Спектральные искажения космического микроволнового фона

Спектральные искажения реликтового излучения — это крошечные отклонения среднего космического микроволнового фона (CMB) частотного спектра от предсказаний, данных для идеального черного тела . Они могут быть произведены рядом стандартных и нестандартных процессов, происходящих на ранних этапах космической истории , и поэтому позволяют нам исследовать стандартную картину космологии. Важно отметить, что частотный спектр реликтового излучения и его искажения не следует путать со спектром мощности анизотропии реликтового излучения, который связан с пространственными флуктуациями температуры реликтового излучения в разных направлениях неба.

Спектральные искажения в разные космологические эпохи. В очень ранние времена, с красным смещением $z>2\times 10^{6}$Любая инъекция энергии проявляется в изменении температуры черного тела. С увеличением возраста Вселенной процессы, приводящие к термализации искажений реликтового излучения черного тела, становятся менее эффективными (тормозное излучение и двойное комптоновское рассеяние при $z<10^{6}$, Комптоновское рассеяние, когда $z<10^{4}$). спектральные искажения также взаимодействуют с выдающимися эпохами космической истории, такими как реионизация , рекомбинация и нуклеосинтез Большого взрыва Как показано, . В частности, в эпоху рекомбинации ( $\sim 300,000$ лет после Большого взрыва), линии космологической рекомбинации отпечатываются на реликтовом излучении в результате неравновесных атомных процессов в ту эпоху.

Обзор

Энергетический спектр реликтового излучения чрезвычайно близок к спектру идеально черного тела с температурой $2.7255K$. Это ожидаемо, поскольку в ранней Вселенной вещество и излучение находились в тепловом равновесии . Однако на красных смещениях $z<2\times 10^{6}$, несколько механизмов, как стандартных, так и нестандартных, могут изменять спектр реликтового излучения и вносить отклонения от спектра черного тела. Эти отклонения обычно называют спектральными искажениями реликтового излучения и в основном касаются среднего спектра реликтового излучения по всему небу (т. е. монопольного спектра реликтового излучения).

Спектральные искажения создаются процессами, которые выводят вещество и излучение из равновесия. Один из важных сценариев связан со спектральными искажениями из-за раннего поступления энергии, например, из-за распада частиц, испарения первичных черных дыр или рассеяния акустических волн, возникающих в результате инфляции. В этом процессе барионы нагреваются и передают часть своей избыточной энергии окружающей фотонной ванне реликтового излучения посредством комптоновского рассеяния . В зависимости от момента впрыска это вызывает искажение, которое можно охарактеризовать с помощью так называемого $\mu$- и $y$спектры искажений -типа. Безразмерный $\mu$ и $y$-параметры являются мерой общего количества энергии, введенной в реликтовый фон. Таким образом, спектральные искажения реликтового излучения обеспечивают мощное исследование физики ранней Вселенной и даже дают грубые оценки эпохи, в которую произошла инъекция.

На данный момент лучшие пределы наблюдений, установленные в 1990-х годах спутником COBE/инструментом FIRAS (COBE/FIRAS), составляют $|\mu |<9\times 10^{-5}$ и $|y|<1.5\times 10^{-5}$ на уровне достоверности 95%. В пределах $\Lambda$CDM мы ожидаем $\mu \sim 2\times 10^{-8}$ и $y\sim {\rm {few}}\times 10^{-6}$, сигналы, которые стали доступны современным технологиям (см. § Экспериментальные и наблюдательные задачи ). Более насыщенные сигналы искажений, выходящие за рамки классического $\mu$ и $y$ искажения, могут быть созданы процессами инжекции фотонов, релятивистскими распределениями электронов и при постепенном переходе между $\mu$ и $y$-искажение эпох. Космологическое рекомбинационное излучение (CRR) является ярким примером в $\Lambda$CDM , который создается инжекцией фотонов из рекомбинирующей плазмы водорода и гелия вокруг красных смещений $z\sim 10^{3}-10^{4}$.

