повлиять на поляризацию космического микроволнового фона, создавая определенный рисунок поляризации B-моды. Обнаружение этого рисунка подтвердит теорию инфляции, а их сила может подтвердить и исключить различные модели инфляции. ^{[78] [83]} Утверждения о том, что этот характерный рисунок поляризации B-моды был измерен прибором BICEP2 ^[84], были позже приписаны космической пыли из-за новых результатов эксперимента Планка . ^{[85] [83] : 253}

Гравитационное линзирование

Второй тип B-мод был обнаружен в 2013 году с помощью телескопа Южного полюса с помощью космической обсерватории Гершеля . ^[86] В октябре 2014 года измерение поляризации B-моды на частоте 150 ГГц было опубликовано экспериментом POLARBEAR . ^[87] По сравнению с BICEP2, POLARBEAR фокусируется на меньшем участке неба и менее восприимчив к эффектам пыли. Команда сообщила, что измеренная POLARBEAR поляризация B-моды имела космологическое происхождение (а не только из-за пыли) с уровнем достоверности 97,2%. ^[88]

Мультипольный анализ

Пример спектра мощности мультиполя. Данные WMAP представлены точками, кривые соответствуют наиболее подходящей модели LCDM ^[72]

Угловая анизотропия CMB обычно представляется в терминах мощности на мультиполь. ^[89] Угловая карта температуры по небу записывается в виде коэффициентов сферических гармоник , где термин измеряет силу углового колебания в , а ℓ - это номер мультиполя, в то время как m - это азимутальное число. Азимутальное изменение несущественно и устраняется применением функции угловой корреляции , давая термин спектра мощности  Возрастающие значения ℓ соответствуют более высоким мультипольным моментам CMB, что означает более быстрое изменение с углом. ${\displaystyle T(\theta ,\varphi ),}$ $${\displaystyle T(\theta ,\varphi )=\sum _{\ell m}a_{\ell m}Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}$$ ${\displaystyle a_{\ell m}}$ ${\displaystyle Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}$ ${\displaystyle C_{\ell }\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .}$

Член монополя CMBR (ℓ= 0)

Монопольный член, ℓ = 0 , представляет собой постоянную изотропную среднюю температуру реликтового излучения, T _γ =2,7255 ± 0,0006 K ^[89] с уверенностью в одно стандартное отклонение. Этот термин должен быть измерен с помощью приборов абсолютной температуры, таких как прибор FIRAS на спутнике COBE . ^{[89] : 499}

Анизотропия диполя CMBR (ℓ= 1)

Диполь CMB представляет наибольшую анизотропию, которая находится в первой сферической гармонике ( ℓ = 1 ), косинусоидальной функции. Амплитуда диполя CMB составляет около3,3621 ± 0,0010 мК . ^[89] Дипольный момент реликтового излучения интерпретируется как своеобразное движение Земли относительно реликтового излучения. Его амплитуда зависит от времени из-за орбиты Земли вокруг барицентра Солнечной системы. Это позволяет нам добавить зависящий от времени член к дипольному выражению. Модуляция этого члена составляет 1 год, ^{[89] [90]} что соответствует наблюдению, проведенному COBE FIRAS. ^{[90] [91]} Дипольный момент не кодирует никакой изначальной информации.

Из данных реликтового излучения видно, что Солнце движется со скоростью369,82 ± 0,11 км/с относительно системы отсчета CMB (также называемой системой покоя CMB или системой отсчета, в которой нет движения через CMB). Местная группа  — группа галактик, включающая нашу собственную галактику Млечный Путь — по-видимому, движется со скоростью620 ± 15 км/с в направлении галактической долготы ℓ =271,9° ± 2° , б =30° ± 3° . ^[89] Диполь теперь используется для калибровки картографических исследований.

Многополюсный (ℓ≥ 2)

Изменение температуры в температурных картах CMB на более высоких мультиполях, или ℓ ≥ 2 , считается результатом возмущений плотности в ранней Вселенной, до эпохи рекомбинации при красном смещении около  z ⋍ 1100 . До рекомбинации Вселенная состояла из горячей, плотной плазмы электронов и барионов. В такой горячей плотной среде электроны и протоны не могли образовывать никаких нейтральных атомов. Барионы в такой ранней Вселенной оставались высокоионизированными и поэтому были тесно связаны с фотонами через эффект томпсоновского рассеяния. Эти явления заставляли давление и гравитационные эффекты действовать друг против друга и вызывали флуктуации в фотонно-барионной плазме. Вскоре после эпохи рекомбинации быстрое расширение Вселенной заставило плазму остыть, и эти флуктуации «заморожены» в картах CMB, которые мы наблюдаем сегодня. ^[89]

Проблемы анализа данных

Необработанные данные CMBR, даже полученные с таких космических аппаратов, как WMAP или Planck, содержат фоновые эффекты, которые полностью скрывают мелкомасштабную структуру космического микроволнового фона. Мелкомасштабная структура накладывается на необработанные данные CMBR, но она слишком мала, чтобы ее можно было увидеть в масштабе необработанных данных. Наиболее заметным фоновым эффектом является дипольная анизотропия, вызванная движением Солнца относительно фона CMBR. Дипольная анизотропия и другие эффекты, вызванные годовым движением Земли относительно Солнца и многочисленными микроволновыми источниками в галактической плоскости и в других местах, должны быть вычтены, чтобы выявить чрезвычайно малые вариации, характеризующие мелкомасштабную структуру фона CMBR. Детальный анализ данных CMBR для создания карт, углового спектра мощности и, в конечном счете, космологических параметров является сложной, вычислительно трудной задачей.

На практике трудно учесть влияние шума и источников переднего плана. В частности, эти передние планы определяются галактическими выбросами, такими как тормозное излучение , синхротронное излучение и пыль , которые излучают в микроволновом диапазоне; на практике галактику приходится удалять, в результате чего карта CMB не является картой всего неба. Кроме того, точечные источники, такие как галактики и скопления, представляют собой еще один источник переднего плана, который необходимо удалить, чтобы не искажать структуру короткого масштаба спектра мощности CMB.

Ограничения на многие космологические параметры можно получить из их влияния на спектр мощности, а результаты часто рассчитываются с использованием методов выборки Монте-Карло на основе цепей Маркова .

Аномалии

С учетом все более точных данных, предоставляемых WMAP, появилось несколько заявлений о том, что РКФ демонстрирует аномалии, такие как анизотропия очень больших масштабов, аномальное выравнивание и негауссово распределение. ^{[92] [93] [94]} Самым давним из них является спор о низком ℓ мультиполе. Даже на карте COBE было замечено, что квадруполь ( ℓ = 2 , сферическая гармоника) имеет низкую амплитуду по сравнению с предсказаниями Большого взрыва. В частности, квадрупольные и октупольные ( ℓ = 3 ) моды, по-видимому, имеют необъяснимое выравнивание друг с другом и как с плоскостью эклиптики , так и с равноденствиями . ^{[95] [96] [97]} Ряд групп предположили, что это может быть признаком новой физики в самых больших наблюдаемых масштабах; другие группы подозревают систематические ошибки в данных. ^{[98] [99] [100]}

В конечном счете, из-за проблем с передними планами и космической дисперсией , самые большие моды никогда не будут так же хорошо измерены, как моды с малым угловым масштабом. Анализы проводились на двух картах, на которых передние планы были удалены, насколько это было возможно: карта «внутренней линейной комбинации» сотрудничества WMAP и похожая карта, подготовленная Максом Тегмарком и другими. ^{[101] [40] [102]} Более поздние анализы показали, что эти моды наиболее восприимчивы к загрязнению переднего плана синхротронным , пылевым и тормозным излучением, а также экспериментальной неопределенности в монополе и диполе.

