Mokslo ir technologijų pasaulis

Teleskopai šį nuotolį smarkiai padidina: garsi Hablo teleskopu daryta ypatingai gilaus lauko (ultra deep field) nuotrauka leidžia pažvelgti į daugiau nei trisdešimties milijardų šviesmečių nuotoliu esančią galaktiką – tolimiausią žinomą objektą, matomą regimajame elektromagnetinių bangų diapazone. Kituose ruožuose (pvz. infraraudonųjų ar gama spindulių) irgi randama panašiu atstumu esančių galaktikų ar žvaigždžių sprogimų. Karts nuo karto pasigirsta žinios apie atrastą naują tolimiausią objektą.

Ar tai reiškia, kad teoriškai kažką pamatyti galime neribotu atstumu, tereikia tik jautresnių prietaisų? Deja, ne. Yra keletas fundamentalių ribų, už kurių pažvelgti nepavyks. Pati tolimiausia iš jų – tai regimosios Visatos pakraštys, atitinkantis begalinį raudonąjį poslinkį. Atstumas iki jo nuolat kinta dėl Visatos plėtimosi, o dabartinė riba yra maždaug 42 milijardai šviesmečių (14 gigaparsekų). Yra ir artimesnė riba – nelabai tiksliai apibrėžta, ji atitinka žiūrėjimą į keleto šimtų milijonų metų amžiaus Visatą, arba 11 gigaparsekų (35 milijardų šviesmečių) nuotolį. Tų milijonų metų prireikė, kad susiformuotų pirmosios žvaigždės ir atsirastų šviesos šaltiniai, kuriuos galėtume matyti. Per vidurį tarp šių dviejų ribų yra labai tiksliai nustatyta trečioji, kuri kartu yra ir tolimiausias matomas dalykas (nors „objektu“ jo pavadinti nelabai galima). Tai – kosminė foninė spinduliuotė, kuri kaip širma dengia viską, kas įvyko per pirmuosius 300 tūkstančių Visatos gyvavimo metų. Ji yra vos truputį arčiau, nei formalus regimosios Visatos pakraštys, tačiau atitinka ne begalinį raudonąjį poslinkį, o jo vertę z ≈ 1085.

Kokia tai širma? Iš kur ji atsirado ir kodėl yra būtent ten? Apie tai ir jos svarbą kosmologijos mokslui bei supratimui apie Visatą papasakosiu šiame straipsnyje.

Nuo plazmos burbulo iki pirmykštės Visatos

Pradžiai įsivaizduokime labai karštų dujų burbulą. Tūkstančių ar net milijonų laipsnių temperatūros vandenilis yra jonizuotas, t. y. elektronai atsiskyrę nuo protonų ir sumišę į vientisą mišinį, vadinamą plazma. Į tokią terpę pakliuvęs fotonas dažnai sąveikauja su elektronais ir protonais, praranda arba įgyja energijos, pakeičia judėjimo kryptį ir taip toliau; kai pagaliau iš plazmos burbulo išsiveržia, jo savybės būna neatpažįstamai pakitusios. Terpė, taip paveikianti fotonus, vadinama optiškai tankia; buitiškiau kalbant ją galima pavadinti paprasčiausiai „neskaidria“. Optinis tankis priklauso nuo trijų parametrų: nagrinėjamos sąveikos, pvz. elektronų – fotonų tarpusavio sklaidos, skerspjūvio ploto (t. y. srities aplink elektroną, kurion pataikęs fotonas yra reikšmingai paveikiamas, skerspjūvio ploto), medžiagos tankio ir burbulo linijinio dydžio (pvz. skersmens, jei burbulas yra rutulio formos). Pirmasis dydis nurodo, kiek toli skriejantį fotoną gali paveikti kiekviena dalelė, tankis – kaip dažnai fotonas tokias daleles sutinka savo kelyje, o terpės dydis – kiek laiko fotonas praleidžia viduje. Jei šių trijų skaičių sandauga, padalinta iš sklaidančios dalelės (dažniausiai elektrono arba protono) masės, yra didesnė už vienetą, medžiaga fotonams yra optiškai tanki.

Optinį tankį ir jo efektus sutinkame kone kasdien savo gyvenime. Štai, pavyzdžiui, oras yra optiškai retas – jei jis toks nebūtų, negalėtume matyti Saulės ir žvaigždžių; tačiau vandens garai dažniausiai yra optiškai tankūs, taigi rūkas ir debesys mums nepermatomi. Pati Saulė irgi yra optiškai tanki: mes galime matyti pro jos paviršių dengiančią chromosferą ir fotosferą, tačiau giliau dujos tampa pernelyg tankios ir šviesa toliau neprasiskverbia. Tarpžvaigždinė erdvė daugeliu atvejų yra optiškai reta, tačiau tankesni dujų ir dulkių debesys sėkmingai blokuoja regimuosius ir ultravioletinius spindulius; čia pasireiškia dar viena svarbi savybė – sąveikų skerspjūvio plotas dažnai priklauso nuo fotono bangos ilgio, taigi ta pati terpė gali praleisti vienus spindulius, bet blokuoti kitus.