История

Первые соображения о спектральных искажениях реликтового излучения восходят к заре космологии реликтового излучения, начиная с основополагающих статей Якова Б. Зельдовича и Рашида Сюняева в 1969 и 1970 годах. Эти работы появились всего через несколько лет после первого обнаружения реликтового излучения. Арно Аллана Пензиаса и Роберта Вудро Вильсона и его команды как отголоска Большого взрыва и его интерпретацию Роберта Х. Дике в 1965 году. Эти открытия составляют один из наиболее важных столпов космологии Большого взрыва, которая предсказывает чернотельную природу реликтового излучения. Однако, как показали Зельдович и Сюняев, обмен энергией с движущимися электронами может вызывать спектральные искажения.

Новаторские аналитические исследования Зельдовича и Сюняева позднее были дополнены численными исследованиями Илларионова и Сюняева в 1970-х годах. Они рассматривали проблему термализации, включая комптоновское рассеяние и процесс тормозного излучения для однократного выделения энергии. В 1982 году важность двойного комптоновского излучения как источника фотонов с высокими красными смещениями была признана Данезе и де Зотти. Современные рассмотрения спектральных искажений реликтового излучения начались с работ Буриганы, Данезе и де Зотти, а также Ху, Силка и Скотта в начале 1990-х годов.

После того, как COBE/FIRAS установил строгие ограничения на спектр реликтового излучения, по существу исключив искажения на уровне ${\tfrac {\Delta I}{I}}\sim 10^{-5}-10^{-4}$интерес к спектральным искажениям реликтового излучения снизился. В 2011 году ПИКСИ был предложен НАСА в качестве миссии спутника среднего уровня, что дало первую сильную мотивацию для пересмотра теории спектральных искажений. Хотя ни один преемник COBE/FIRAS до сих пор не финансировался, это привело к возрождению спектральных искажений реликтового излучения с многочисленными теоретическими исследованиями и разработкой новых экспериментальных концепций.

Спектральное искажение космического микроволнового фона (CMB) выглядит по-разному в зависимости от момента в истории Вселенной, когда это черное тело было модифицировано. В очень ранние времена, когда $z>10^{6}$Любая инъекция энергии проявляется в изменении температуры черного тела. Если впрыск энергии произойдет позже (еще на очень ранних этапах истории Вселенной), мы увидим форму $\mu$- искажение, тогда как на более поздних временах мы можем видеть более резкое колебание, связанное с $y$-искажение. Здесь некоторая энергия вводится в реликтовое излучение в момент, определяемый красным смещением. $z_{h}$ с отображением результирующего искажения.

Физика термализации

В космологической «проблеме термализации» выделяют три основные эпохи: эру термализации, или температурную, $\mu$-эра и $y$-эра, каждая из которых имеет немного разные физические условия из-за изменения плотности и температуры частиц, вызванного расширением Хаббла.

Эпоха термализации

На самых ранних этапах космической истории (вплоть до нескольких месяцев после Большого взрыва ) фотоны и барионы эффективно связаны процессами рассеяния и, следовательно, находятся в полном термодинамическом равновесии. Энергия, инжектируемая в среду, быстро перераспределяется между фотонами, в основном за счет комптоновского рассеяния, тогда как плотность числа фотонов регулируется несохраняющими фотоны процессами, такими как двойное комптоновское и тепловое тормозное излучение. Это позволяет полю фотонов быстро релаксировать обратно к планковскому распределению , даже если на очень короткой фазе появляется спектральное искажение. Сегодняшние наблюдения не могут обнаружить разницу в этом случае, поскольку нет независимого космологического предсказания температуры монополя реликтового излучения. Этот режим часто называют эрой термализации или температуры и заканчивается при красном смещении. $z\sim 2\times 10^{6}$.