Полный байесовский анализ спектра мощности WMAP показывает, что квадрупольное предсказание космологии Lambda-CDM согласуется с данными на уровне 10% и что наблюдаемый октуполь не является примечательным. ^[103] Тщательный учет процедуры, используемой для удаления переднего плана из полной карты неба, еще больше снижает значимость выравнивания примерно на 5%. ^{[104] [105] [106] [107]} Недавние наблюдения с телескопом Planck , который намного более чувствителен, чем WMAP, и имеет большее угловое разрешение, регистрируют ту же аномалию, и поэтому инструментальная ошибка (но не загрязнение переднего плана), по-видимому, исключается. ^[108] Совпадение является возможным объяснением, главный научный сотрудник WMAP Чарльз Л. Беннетт предположил , что совпадение и человеческая психология были вовлечены: «Я действительно думаю, что есть немного психологического эффекта; люди хотят находить необычные вещи». ^[109]

Измерения плотности квазаров на основе данных Wide-field Infrared Survey Explorer показывают, что диполь существенно отличается от диполя, полученного из анизотропии реликтового излучения. ^[110] Это различие противоречит космологическому принципу . ^[111]

Будущая эволюция

Если предположить, что Вселенная продолжает расширяться и не подвергнется Большому сжатию , Большому разрыву или другой подобной участи, космический микроволновый фон будет продолжать смещаться в красную область спектра до тех пор, пока его больше нельзя будет обнаружить, ^[112] и сначала его заменит фоновое излучение, создаваемое звездным светом , а затем, возможно, фоновые поля излучения процессов, которые могут иметь место в далеком будущем Вселенной, такие как распад протона , испарение черных дыр и распад позитрония . ^[113]

Хронология предсказаний, открытий и интерпретаций

Прогнозы температурных термических (немикроволновых) фоновых значений

• 1896 – Шарль Эдуард Гийом оценивает «излучение звезд» в 5–6  К. [ ^{61] [114]}
• 1926 – Сэр Артур Эддингтон оценивает нетепловое излучение звездного света в галактике «... по формуле E = σT ⁴ эффективная температура, соответствующая этой плотности, составляет 3,18° абсолютного ... черного тела». ^{[61] [115]}
• 1930-е годы – Космолог Эрих Регенер вычисляет, что нетепловой спектр космических лучей в галактике имеет эффективную температуру 2,8 К. ^[61]
• 1931 – Термин «микроволны» впервые использован в печати: «Когда стало известно об испытаниях с длиной волны всего лишь 18 см, возникло нескрываемое удивление, что проблема микроволн была решена так быстро». Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934 – Ричард Толмен показывает, что излучение черного тела в расширяющейся Вселенной остывает, но остается тепловым.
• 1946 – Роберт Дикке предсказывает «... излучение космической материи» при температуре < 20 К, но не ссылается на фоновое излучение. ^[116]
• 1946 – Георгий Гамов вычисляет температуру 50 К (предполагая, что возраст Вселенной составляет 3 миллиарда лет), ^[117] комментируя, что она «... находится в разумном согласии с реальной температурой межзвездного пространства», но не упоминает фоновое излучение. ^[118]
• 1953 – Эрвин Финлей-Фрейндлих в поддержку своей теории уставшего света выводит температуру черного тела для межгалактического пространства 2,3 К, а в следующем году – значения 1,9 К и 6,0 К. ^[119]

Прогнозы и измерения фонового микроволнового излучения

• 1941 – Эндрю Маккеллар обнаружил «вращательную» температуру 2,3  К для межзвездной среды, сравнив популяцию линий дублета CN, измеренных У. С. Адамсом в звезде B. ^{[120] [121]}
• 1948 – Ральф Альфер и Роберт Герман оценивают «температуру во Вселенной» в 5 К. Хотя они конкретно не упоминают микроволновое фоновое излучение, его можно предположить. ^[122]
• 1953 – Георгий Гамов оценивает 7 К на основе модели, которая не опирается на свободный параметр ^{[116] [123] : 2181}
• 1955 г. – Эмиль Ле Ру из радиообсерватории Нансе в обзоре неба на длине волны λ = 33 см первоначально сообщил о почти изотропном фоновом излучении в 3 градуса Кельвина, плюс-минус 2; он не распознал космологического значения ^{[116] : 343  [27] : 8.3.1} и позднее пересмотрел пределы погрешности до 20 К. ^{[124] [5]}
• 1957 – Тигран Шмаонов сообщает, что «абсолютная эффективная температура радиоэмиссионного фона... составляет 4±3 К». ^[125] при этом интенсивность излучения не зависела ни от времени, ни от направления наблюдения. Хотя Шамонов не осознавал этого в то время, теперь ясно, что Шмаонов наблюдал космический микроволновый фон на длине волны 3,2 см ^[126]
• 1964 г. – А. Г. Дорошкевич и Игорь Дмитриевич Новиков публикуют краткую статью, предлагающую микроволновые поиски излучения черного тела, предсказанного Гамовым, Альфером и Германом, в которой они называют явление реликтового излучения обнаружимым. ^[127]
• 1964–65 гг. – Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон измеряют температуру, которая составляет приблизительно 3 К. Роберт Дикке , Джеймс Пиблз , П. Г. Ролл и Д. Т. Уилкинсон интерпретируют это излучение как след Большого взрыва.
• 1966 – Райнер К. Сакс и Артур М. Вольфе теоретически предсказывают амплитуды флуктуаций микроволнового фона, создаваемые изменениями гравитационного потенциала между наблюдателями и последней рассеивающей поверхностью (см. эффект Сакса–Вольфе ).
• 1968 – Мартин Риз и Деннис Скиама теоретически предсказывают амплитуды флуктуаций микроволнового фонового излучения, создаваемые фотонами, пересекающими зависящие от времени потенциальные ямы.
• 1969 г. – Р.А. Сюняев и Я.В. Зельдович изучают обратное комптоновское рассеяние реликтовых фотонов на горячих электронах (см. эффект Сюняева–Зельдовича ).
• 1983 – Исследователи из Кембриджской радиоастрономической группы и Радиообсерватории Оуэнс-Вэлли впервые обнаружили эффект Сюняева–Зельдовича в скоплениях галактик .
• 1983 г. – Начался советский эксперимент по исследованию анизотропии реликтового излучения «РЕЛИКТ-1» .
• 1990 г. – FIRAS на спутнике Cosmic Background Explorer (COBE) измеряет форму черного тела спектра реликтового излучения с исключительной точностью и показывает, что микроволновый фон имеет почти идеальный спектр черного тела с T = 2,73 К и, таким образом, существенно ограничивает плотность межгалактической среды .
• Январь 1992 г. – Ученые, проанализировавшие данные с РЕЛИКТ-1 , сообщают об открытии анизотропии в космическом микроволновом фоне на Московском астрофизическом семинаре. ^[128]
• 1992 – Ученые, проанализировавшие данные COBE DMR, сообщают об открытии анизотропии в космическом микроволновом фоне. ^[129]
• 1995 – Телескоп космической анизотропии проводит первые наблюдения с высоким разрешением реликтового излучения.
• 1999 – Первые измерения акустических колебаний в угловом спектре мощности анизотропии РИ в экспериментах MAT/TOCO , BOOMERANG и Maxima. Эксперимент BOOMERanG создает карты более высокого качества при промежуточном разрешении и подтверждает, что Вселенная «плоская».
• 2002 – Поляризация обнаружена DASI . ^[130]
• 2003 г. – CBI получил спектр поляризации E-моды. [ ^131] CBI и Very Small Array создают карты еще более высокого качества с высоким разрешением (охватывающие небольшие области неба).
• 2003 г. – Космический аппарат Wilkinson Microwave Anisotropy Probe создает карту еще более высокого качества с низким и средним разрешением всего неба (WMAP не предоставляет данных высокого разрешения, но улучшает карты среднего разрешения от BOOMERanG ).
• 2004 – Спектр поляризации E-моды, полученный CBI . [ ^132]
• 2004 г. – Приемник болометрической матрицы Arcminute Cosmology создает высококачественную карту структуры с высоким разрешением, не отображенную WMAP.
• 2005 г. – Arcminute Microkelvin Imager и массив Сюняева–Зельдовича начинают первые обзоры скоплений галактик с очень большим красным смещением, используя эффект Сюняева–Зельдовича .
• 2005 г. – Ральф А. Альфер награжден Национальной медалью науки за новаторскую работу в области нуклеосинтеза и предсказание того, что расширение Вселенной оставляет после себя фоновое излучение, тем самым предоставив модель для теории Большого взрыва.
• 2006 г. – опубликованы долгожданные трехлетние результаты WMAP , подтверждающие предыдущий анализ, исправляющие несколько моментов и включающие данные о поляризации .
• 2006 г. – Двое главных исследователей COBE, Джордж Смут и Джон Мазер , получили Нобелевскую премию по физике в 2006 г. за работу по точному измерению реликтового излучения.
• 2006–2011 гг. – Улучшенные измерения с помощью WMAP , новые обзоры сверхновых ESSENCE и SNLS, а также барионные акустические колебания с помощью SDSS и WiggleZ продолжают соответствовать стандартной модели Lambda-CDM .
• 2010 г. – Опубликована первая карта всего неба, полученная с помощью телескопа «Планк» .
• 2013 г. – Выпущена улучшенная карта всего неба, полученная с телескопа Planck , которая улучшает измерения WMAP и расширяет их до гораздо меньших масштабов.
• 2014 – 17 марта 2014 года астрофизики из коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении инфляционных гравитационных волн в спектре мощности B-моды , что в случае подтверждения предоставит четкие экспериментальные доказательства теории инфляции . ^{[133] [134] [ 135] [136] [137] [138]} Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов космической инфляции . ^{[137] [139] [140]}
• 2015 – 30 января 2015 года та же группа астрономов из BICEP2 отозвала заявление, сделанное в предыдущем году. На основе объединенных данных BICEP2 и Planck Европейское космическое агентство объявило, что сигнал может быть полностью приписан пыли в Млечном Пути. ^[141]
• 2018 г. – Опубликованы окончательные данные и карты телескопа «Планк» с улучшенными измерениями поляризации в больших масштабах. ^[142]
• 2019 г. – Анализы окончательных данных телескопа «Планк» за 2018 год продолжают публиковаться. ^[143]

