Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
555
чения межзвездной пыли [141] и газа [142] в Галактике, и маловероятно, что мы сможем наблюдать эти отклонения от спектрального распределения излучения черного тела.
Есть еще один важный потенциальный источник отклонений от планковского спектра. Вычисления Пиблза [138] показывают, что к тому времени, когда температура излучения упала до 200 К, остаточная ионизация водорода была крайне мала — порядка Ю-4 — IO"5. С другой стороны, из обсуждавшегося в предыдущем параграфе эксперимента по поглощению линии а серии Лаймана следует, что позднее того времени, когда температура Ty была около 8 К (z ж 2), не могло быть заметной плотности нейтрального водорода. Если же в действительности все-таки имеется значительное количество межгалактического газа из водорода, как следует из измерений q0 (§ 2 гл. 15), то этот водород должен быть каким-то образом ионизован снова за время, за которое температура Tу падала от 4000 К до 8 К. Если эта репопизацпя произошла очень рано, то должен был заново установиться тепловой контакт между излучением и веществом и планковский спектр должен был исказиться за счет увеличения индивидуальной энергии фотонов. Согласно Сюпяеву [143—145J, совпадение наблюдаемого спектра фонового излучения с формулой Планка уже говорит о том, что реионизация не могла произойти раньше, чем T7 упала до ~800 К.
Многое может прояснить угловое распределение микроволнового фона. Если это излучение и в самом деле осталось от раннего периода, когда вещество и излучение были в тепловом равновесии, то следует ожидать, что поток излучения будет изотропным. Однако возможно существование анизотропии малых угловых масштабов, порожденной пеоднородностямп в первичной плазме, которые в свою очередь могут быть связаны с образованием галактик [141] (§ 8 этой главы). Кроме того, могла бы быть анизотропия больших угловых масштабов, связанная с отклонениями Вселенной в целом или нашего локального гравитационного поля от полной изотропии [146 — 148]. Наконец, определенно имеется небольшая анизотропия масштаба 360°, вызванная движением Солнечной системы относительно фона излучения. Если это излучение возникло не в ранний период теплового равновесия, то его угловое распределение может указать на его источник; например, если излучение идет от большого числа дискретных источников, то должна обнаруживаться большая анизотропия малых угловых масштабов, если же оно возникает в пределах Галактики, то следует ожидать крупномасштабной анизотропии, коррелированной с галактической широтой.
При поисках мелкомасштабной по углу анизотропии большая антенна, фиксированная под определенным углом, «просматривает» небо щи! вращении Земли. Если не приняты особые меры ¦556
Гл. 15. Космология; эталонная модель
по поддержанию устойчивой калибровки, то измеренная температура антенны будет иметь дрейф, который для нас пока не важен. Кроме того, будет небольшая флуктуация относительно этого общего дрейфа, характеризуемая корнем из среднеквадратичной флуктуации (АГа)пабЛ. Если на самом деле существует флуктуация самого излучения ATa с угловым масштабом 0, сравнимым с шириной луча антенны В, то (АГа)набл есть сумма (ATa)2 и вклада от шума приемника, так что
ATa ^ (АГа)набл при 9 « В. (15.5.21)
Наоборот, если масштаб 0 интересующей нас флуктуации много меньше В, то можно рассматривать луч как состоящий из N пучков углового диаметра 0, причем
Флуктуация AP мощности P в каждом пучке дается формулой (15.5.7)
Д P Д Ta
P Ta •
Полная принятая мощность равна NP, но флуктуация имеет случайный знак, и поэтому корень из среднеквадратичной флуктуации полной мощности равен N112AP. С учетом шума приемника наблюдаемая относительная флуктуация принятой мощности будет больше, чем N1Z2APZNP:
(АГа)набл > дг-і/2 ^E- ~ ,у-'/г
Ta ^ P ~ Ta '
и отсюда
ATa ^ NV* (ATa)na6n « (-§-) (АГа)набл (для е < В). (15.5.22)
Более детальный анализ [149] показал, что для флуктуаций произвольного углового масштаба
В2 -ll/a
ATa < [l +? (АГа)набл
в согласии с (15.5.21) и (15.5.22). При очень больших флуктуациях излучения с ATa a: Ta неравенство (15.5.22) накладывает ограничение сверху на угловой масштаб
в (ДГа)набл . (15.5.23)
Значения (АГа)набЛ на различных длинах волн и при различной ширине луча приведены в табл. 15.2. Анизотропия, очевидно, меньше нескольких процентов при любом угловом масштабе, большем нескольких угловых секунд. § 5. Космический фон микроволнового излучения
557
Таблица 15.2
Сводка результатов измерений флуктуаций микроволнового фона в малых угловых масштабах
X, CM га. к в лта набл- к л .макс Литература
7,35 2,56 40' 0,006 5" [109]
3,95 2,50 1,4'х20' 0,0007 0,1" [150]
2,80 2,45 I0 0,051 75" [151]
6° 0,036 —
2,80 2,45 10' 0,0061 1,5" [149]
2° 0,0017 —
0,35 1,14 «75" 0,024 1,6" [152]
0,35 1,14 80"—100" 0,008 0,7" [153]
0,34 1,11 12,5' 0,2 — [154]
Обозначения: X — длина волны, Ta — температура антенны для излучения черного тела при 2,7 К, В — ширина луча, AT11 надл — наблюдаемая среднеквадратичная флуктуация температуры антенны, ®макс — наибольший угловой масштаб, в котором данное наблюдение не исключает существования значительной анизотропии [см. (15.5.23)]. «Ширины луча» 1, 2 и 6° получены интегрированием данных измерений при ширине луча 10'. Значение ДТа при 0,34 см получено в действительности из измерения наклона кривой T (0) в интервале 12,5".