μ -искажения эра

На красных смещениях между $5\times 10^{4}$ и $2\times 10^{6}$, эффективный обмен энергией посредством комптоновского рассеяния продолжает устанавливать кинетическое равновесие между веществом и излучением, но процессы изменения числа фотонов перестают быть эффективными. Поскольку плотность числа фотонов сохраняется, но плотность энергии изменяется, фотоны приобретают эффективный ненулевой химический потенциал, приобретая распределение Бозе-Эйнштейна . Этот особый тип искажения называется $\mu$-искажение химического потенциала, известного из стандартной термодинамики. Значение химического потенциала можно оценить, объединив ограничения плотности энергии фотонов и плотности числа до и после инъекции энергии. Отсюда следует известное выражение

$$\mu \sim 1.4\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }},$$ где ${\tfrac {\Delta \rho }{\rho }}$ определяет полную энергию, вводимую в поле фотонов реликтового излучения. Что касается равновесного спектра черного тела, то $\mu$-искажение характеризуется дефицитом фотонов на низких частотах и ​​их приростом на высоких частотах. Искажение меняет знак на частоте $\nu \sim 130{\rm {GHz}}$, что позволяет нам отличить его наблюдательно от $y$-тип искажения.

$\mu$Сигналы -искажения могут быть созданы распадающимися частицами, испаряющимися первичными черными дырами, первичными магнитными полями и другими нестандартными физическими примерами. В пределах $\Lambda$Космология CDM, адиабатическое охлаждение материи и рассеяние акустических волн, возникающих в результате инфляции, вызывают $\mu$-искажение с $\mu \sim 2\times 10^{-8}$. Этот сигнал можно использовать как мощный тест на инфляцию, поскольку он чувствителен к амплитуде флуктуаций плотности в масштабах, соответствующих физическим масштабам Земли. $\lambda \sim 0.6\,{\rm {kpc}}$ (т.е. карликовые галактики). Объединив измерения крупномасштабной анизотропии реликтового излучения COBE с данными $\mu$-ограничение на искажение: первые пределы мелкомасштабного спектра мощности можно было получить задолго до того, как стали возможны прямые измерения.

y - эра искажения

На красных смещениях $z\lesssim 5\times 10^{4}$, также комптоновское рассеяние становится неэффективным. Плазма имеет температуру $T<10^{5}{\rm {K}}$, так что фотоны реликтового излучения усиливаются за счет нерелятивистского комптоновского рассеяния, что приводит к $y$-искажение. Опять же, рассматривая полную энергетику задачи и используя сохранение числа фотонов, можно получить оценку

$$y\sim {\frac {1}{4}}\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }}.$$Имя для $y$-искажение просто возникает из-за выбора безразмерных переменных в основополагающей статье Зельдовича и Сюняева, 1969. Там рассматривалась инъекция энергии, вызванная горячими электронами, находящимися внутри скоплений галактик, и связанный с этим эффект чаще называют тепловым эффектом Сюняева-Зельдовича (СЗ) . Как для $\mu$-искажение, в принципе многие нестандартные физические примеры могут вызывать $y$-типовые искажения. Однако наибольший вклад в общее небо $y$-Искажение происходит из-за кумулятивного кластерного сигнала SZ, который позволяет ограничить количество горячего газа во Вселенной. Пока в $z<10^{4}$космическая плазма в среднем имеет низкую температуру, электроны внутри скоплений галактик могут достигать температуры в несколько кэВ. В этом случае рассеивающиеся электроны могут иметь скорости $v\sim 0.1c$, так что релятивистские поправки к Комптоновскому процессу становятся актуальными. Эти релятивистские поправки несут информацию о температуре электронов, которую можно использовать в качестве меры энергетики кластера.

Помимо μ и y искажений

Классические исследования главным образом рассматривали энерговыделение (т.е. нагрев) как источник искажений. Однако недавняя работа показала, что более насыщенные сигналы могут быть созданы путем прямой инъекции фотонов и нетепловых популяций электронов — оба процесса возникают в связи с распадом или аннигиляцией частиц. Аналогичным образом было показано, что переход между $\mu$ и $y$-эры более постепенны и что форма искажения не задается просто суммой $\mu$- и $y$. Все эти эффекты могут позволить нам различать в ходе наблюдений широкий спектр сценариев, поскольку можно извлечь дополнительную информацию, зависящую от времени.