В популярной культуре

• В телесериале «Звездные врата: Вселенная» (2009–2011) древний космический корабль «Судьба » был построен для изучения закономерностей в реликтовом излучении, которое является разумным посланием, оставшимся с начала времен. ^[144]
• В романе Wheelers (2000) Яна Стюарта и Джека Коэна CMBR объясняется как зашифрованные передачи древней цивилизации. Это позволяет юпитерианским «дирижаблям» иметь общество старше наблюдаемого в настоящее время возраста Вселенной. ^{[ необходима цитата ]}
• В романе Лю Цысиня «Задача трёх тел» , написанном в 2008 году , зонд инопланетной цивилизации ставит под угрозу приборы, отслеживающие реликтовое излучение, чтобы обмануть персонажа и заставить его поверить, что цивилизация способна манипулировать самим реликтовым излучением. ^[145]
• На швейцарской купюре достоинством 20 франков выпуска 2017 года перечислены несколько астрономических объектов с указанием расстояний до них – реликтовое излучение упоминается с расстоянием 430 · 10 ¹⁵ световых секунд . ^[146]
• В сериале Marvel 2021 года «ВандаВижен» в космическом микроволновом фоновом излучении обнаружена таинственная телевизионная трансляция. ^[147]

Смотрите также

• Ось зла (космология)  – Аномалия в астрономических наблюдениях за космическим микроволновым фоном
• Космический нейтринный фон  – фоновое излучение частиц Вселенной, состоящее из нейтрино.
• Спектральные искажения реликтового излучения  – Флуктуации в энергетическом спектре реликтового излучения
• Космологическая теория возмущений  – теория, с помощью которой объясняется эволюция структуры в модели Большого взрыва.Pages displaying wikidata descriptions as a fallback
• Гравитационно-волновой фон  – случайный фон гравитационных волн, пронизывающих Вселенную.
• Тепловая смерть вселенной  – Возможная судьба вселенной
• Горизонты: исследование Вселенной  – учебник по астрономии
• Модель Лямбда-CDM  – Модель космологии Большого взрыва
• Список программного обеспечения для космологических вычислений  – Программное обеспечение для космологических исследований
• Нестандартная космология  – модели Вселенной, которые отклоняются от современного научного консенсуса.
• Наблюдательная космология  – изучение происхождения Вселенной (структура и эволюция)
• История наблюдений галактик  – Крупная гравитационно связанная система звезд и межзвездного вещества
• Физическая космология  – раздел космологии, изучающий математические модели Вселенной.
• Хронология космологических теорий

Примечания

1. Телескоп Receiver Lab Telescope (RLT), инструмент диаметром 80 см (31 дюйм), находится выше на высоте 5525 м (18 125 футов), но он не является постоянным, поскольку закреплен на крыше передвижного грузового контейнера. ^[45] Обсерватория Атакама Токийского университета 2009 года значительно выше обоих.

