Почему небо темное. Как устроена Вселенная

В настоящее время представление о реликтовом излучении и о его роли усложнилось. В эволюции Вселенной, помимо выделенной Гамовым переходной эпохи, был еще один очень важный этап – рекомбинация. Рекомбинация – это эпоха, когда первичная смесь заряженных ядер, электронов и фотонов охладилась до температуры примерно 3000 К и при этой температуре свободные электроны начали соединяться с протонами, образуя нейтральные атомы водорода [19] . C исчезновением свободных электронов Вселенная стала «прозрачной» для излучения, так как фотоны перестали на них рассеиваться и стали свободно распространяться в пространстве. Энергия их постепенно уменьшалась из-за космологического расширения. Именно эпоха рекомбинации – источник окружающих нас фотонов реликтового излучения. Другими словами, эпоха рекомбинации – последний период в эволюции горячей Вселенной, когда фотоны испытывали рассеяние на свободных электронах. (Этим, кстати, объясняется название «поверхность последнего рассеяния», упоминавшееся в параграфе 2.3.)

Эпоха рекомбинации – это относительно короткий период времени. К моменту рекомбинации водорода (в первую очередь мы говорим о нем, пренебрегая влиянием гелия) прошло примерно 400 000 лет после начала космологического расширения (столько времени потребовалось, чтобы температура первичной плазмы упала до 3000 К), а длительность рекомбинации составила лишь несколько процентов этого времени. Красное смещение эпохи рекомбинации оценить очень просто: температура реликтового излучения при расширении падает ∝ (1 + z)-1, в эпоху рекомбинации температура составляла примерно 3000 К, современная температура равна 2.7 К, следовательно, красное смещение рекомбинации z  ~ 3000/2.7 ~ 103.

Любопытно, что эпохи рекомбинации и равенства плотностей энергии излучения и вещества («демаркационной точки» Гамова) относительно близки. По современным представлениям плотности энергии излучения и вещества сравнялись до эпохи рекомбинации – примерно через 105 лет после начала расширения Вселенной. Соответствующее красное смещение составляло z  ~ 3000, температура Τ ∝ 104 К.

Чем важно открытие реликтового излучения и что оно дало для космологии? Реликтовое излучение – важнейший составной элемент картины горячей расширяющейся Вселенной. Если наши представления о структуре и эволюции Вселенной верны, то такое излучение и именно с такими наблюдаемыми свойствами (чисто тепловой спектр, температура ~3 К, изотропия) просто должно существовать. Именно поэтому открытие реликтового излучения привело к быстрому признанию модели Большого взрыва.

Не менее важно и то, что в модели расширяющейся Вселенной микроволновое фоновое излучение должно иметь ряд особенностей, поддающихся наблюдательной проверке и являющихся прямыми тестами самой этой модели. Одним из таких уже упоминавшихся свойств должен быть рост температуры излучения с увеличением z, то есть при движении в прошлое нашей Вселенной. Но как можно измерить температуру реликтового излучения в прошлые эпохи? Это, конечно, непросто, но все-таки возможно. Например, наблюдаемые свойства реликтового излучения в направлении далеких скоплений галактик, содержащих большое количество горячего межгалактического газа, несколько меняются – так называемый эффект Сюняева – Зельдовича [20] . Тщательные наблюдения этого эффекта позволяют оценивать температуру фонового излучения в эпоху, соответствующую красному смещению изучаемого скопления. Другой метод – анализ спектров далеких квазаров, в которых могут наблюдаться линии, источником возбуждения которых являются фотоны реликтового излучения. Эти способы не лишены проблем, их реализация сопряжена с большими трудностями, но, тем не менее, они дают вполне согласованные результаты – температура реликтового излучения растет с z и этот рост соответствует предсказаниям модели Большого взрыва (рис. 30). Тем самым мы получили еще одно доказательство реальности расширения Вселенной (см. параграф 2.2).