Космологическое рекомбинационное излучение (CRR)

Примерно через 280 000 лет после Большого взрыва электроны и протоны соединились в электрически нейтральные атомы по мере расширения Вселенной. В космологии это известно как рекомбинация и предшествует отделению фотонов реликтового излучения от материи до того, как они начнут свободно распространяться по Вселенной примерно через 380 000 лет после Большого взрыва. Внутри энергетических уровней атомов водорода и гелия происходят различные взаимодействия, как столкновительные, так и радиационные. Линейное излучение, возникающее в результате этих процессов, вводится в реликтовое излучение, проявляясь в виде небольших искажений черного тела реликтового излучения, обычно называемых космологическим рекомбинационным излучением (CRR). Конкретная спектральная форма этого искажения напрямую связана с красным смещением, при котором происходит это излучение, замораживая искажение во времени в диапазонах микроволновых частот. Поскольку сигнал искажения возникает в результате рекомбинации водорода и двух гелия, это дает нам уникальный зонд дорекомбинационной Вселенной, который позволяет нам заглянуть за последнюю поверхность рассеяния, которую мы наблюдаем, используя анизотропию реликтового излучения. Это дает нам уникальный способ ограничить изначальное количество гелия в ранней Вселенной до рекомбинации и измерить скорость раннего расширения.

Экспериментальные и наблюдательные задачи

Ожидаемые сигналы искажения Lambda-CDM (LCDM) невелики. Самое большое искажение, возникающее из-за совокупного потока всего горячего газа во Вселенной, имеет амплитуду, которая примерно на порядок ниже пределов COBE/FIRAS. Хотя это считается «легкой» целью, космологическое рекомбинационное излучение (CRR), как наименьший ожидаемый сигнал, имеет амплитуду, которая является еще одним фактором $10^{3}$ меньше. Кроме того, все искажения LCDM маскируются крупными галактическими и внегалактическими излучениями переднего плана (например, пылью, синхротронным и свободным излучением, космическим инфракрасным фоном), а для наблюдений с земли или с воздушных шаров атмосферное излучение представляет собой еще одно препятствие, которое необходимо преодолеть.

Поэтому обнаружение искажений LCDM требует новых экспериментальных подходов, которые обеспечивают беспрецедентную чувствительность, спектральный охват, контроль систематики и возможность точного удаления переднего плана. Опираясь на конструкцию FIRAS и опыт работы с ARCADE , это привело к появлению нескольких концепций спектрометров для наблюдения из космоса (PIXIE, PRISM, PRISTINE, SuperPIXIE и Voyage2050), воздушный шар (БИСОУ) и наземные (АПСЕРА и Космо в Куполе-С, ТМС в обсерватории Тейде ). Все они предназначены для достижения важных этапов на пути к обнаружению искажений реликтового излучения. В качестве конечного рубежа полная характеристика и использование сигнала космологической рекомбинации могут быть достигнуты с помощью скоординированной международной экспериментальной кампании, потенциально включающей обсерваторию на Луне.

В июне 2021 года Европейское космическое агентство обнародовало свои планы будущих миссий класса L в рамках «Вояжа-2050» с шансом на «высокоточную спектроскопию» для новой части своей стратегии в ранней Вселенной , открывая двери для телескопов спектральных искажений для будущее.

См. также

• Тормозное излучение
• Комптоновское рассеяние
• Исследователь космического фона
• Космический фоновый имиджер
• Космический микроволновый фон
• Космологическая теория возмущений - теория, согласно которой эволюция структуры понимается в модели большого взрыва. Страницы, отображающие описания из Викиданных в качестве запасного варианта.
• Интерферометр с угловой шкалой
• Научная программа Европейского космического агентства
• Фон гравитационных волн - Случайный фон гравитационных волн, пронизывающих Вселенную.
• Список экспериментов с космическим микроволновым фоном
• Наблюдательная космология - Исследование происхождения Вселенной (структура и эволюция)
• Первичные колебания
• Рекомбинация (космология)
• Эффект Сакса – Вольфа
• Эффект Сюняева–Зельдовича
• Искажения пространства красного смещения