Ссылки

1. Komatsu, Eiichiro (2022-05-18). «Новая физика из поляризованного света космического микроволнового фона». Nature Reviews Physics . 4 (7): 452–469. arXiv : 2202.13919 . Bibcode : 2022NatRP...4..452K. doi : 10.1038/s42254-022-00452-4. ISSN  2522-5820.
2. "LAMBDA - Cosmic Background Explorer". lambda.gsfc.nasa.gov . Получено 2024-05-17 .
3. Fixsen, DJ; Mather, JC (2002-12-20). "Спектральные результаты прибора Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE". The Astrophysical Journal . 581 (2): 817–822. Bibcode : 2002ApJ...581..817F. doi : 10.1086/344402. ISSN  0004-637X.
4. Fixsen, DJ (2009). «Температура космического микроволнового фона». The Astrophysical Journal . 707 (2): 916–920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode : 2009ApJ...707..916F. doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916. S2CID  119217397.
5. Райт, Эдвард. "Космический микроволновый фон". astro.ucla.edu . Получено 28.05.2024 .
6. Hu, Wayne; Dodelson, Scott (сентябрь 2002 г.). «Анизотропия космического микроволнового фона». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 40 (1): 171–216. arXiv : astro-ph/0110414 . Bibcode :2002ARA&A..40..171H. doi :10.1146/annurev.astro.40.060401.093926. ISSN  0066-4146.
7. The Planck Collaboration (2020), "Planck 2018 results V. CMB power spectrums and likelys", Astronomy and Astrophysics , 641 : A5, arXiv : 1907.12875 , Bibcode : 2020A&A...641A...5P, doi : 10.1051/0004-6361/201936386
8. Сотрудничество Планка (2020), «Результаты Планка 2018. I. Обзор и космологическое наследие Планка», Астрономия и астрофизика , 641 : A1, arXiv : 1807.06205 , Bibcode : 2020A&A...641A...1P, doi : 10.1051/0004-6361/201833880, S2CID  119185252
9. The Planck Collaboration (2014), "Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove", Astronomy , 571 (27): A27, arXiv : 1303.5087 , Bibcode : 2014A&A...571A..27P, doi : 10.1051/0004-6361/201321556, S2CID  5398329
10. Ху, Уэйн и Мартин Уайт. «Учебник по поляризации реликтового излучения». Препринт arXiv astro-ph/9706147 (1997).
11. Chluba, J.; et al. (2021). «Новые горизонты в космологии со спектральными искажениями космического микроволнового фона». Предложения Voyage 2050. 51 ( 3): 1515–1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode : 2021ExA....51.1515C. doi : 10.1007/s10686-021-09729-5. S2CID  202539910.
12. Ćirković, Milan M.; Perović, Slobodan (2018-05-01). «Альтернативные объяснения космического микроволнового фона: историческая и эпистемологическая перспективы». Исследования по истории и философии науки Часть B: Исследования по истории и философии современной физики . 62 : 1–18. arXiv : 1705.07721 . Bibcode :2018SHPMP..62....1C. doi :10.1016/j.shpsb.2017.04.005. ISSN  1355-2198.
13. KA Olive и JA Peacock (сентябрь 2017 г.) «21. Космология Большого взрыва» в .S. Navas et al. (Particle Data Group), будет опубликовано в Phys. Rev. D 110, 030001 (2024)
14. "29. Космический микроволновый фон: Группа данных по частицам PA Zyla (LBL, Беркли) и др." (PDF) .
15. Peebles, PJ E (1993). Принципы физической космологии. Princeton University Press . стр. 139–148. ISBN 978-0-691-01933-8.
16. Альфер, РА; Герман, РК (1948). «Эволюция Вселенной». Nature . 162 (4124): 774–775. Bibcode : 1948Natur.162..774A. doi : 10.1038/162774b0. S2CID  4113488.
17. Гамов, Г. (1948). «Эволюция Вселенной». Nature . 162 (4122): 680–682. Bibcode : 1948Natur.162..680G. doi : 10.1038/162680a0. PMID  18893719. S2CID  4793163.
18. Assis, AKT; Neves, MCD (1995). «История температуры 2,7 К до Пензиаса и Вильсона» (PDF) . Apeiron (3): 79–87.
19. Overbye, Dennis (5 сентября 2023 г.). «Назад в Нью-Джерси, где началась Вселенная — полвека назад радиотелескоп в Холмделе, штат Нью-Джерси, отправил двух астрономов на 13,8 миллиарда лет назад — и открыл космическое окно, в которое ученые смотрят с тех пор». The New York Times . Архивировано из оригинала 5 сентября 2023 г. . Получено 5 сентября 2023 г.
20. Penzias, AA (2006). "Происхождение элементов" (PDF) . Science . 205 (4406). Nobel Foundation : 549–54. doi :10.1126/science.205.4406.549. PMID  17729659. Архивировано (PDF) из оригинала 2006-09-25 . Получено 2006-10-04 .
21. Дикке, Р. Х. (1946). «Измерение теплового излучения на микроволновых частотах». Обзор научных приборов . 17 (7): 268–275. Bibcode :1946RScI...17..268D. doi : 10.1063/1.1770483 . PMID  20991753. S2CID  26658623.Эта базовая конструкция радиометра использовалась в большинстве последующих экспериментов по исследованию космического микроволнового фона.
22. «Космическое микроволновое фоновое излучение (Нобелевская лекция) Роберта Уилсона 8 декабря 1978 г., стр. 474» (PDF) .
23. Пензиас, АА; Уилсон, РВ (1965). «Измерение избыточной температуры антенны на частоте 4080 МГц». The Astrophysical Journal . 142 (1): 419–421. Bibcode : 1965ApJ...142..419P. doi : 10.1086/148307 .
24. Smoot Group (28 марта 1996 г.). "Космическое микроволновое фоновое излучение". Lawrence Berkeley Lab . Получено 2008-12-11 .
25. Дикке, Р. Х. и др. (1965). «Космическое излучение черного тела». Astrophysical Journal . 142 : 414–419. Bibcode : 1965ApJ...142..414D. doi : 10.1086/148306.
26. "Нобелевская премия по физике 1978 года". Нобелевский фонд . 1978. Получено 08.01.2009 .
27. Партридж, Р. Брюс (2019-04-04). «Космический микроволновый фон: от открытия до точной космологии». В Kragh, Helge; Longair, Malcolm S. (ред.). Оксфордский справочник по истории современной космологии (1-е изд.). Oxford University Press. стр. 292–345. doi :10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8. ISBN 978-0-19-881766-6.
28. Харрисон, Э. Р. (1970). «Флуктуации на пороге классической космологии». Physical Review D. 1 ( 10): 2726–2730. Bibcode : 1970PhRvD...1.2726H. doi : 10.1103/PhysRevD.1.2726.
29. Пиблз, П. Дж. Э.; Ю, Дж. Т. (1970). «Первичное адиабатическое возмущение в расширяющейся Вселенной». Astrophysical Journal . 162 : 815–836. Bibcode : 1970ApJ...162..815P. doi : 10.1086/150713.
30. Зельдович, Ю. Б. (1972). «Гипотеза, объединяющая структуру и энтропию Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 160 : 1P–4P. Bibcode : 1972MNRAS.160P...1Z. doi : 10.1093/mnras/160.1.1P .
31. Сюняев РА; Зельдович ЮБ (1970). «Мелкомасштабные флуктуации реликтового излучения». Astrophys. Space Sci . 7 (1): 3–19. Bibcode :1970Ap&SS...7....3S. doi :10.1007/BF00653471. S2CID  117050217.
32. Smoot, GF; et al. (1992). "Структура в дифференциальных микроволновых радиометрических картах первого года COBE". Astrophysical Journal Letters . 396 (1): L1–L5. Bibcode : 1992ApJ...396L...1S. doi : 10.1086/186504 . S2CID  120701913.
33. Беннетт, CL; и др. (1996). «Четырехлетние наблюдения за космическим микроволновым фоном COBE DMR: карты и основные результаты». Astrophysical Journal Letters . 464 : L1–L4. arXiv : astro-ph/9601067 . Bibcode : 1996ApJ...464L...1B. doi : 10.1086/310075. S2CID  18144842.
34. Grupen, C.; et al. (2005). Astronarticle Physics . Springer . стр. 240–241. ISBN 978-3-540-25312-9.
35. Миллер, А. Д. и др. (1999). «Измерение углового спектра мощности микроволнового фона, полученное в высоких чилийских Андах». Astrophysical Journal . 521 (2): L79–L82. arXiv : astro-ph/9905100 . Bibcode :1999ApJ...521L..79T. doi :10.1086/312197. S2CID  16534514.
36. Мелькиорри, А.; и др. (2000). «Измерение Ω из североамериканского испытательного полета бумеранга». Письма в Astrophysical Journal . 536 (2): L63–L66. arXiv : astro-ph/9911445 . Bibcode : 2000ApJ...536L..63M. doi : 10.1086/312744. PMID  10859119. S2CID  27518923.
37. Ханани, С.; и др. (2000). "MAXIMA-1: Измерение анизотропии космического микроволнового фона на угловых масштабах 10'–5°". Astrophysical Journal . 545 (1): L5–L9. arXiv : astro-ph/0005123 . Bibcode :2000ApJ...545L...5H. doi :10.1086/317322. S2CID  119495132.
38. de Bernardis, P.; et al. (2000). «Плоская Вселенная из карт с высоким разрешением космического микроволнового фонового излучения». Nature . 404 (6781): 955–959. arXiv : astro-ph/0004404 . Bibcode :2000Natur.404..955D. doi :10.1038/35010035. hdl :10044/1/60851. PMID  10801117. S2CID  4412370.
39. Pogosian, L. ; et al. (2003). "Наблюдательные ограничения на производство космических струн во время инфляции браны". Physical Review D . 68 (2): 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode :2003PhRvD..68b3506P. doi :10.1103/PhysRevD.68.023506.
40. Bennett, CL; (сотрудничество WMAP); Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Page, L.; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E.; Wright, EL; Barnes, C.; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E.; Nolta, MR; Odegard, N.; Peiris, HV; Verde, L.; Weiland, JL; et al. (2003). "Первогодние наблюдения зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): предварительные карты и основные результаты". Серия приложений к астрофизическому журналу . 148 (1): 1–27. arXiv : astro-ph/0302207 . Bibcode : 2003ApJS..148....1B. doi : 10.1086/377253. S2CID  115601.В статье предупреждается, что «статистика этой внутренней линейной комбинированной карты сложна и не подходит для большинства анализов CMB».
41. Беннетт, CL; Ларсон, Д.; Вайланд, Дж. Л.; Яросик, Н.; Хиншоу, Г.; Одегард, Н.; Смит, К. М.; Хилл, Р. С.; Голд, Б.; Халперн, М.; Комацу, Э.; Нолта, М. Р.; Пейдж, Л.; Спергель, Д. Н.; Воллак, Э. (2013-09-20). "НАБЛЮДЕНИЯ ЗА ДЕВЯТЬ ЛЕТ С ПОМОЩЬЮ МИКРОВОЛНОВОГО АНИЗОТРОПНОГО ЗОНДИРОВАНИЯ УИЛКИНСОНА (WMAP): ОКОНЧАТЕЛЬНЫЕ КАРТЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B. doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20. ISSN  0067-0049.
42. Гланц, Джеймс (30.04.2001). «Слушайте внимательно: из крошечного шума произошел большой взрыв». The New York Times . Получено 4 августа 2014 г.
43. Leitch, EM; et al. (декабрь 2002 г.). «Измерение поляризации с помощью интерферометра с угловой шкалой степени». Nature . 420 (6917): 763–771. arXiv : astro-ph/0209476 . Bibcode :2002Natur.420..763L. doi :10.1038/nature01271. PMID  12490940. S2CID  13967570.
44. Fowler, JW; Niemack, MD; Dicker, SR; Aboobaker, AM; Ade, PAR; Battistelli, ES; Devlin, MJ; Fisher, RP; Halpern, M.; Hargrave, PC; Hincks, AD (2007-06-10). "Оптическая конструкция космологического телескопа Атакамы и миллиметровой болометрической матричной камеры". Applied Optics . 46 (17): 3444–3454. arXiv : astro-ph/0701020 . Bibcode : 2007ApOpt..46.3444F. doi : 10.1364/AO.46.003444. ISSN  0003-6935. PMID  17514303. S2CID  10833374.
45. Marrone; et al. (2005). "Наблюдения в атмосферных окнах 1,3 и 1,5 ТГц с помощью телескопа Receiver Lab". Шестнадцатый международный симпозиум по космическим терагерцовым технологиям : 64. arXiv : astro-ph/0505273 . Bibcode :2005stt..conf...64M.
46. Clavin, Whitney; Harrington, JD (21 марта 2013 г.). «Миссия Planck делает Вселенную максимально четкой». NASA . Получено 21 марта 2013 г. .
47. Сотрудники (21 марта 2013 г.). «Картографирование ранней Вселенной». The New York Times . Получено 23 марта 2013 г.
48. Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological settings (See Table 4 on page 31 of pfd)". Astronomy & Astrophysics . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode :2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
49. JE Carlstrom ; PAR Ade; KA Aird; и др. (май 2011 г.). "10-метровый телескоп на Южном полюсе". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 123 (903): 568–581. arXiv : 0907.4445 . Bibcode :2011PASP..123..568C. doi :10.1086/659879. ISSN  0004-6280. Wikidata  Q56603073.
50. Скотт, Д. (2005). «Стандартная космологическая модель». Canadian Journal of Physics . 84 (6–7): 419–435. arXiv : astro-ph/0510731 . Bibcode : 2006CaJPh..84..419S. CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi : 10.1139/P06-066. S2CID  15606491. 
51. Дарем, Фрэнк; Пуррингтон, Роберт Д. (1983). Каркас вселенной: история физической космологии . Columbia University Press. С. 193–209. ISBN 978-0-231-05393-8.
52. Гут, AH (1998). Инфляционная Вселенная: Поиски новой теории космического происхождения. Basic Books . стр. 186. ISBN 978-0201328400. OCLC  35701222.
53. Cirigliano, D.; de Vega, HJ; Sanchez, NG (2005). «Прояснение моделей инфляции: точный инфляционный потенциал из эффективной теории поля и данных WMAP». Physical Review D (Представленная рукопись). 71 (10): 77–115. arXiv : astro-ph/0412634 . Bibcode :2005PhRvD..71j3518C. doi :10.1103/PhysRevD.71.103518. S2CID  36572996.
54. Эбботт, Б. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey". Планетарий Хейдена . Архивировано из оригинала 2013-02-13 . Получено 2008-01-13 .
55. Gawiser, E.; Silk, J. (2000). «Космическое микроволновое фоновое излучение». Physics Reports . 333–334 (2000): 245–267. arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode : 2000PhR...333..245G. CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9. S2CID  15398837. 
56. Smoot, GF (2006). "Анизотропия реликтового излучения: их открытие и использование". Нобелевская лекция . Нобелевский фонд . Получено 22.12.2008 .
57. "NASA's "CMB Surface of Last Scatter"" . Получено 2023-07-05 .
58. Хобсон, MP; Эфстатиу, G.; Ласенби, AN (2006). Общая теория относительности: Введение для физиков . Cambridge University Press . С. 388. ISBN 978-0-521-82951-9.
59. Унзельд, А.; Бодо, Б. (2002). Новый космос, введение в астрономию и астрофизику (5-е изд.). Springer-Verlag . стр. 485. Bibcode :2001ncia.book.....U. ISBN 978-3-540-67877-9.
60. Уайт, М. (1999). «Анизотропия в реликтовом излучении». Труды конференции в Лос-Анджелесе, DPF 99. Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе . arXiv : astro-ph/9903232 . Bibcode : 1999dpf..conf.....W.
61. Assis, AKT; Paulo, São; Neves, MCD (июль 1995 г.). «История температуры 2,7 К до Пензиаса и Вильсона» (PDF) . Apeiron . 2 (3): 79–87.
62. Каку, М. (2014). «Первая секунда Большого взрыва». Как устроена Вселенная . Сезон 3. Эпизод 4. Discovery Science .
63. Фикссен, DJ (1995). «Формирование структуры во Вселенной». arXiv : astro-ph/9508159 .
64. "Преобразованное число: Преобразование из К в эВ".
65. Noterdaem, P.; Petitjean, P.; Srianand, R.; Ledoux, C.; López, S. (февраль 2011 г.). "Эволюция температуры космического микроволнового фона. Измерения T _CMB при высоком красном смещении от возбуждения оксида углерода". Astronomy and Astrophysics . 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode :2011A&A...526L...7N. doi :10.1051/0004-6361/201016140. S2CID  118485014.
66. Додельсон, С. (2003). «Аргумент когерентной фазы в пользу инфляции». Труды конференции AIP . 689 : 184–196. arXiv : hep-ph/0309057 . Bibcode : 2003AIPC..689..184D. CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi : 10.1063/1.1627736. S2CID  18570203. 
67. Baumann, D. (2011). "Физика инфляции" (PDF) . Кембриджский университет . Архивировано из оригинала (PDF) 2018-09-21 . Получено 2015-05-09 .
68. Уэйн Ху. «Барионы и инерция».
69. Уэйн Ху. «Движущая сила радиации».
70. Ху, В.; Уайт, М. (1996). «Акустические сигнатуры в космическом микроволновом фоне». Astrophysical Journal . 471 : 30–51. arXiv : astro-ph/9602019 . Bibcode : 1996ApJ...471...30H. doi : 10.1086/177951. S2CID  8791666.
71. WMAP Collaboration; Verde, L.; Peiris, HV; Komatsu, E.; Nolta, MR; Bennett, CL; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). "Первоначальные наблюдения зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): определение космологических параметров". Серия приложений к астрофизическому журналу . 148 (1): 175–194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S. doi : 10.1086/377226. S2CID  10794058.
72. Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, DN; Bennett, CL; Dunkley, J.; Nolta, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Odegard, N.; Page, L.; Smith, KM; Weiland, JL; Gold, B.; Jarosik, N. (2013-09-20). "НАБЛЮДЕНИЯ ЗА ДЕВЯТЬ ЛЕТ С ПОМОЩЬЮ МИКРОВОЛНОВОГО АНИЗОТРОПНОГО ЗОНДИРОВАНИЯ WILKINSON ( WMAP ): РЕЗУЛЬТАТЫ ПО КОСМОЛОГИЧЕСКИМ ПАРАМЕТРАМ". Серия дополнений к Astrophysical Journal . 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode :2013ApJS..208...19H. doi : 10.1088/0067-0049/208/2/19. ISSN  0067-0049.
73. Narlikar, Jayant V.; Padmanabhan, T. (сентябрь 2001 г.). «Стандартная космология и альтернативы: критическая оценка». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1): 211–248. Bibcode : 2001ARA&A..39..211N. doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.211. ISSN  0066-4146.
74. Trippe, Sascha (2014). «Поляризация и поляриметрия: обзор». Журнал Корейского астрономического общества . 47 (1): 15–39. arXiv : 1401.1911 . Bibcode :2014JKAS...47...15T. doi :10.5303/JKAS.2014.47.1.15. ISSN  1225-4614.
75. Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C.; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (декабрь 2002 г.). «Обнаружение поляризации в космическом микроволновом фоне с использованием DASI». Nature . 420 (6917): 772–787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode :2002Natur.420..772K. doi :10.1038/nature01269. ISSN  0028-0836. PMID  12490941.
76. Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M. (2014-06-19). "Обнаружение поляризации B-моды в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B. doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101. ISSN  0031-9007. PMID  24996078.
77. Seljak, U. (июнь 1997 г.). «Измерение поляризации в космическом микроволновом фоне». Astrophysical Journal . 482 (1): 6–16. arXiv : astro-ph/9608131 . Bibcode : 1997ApJ...482....6S. doi : 10.1086/304123. S2CID  16825580.
78. Seljak, U.; Zaldarriaga M. (17 марта 1997 г.). «Сигнатура гравитационных волн в поляризации микроволнового фона». Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054–2057. arXiv : astro-ph/9609169 . Bibcode :1997PhRvL..78.2054S. doi :10.1103/PhysRevLett.78.2054. S2CID  30795875.
79. Камионковски, М.; Косовский А. и Стеббинс А. (1997). «Исследование первичных гравитационных волн и вихреобразования». Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058–2061. arXiv : astro-ph/9609132 . Bibcode :1997PhRvL..78.2058K. doi :10.1103/PhysRevLett.78.2058. S2CID  17330375.
80. Zaldarriaga, M.; Seljak U. (15 июля 1998 г.). "Эффект гравитационного линзирования на поляризацию космического микроволнового фона". Physical Review D. 2. 58 (2): 023003. arXiv : astro-ph/9803150 . Bibcode : 1998PhRvD..58b3003Z. doi : 10.1103/PhysRevD.58.023003. S2CID  119512504.
81. Льюис, А.; Чаллинор, А. (2006). «Слабое гравитационное линзирование реликтового излучения». Physics Reports . 429 (1): 1–65. arXiv : astro-ph/0601594 . Bibcode : 2006PhR...429....1L. doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002. S2CID  1731891.
82. Хансон, Д.; и др. (2013). «Обнаружение поляризации B-моды в космическом микроволновом фоне с использованием данных телескопа Южного полюса». Physical Review Letters . 111 (14): 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode :2013PhRvL.111n1301H. doi :10.1103/PhysRevLett.111.141301. PMID  24138230. S2CID  9437637.
83. Камионковски, Марк; Ковец, Эли Д. (2016-09-19). «Поиск B-мод из инфляционных гравитационных волн». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 (1): 227–269. arXiv : 1510.06042 . Bibcode : 2016ARA&A..54..227K. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023433. ISSN  0066-4146.
84. Overbye, Dennis (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику теории Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 2022-01-01 . Получено 22 сентября 2014 г.
85. Planck Collaboration Team (9 февраля 2016 г.). "Planck Intermediate results. XXX. The angle power spectrum of polarized dust emition at middle and high Galactic latitudes". Astronomy & Astrophysics . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode :2016A&A...586A.133P. doi :10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
86. Сэмюэл Райх, Эжени (2013). "Поляризация обнаружена в эхе Большого взрыва". Nature . doi :10.1038/nature.2013.13441. S2CID  211730550.
87. The Polarbear Collaboration (2014). "Измерение спектра мощности поляризации B-моды космического микроволнового фонового излучения в масштабах ниже градуса с помощью POLARBEAR". The Astrophysical Journal . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Bibcode :2014ApJ...794..171P. doi :10.1088/0004-637X/794/2/171. S2CID  118598825.
88. «Проект POLARBEAR предлагает подсказки о происхождении космического скачка роста Вселенной». Christian Science Monitor . 21 октября 2014 г.
89. PA Zyla et al. (Particle Data Group) (2020). "Обзор физики частиц" (PDF) . Progress of Theoretical and Experimental Physics . 2020 (8): 083C01. doi : 10.1093/ptep/ptaa104 .Обзор реликтового космического излучения Скотта и Смута.
90. Беннетт, К. «Дифференциальные микроволновые радиометры COBE: методы калибровки».
91. Шош, С. (2016). «Дипольная модуляция температуры и поляризации космического микроволнового фонового излучения». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Bibcode : 2016JCAP...01..046G. doi : 10.1088/1475-7516/2016/01/046. S2CID  118553819.
92. Россманит, Г.; Рэт, К.; Бэндей, А. Дж.; Морфилл, Г. (2009). «Негауссовские сигнатуры в пятилетних данных WMAP, идентифицированные с помощью индексов изотропного масштабирования». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 1921–1933. arXiv : 0905.2854 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1921R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID  11586058.
93. Бернуи, А.; Мота, Б.; Ребоусас, М. Дж.; Тавакол, Р. (2007). «Картографирование крупномасштабной анизотропии в данных WMAP». Астрономия и астрофизика . 464 (2): 479–485. arXiv : astro-ph/0511666 . Bibcode : 2007A&A...464..479B. doi : 10.1051/0004-6361:20065585. S2CID  16138962.
94. Джаффе, ТР; Бэндей, А. Дж.; Эриксен, Х. К.; Гурски, К. М.; Хансен, ФК (2005). «Доказательства вихреобразования и сдвига на больших угловых масштабах в данных WMAP: нарушение космологической изотропии?». The Astrophysical Journal . 629 (1): L1–L4. arXiv : astro-ph/0503213 . Bibcode : 2005ApJ...629L...1J. doi : 10.1086/444454. S2CID  15521559.
95. de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Hamilton, Andrew (2004). "Значимость флуктуаций реликтового излучения самого большого масштаба в WMAP". Physical Review D (Представленная рукопись). 69 (6): 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . Bibcode :2004PhRvD..69f3516D. doi :10.1103/PhysRevD.69.063516. S2CID  119463060.
96. Шварц, DJ; Старкман, Гленн Д.; и др. (2004). «Является ли низко-ℓ микроволновый фон космическим?». Physical Review Letters (Представленная рукопись). 93 (22): 221301. arXiv : astro-ph/0403353 . Bibcode :2004PhRvL..93v1301S. doi :10.1103/PhysRevLett.93.221301. PMID  15601079. S2CID  12554281.
97. Белевич, П.; Горски, К. М.; Бэндей, А. Дж. (2004). «Мультипольные карты низкого порядка анизотропии реликтового излучения, полученные из WMAP». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (4): 1283–1302. arXiv : astro-ph/0405007 . Bibcode : 2004MNRAS.355.1283B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID  5564564.
98. Лю, Хао; Ли, Ти-Пей (2009). «Улучшенная карта CMB на основе данных WMAP». arXiv : 0907.2731v3 [astro-ph].
99. Савангвит, Утане; Шэнкс, Том (2010). «Лямбда-CDM и чувствительность профиля луча спектра мощности WMAP». arXiv : 1006.1270v1 [astro-ph].
100. Лю, Хао и др. (2010). «Диагностика ошибки синхронизации в данных WMAP». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 413 (1): L96–L100. arXiv : 1009.2701v1 . Bibcode : 2011MNRAS.413L..96L. doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID  118739762.
101. Hinshaw, G.; (сотрудничество WMAP); Bennett, CL; Bean, R .; Doré, O.; Greason, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Jarosik, N.; Kogut, A.; Komatsu, E.; Limon, M.; Odegard, N.; Meyer, SS; Page, L.; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L.; Weiland, JL; Wollack, E.; Wright, EL; и др. (2007). "Трехлетние наблюдения зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): анализ температуры". Серия дополнений к Astrophysical Journal . 170 (2): 288–334. arXiv : astro-ph/0603451 . Bibcode :2007ApJS..170..288H. CiteSeerX 10.1.1.471.7186 . doi :10.1086/513698. S2CID  15554608. 
102. Тегмарк, М.; де Оливейра-Коста, А.; Гамильтон, А. (2003). "Высокоточная передняя очищенная карта CMB из WMAP". Physical Review D. 68 ( 12): 123523. arXiv : astro-ph/0302496 . Bibcode : 2003PhRvD..68l3523T. doi : 10.1103/PhysRevD.68.123523. S2CID  17981329.В этой статье говорится: «Неудивительно, что два наиболее загрязненных мультиполя — это [квадруполь и октуполь], которые наиболее точно отражают морфологию галактической плоскости».
103. O'Dwyer, I.; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S.; Lilje, PB (2004). "Байесовский анализ спектра мощности данных зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона первого года". Astrophysical Journal Letters . 617 (2): L99–L102. arXiv : astro-ph/0407027 . Bibcode : 2004ApJ...617L..99O. doi : 10.1086/427386. S2CID  118150531.
104. Слосар, А.; Селяк, У. (2004). «Оценка эффектов удаления передних планов и неба в WMAP». Physical Review D (Представленная рукопись). 70 (8): 083002. arXiv : astro-ph/0404567 . Bibcode :2004PhRvD..70h3002S. doi :10.1103/PhysRevD.70.083002. S2CID  119443655.
105. Bielewicz, P.; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). «Мультипольные векторные аномалии в данных WMAP первого года: анализ разреза неба». Astrophysical Journal . 635 (2): 750–60. arXiv : astro-ph/0507186 . Bibcode :2005ApJ...635..750B. doi :10.1086/497263. S2CID  1103733.
106. Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). «О больших аномалиях микроволнового неба». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (1): 79–102. arXiv : astro-ph/0508047 . Bibcode : 2006MNRAS.367...79C. CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID  6184966. 
107. de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (2006). "Мультипольные измерения CMB в присутствии передних фонов". Physical Review D (Представленная рукопись). 74 (2): 023005. arXiv : astro-ph/0603369 . Bibcode :2006PhRvD..74b3005D. doi :10.1103/PhysRevD.74.023005. S2CID  5238226.
108. «Планк показывает почти идеальный космос – плюс ось зла».
109. «Найдено: инициалы Хокинга, вписанные во вселенную».
110. Secrest, Nathan J.; Hausegger, Sebastian von; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (2021). «Проверка космологического принципа с помощью квазаров». The Astrophysical Journal Letters . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Bibcode : 2021ApJ...908L..51S. doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID  222066749.
111. Perivolaropoulos, L.; Skara, F. (2022-12-01). "Challenges for ΛCDM: An update". New Astronomy Reviews . 95 : 101659. arXiv : 2105.05208 . Bibcode : 2022NewAR..9501659P. doi : 10.1016/j.newar.2022.101659. ISSN  1387-6473.
112. Краусс, Лоуренс М.; Шеррер, Роберт Дж. (2007). «Возвращение статической Вселенной и конец космологии». Общая теория относительности и гравитация . 39 (10): 1545–1550. arXiv : 0704.0221 . Bibcode :2007GReGr..39.1545K. doi :10.1007/s10714-007-0472-9. S2CID  123442313.
113. Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
114. Гийом, К.-Э., 1896, La Nature 24, серия 2, с. 234
115. Лэнг, Кеннет Р.; Джинджерич, Оуэн, ред. (1979-12-31). "45. Внутреннее строение звезд". Справочник по астрономии и астрофизике, 1900–1975 . Издательство Гарвардского университета. стр. 281–290. doi :10.4159/harvard.9780674366688.c50. ISBN 978-0-674-36668-8.
116. Kragh, H. (1999). Космология и противоречия: историческое развитие двух теорий Вселенной . Princeton University Press. стр. 135. ISBN 978-0-691-00546-1.«В 1946 году Роберт Дикке и его коллеги из Массачусетского технологического института испытали оборудование, которое могло бы проверить космический микроволновый фон с интенсивностью, соответствующей примерно 20 К в микроволновом диапазоне. Однако они не ссылались на такой фон, а только на «излучение от космической материи». Кроме того, эта работа не была связана с космологией и упоминается только потому, что она предполагает, что к 1950 году обнаружение фонового излучения могло быть технически возможным, а также из-за более поздней роли Дикке в открытии». См. также Дикке, Р. Х.; и др. (1946). «Измерения атмосферного поглощения с помощью микроволнового радиометра». Physical Review . 70 (5–6): 340–348. Bibcode :1946PhRv...70..340D. doi :10.1103/PhysRev.70.340.
117. Джордж Гамов, Сотворение Вселенной, стр. 50 (переиздание Дувра пересмотренного издания 1961 года) ISBN 0-486-43868-6 
118. Гамов, Г. (2004) [1961]. Космология и противоречия: историческое развитие двух теорий Вселенной. Courier Dover Publications . стр. 40. ISBN 978-0-486-43868-9.
119. Эрвин Финлей-Фрейндлих, "Ueber die Rotverschiebung der Spektrallinien" (1953) Вклад Обсерватории, Университет Сент-Эндрюс ; № 4, стр. 96–102. Финлей-Фрейндлих дал два крайних значения 1,9 К и 6,0 К в Finlay-Freundlich, E.: 1954, "Красные смещения в спектрах небесных тел", Phil. Mag., т. 45, стр. 303–319.
120. Маккеллар, А. (1941). «Молекулярные линии из самых низких состояний двухатомных молекул, состоящих из атомов, вероятно присутствующих в межзвездном пространстве». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории . 7 (6). Ванкувер, Британская Колумбия, Канада: 251–272. Bibcode : 1941PDAO....7..251M.
121. Вайнберг, Стивен (1972). Гравитация и космология: принципы и приложения общей теории относительности. Нью-Йорк: Wiley. С. 514. ISBN 978-0-471-92567-5.
122. Хельге Краг , Космология и противоречия: историческое развитие двух теорий Вселенной (1999) ISBN 0-691-00546-X . "Альфер и Герман впервые вычислили современную температуру разъединенного первичного излучения в 1948 году, когда они сообщили о значении 5 К. Хотя ни тогда, ни в более поздних публикациях не упоминалось, что излучение находится в микроволновом диапазоне, это немедленно следует из температуры... Альфер и Герман ясно дали понять, что то, что они назвали "температурой во Вселенной" годом ранее, относилось к распределенному фоновому излучению черного тела, совершенно отличному от звездного света". 
123. Альфер, Ральф А.; Гамов, Джордж; Герман, Роберт (декабрь 1967 г.). «Тепловое космическое излучение и образование протогалактик». Труды Национальной академии наук . 58 (6): 2179–2186. Bibcode : 1967PNAS...58.2179A. doi : 10.1073/pnas.58.6.2179 . ISSN  0027-8424. PMC 223817. PMID 16591578  . 
124. Деланной, Дж., Денисс, Дж. Ф., Ле Ру, Э., и Морле, Б. (1957). Абсолютные измерения плотности рассеянного потока на частоте 900 МГц. Анналы астрофизики, Том. 20, с. 222, 20, 222.
125. Шмаонов, Т. А. (1957). "Комментарий". Приборы и Техника Эксперимента . 1 : 83. дои : 10.1016/S0890-5096(06)60772-3.
126. Насельский, П. Д.; Новиков, Д. И.; Новиков, ИД (2006). Физика космического микроволнового фона. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85550-1.
127. Дорошкевич, АГ; Новиков, ИД (1964). «Средняя плотность излучения в Метагалактике и некоторые проблемы релятивистской космологии». Доклады АН СССР . 9 (23): 4292–4298. Bibcode :1999EnST...33.4292W. doi :10.1021/es990537g. S2CID  96773397.
128. Нобелевская премия по физике: упущенные возможности России , РИА Новости , 21 ноября 2006 г.
129. Сандерс, Р.; Кан, Дж. (13 октября 2006 г.). «Космолог из Калифорнийского университета в Беркли, LBNL Джордж Ф. Смут награжден Нобелевской премией по физике 2006 года». Новости Калифорнийского университета в Беркли . Получено 11 декабря 2008 г.
130. Kovac, JM; et al. (2002). «Обнаружение поляризации в космическом микроволновом фоне с использованием DASI». Nature (Представленная рукопись). 420 (6917): 772–787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode :2002Natur.420..772K. doi :10.1038/nature01269. PMID  12490941. S2CID  4359884.
131. Readhead, ACS; et al. (2004). «Поляризационные наблюдения с помощью космического фонового сканера». Science . 306 (5697): 836–844. arXiv : astro-ph/0409569 . Bibcode :2004Sci...306..836R. doi :10.1126/science.1105598. PMID  15472038. S2CID  9234000.
132. А. Ридхед и др., «Поляризационные наблюдения с помощью Cosmic Background Imager», Science 306, 836–844 (2004).
133. Сотрудники (17 марта 2014 г.). "BICEP2 2014 Results Release". Национальный научный фонд . Получено 18 марта 2014 г.
134. Clavin, Whitney (17 марта 2014 г.). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA . Получено 17 марта 2014 г. .
135. До свидания, Деннис (17 марта 2014 г.). «Космические ряби раскрывают неопровержимые доказательства Большого взрыва» . The New York Times . Получено 17 марта 2014 г.
136. Overbye, Dennis (24 марта 2014 г.). «Ripples From the Big Bang». The New York Times . Архивировано из оригинала 2022-01-01 . Получено 24 марта 2014 г.
137. Ade, PAR (BICEP2 Collaboration) (2014). "Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.{{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
138. «Новости BICEP2 | Даже не ошиблись».
139. Overbye, Dennis (19 июня 2014 г.). «Астрономы хеджируют заявление об обнаружении Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 2022-01-01 . Получено 20 июня 2014 г.
140. Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снизилась». BBC News . Получено 20 июня 2014 г.
141. Коуэн, Рон (30.01.2015). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». Nature . doi :10.1038/nature.2015.16830. S2CID  124938210.
142. Сотрудничество Planck; et al. (2020). "Результаты Planck 2018. I. Обзор и космологическое наследие Planck". Астрономия и астрофизика . 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . Bibcode : 2020A&A...641A...1P. doi : 10.1051/0004-6361/201833880. S2CID  119185252.
143. Сотрудничество Planck; и др. (2020). "Результаты Planck 2018. V. Спектры мощности CMB и вероятности". Астрономия и астрофизика . 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . Bibcode : 2020A&A...641A...5P. doi : 10.1051/0004-6361/201936386. S2CID  198985935.
144. Stargate Universe - Роберт Карлайл рассказывает о фоновом излучении и миссии Destiny (видео). YouTube. 10 ноября 2010 г. Получено 28.02.2023 .
145. Лю, Цысинь (2014-09-23). ​​«Задача трех тел: «Вселенная мерцает»». Tor.com . Получено 2023-01-23 .
146. "Астрономия в вашем кошельке - NCCR PlanetS". nccr-planets.ch . Получено 2023-01-23 .
147. ""Космическое микроволновое фоновое излучение" в WandaVision на самом деле реально". Официальный сайт SYFY . 2021-02-03 . Получено 2023-01-23 .

Дальнейшее чтение

• Балби, Амедео (2008). Музыка большого взрыва: реликтовое излучение и новая космология . Берлин: Springer. ISBN 978-3-540-78726-6.
• Даррер, Рут (2008). Космический микроволновый фон . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9.
• Эванс, Родри (2015). Космический микроволновый фон: как он изменил наше понимание Вселенной . Springer. ISBN 978-3-319-09927-9.

Внешние ссылки

• Дружественное студентам введение в реликтовое излучение Педагогическое, пошаговое введение в анализ спектра мощности космического микроволнового фона, подходящее для тех, кто имеет базовые знания в области физики. Более глубокое, чем типичные онлайн-сайты. Менее насыщенное, чем тексты по космологии.
• Тема CMBR на arxiv.org
• Аудио: Фрейзер Кейн и доктор Памела Гей – Астрономический состав. Большой взрыв и реликтовое излучение – октябрь 2006 г.
• Визуализация данных реликтового излучения миссии Planck
• Коупленд, Эд. "CMBR: Космическое микроволновое фоновое излучение". Шестьдесят символов . Брэди Харан для Ноттингемского университета .