Įsivaizduojant tolesnį po rekombinacijos išsilaisvinusių fotonų likimą, svarbu nepamiršti, kad jie užpildė visą erdvę ir judėjo visomis kryptimis. Kokį erdvės tašką bepaimtume, tų fotonų ten buvo ir iškart po rekombinacijos, ir praėjus keletui sekundžių (kai atskriejo netoliese buvę artyn judantys fotonai), ir po milijardų metų. Mūsų matomi foninės spinduliuotės fotonai išsilaisvino labai labai toli – už milijardų šviesmečių – ir visus tuos milijardus metų skriejo mūsų link, kol galų gale pasiekė mūsų teleskopus. Lygiai taip pat fotonai, išsilaisvinę toje erdvės dalyje, kur dabar yra Paukščių takas, po milijardų metų pasiekė regionus, esančius labai arti mūsų regimosios Visatos krašto. Judėdami fotonai toliau „vėso“, t. y. didėjo jų bangos ilgis, nes Visatai plečiantis didėja visi atstumai, taip pat ir atstumas tarp fotono bangos keterų. Taip nuo rekombinacijos iki dabar foninės spinduliuotės temperatūra nukrito nuo ~3000 K iki 2,725 K, ir ji tapo matoma mikrobangų, o ne infraraudonųjų spindulių, diapazone.

Kruopštūs skaičiavimai ir netikėtas atradimas

Foninės spinduliuotės egzistavimas yra neatsiejama Didžiojo sprogimo teorijos dalis. Kai ši teorija buvo pradėta vystyti trečiajame praeito amžiaus dešimtmetyje, mokslininkai greitai suprato, jog, jei Visata kadaise buvo mažesnė, tai turėjo būti ir karštesnė. Tuo metu visiškai hipotetinis Didysis sprogimas, Visatos atsiradimo momentas, turėjo būti begalinės temperatūros ir begalinio tankio taškas. 1948-aisiais metais rusų kilmės JAV kosmologas Džordžas Gamovas (George Gamow) su kolegomis apskaičiavo ankstyvosios Visatos evoliuciją, taip pat ir aukščiau aprašytą kosminės foninės spinduliuotės atsiradimą. Jie numatė, kad šiandien spinduliuotė turėtų būti atvėsusi iki maždaug 5 K temperatūros, taigi aptinkama mikrobangų ruože. Deja, tuo metu mikrobangas stebėti buvo sudėtinga, prietaisų jautrumas – mažas, taigi rimtų bandymų aptikti šią spinduliuotę dar dešimtmetį nedaryta. Buvo keletas stebėjimų, kurių metu nustatyta tarpžvaigždinės erdvės temperatūra – visada apie 3-4 K – tačiau pačios spinduliuotės nerasta.

Tada atėjo 1964-ieji metai ir pasaulis apsivertė aukštyn kojomis. Du astronomai doktorantai, Arnas Penzajas (Arno Penzias) ir Robertas Vilsonas (Robert Wilson), pasistatė radijo teleskopą astronominiams ir palydovinės komunikacijos tyrimams. Tiems tyrimams reikėjo labai didelio tikslumo, taigi studentai ėmėsi darbo aiškindamiesi, kokie šaltiniai gali pridėti triukšmo jų detektoriui ir kaip juos pašalinti. Daugumą aplinkos trukdžių sėkmingai eliminavus, netgi išgujus visus balandžius iš teleskopo antenos, liko dar nedideli trukdžiai, kurių šaltinio niekaip nepavyko nustatyti. Triukšmo intensyvumas priklauso nuo temperatūros ir dažnai taip išreiškiamas, taigi ir šiuo atveju rasta radijo antenos temperatūra siekė 3,5 K. Penzajas ir Vilsonas galbūt būtų palikę šią problemą neišaiškintą ir nurašę matavimų paklaidoms, tačiau pasikalbėję su Robertu Diku (Robert Dicke), žinomu to meto kosmologu ir tokio tipo radijo antenų išradėju, suprato, jog greičiausiai atrado kosminę foninę spinduliuotę. Interpretaciją sustiprino ir tai, kad signalas buvo nekintantis laikui bėgant ir vienodas visomis kryptimis.

Tyrinėjimai ir savybės

Netikėti rezultatai buvo greitai pranešti mokslo žurnaluose. Tiesa, prireikė dar maždaug dešimtmečio, kol mokslo pasaulis vieningai pripažino, jog spinduliuotė tikrai yra Didžiojo sprogimo padarinys. Pagrindinis argumentas, nulėmęs ginčo baigtį, buvo aštuntajame dešimtmetyje išmatuotas foninės spinduliuotės spektras. Paaiškėjo, kad jis idealiai (kiek leido prietaisų tikslumas) atitinka absoliučiai juodo kūno šiluminį spektrą. Būtent tokio spektro tikėtasi, jei foninė spinduliuotė yra Didžiojo sprogimo reliktas. Pagal alternatyvų aiškinimą, paremtą nuolatinio būvio Visatos (steady-state Universe) teorija, spinduliuotę galėjo sudaryti tarpgalaktinės medžiagos išsklaidyta galaktikų šviesa. Tačiau jei tai būtų tiesa, spinduliuotės spektre būtų matoma daug įvairiausių cheminių elementų linijų ir netgi ištisinė spektro dalis neatitiktų absoliučiai juodo kūno.

Iki devintojo dešimtmečio pabaigos nebuvo žinoma, ar spinduliuotė yra visiškai vienodo stiprumo visomis kryptimis, ar visgi jos temperatūra šiek tiek svyruoja. Dar aštuntajame dešimtmetyje keli mokslininkai apskaičiavo, kokio lygio temperatūros svyravimų galima būtų tikėtis dėl fluktuacijų ankstyvojoje Visatoje, o Sovietų sąjungos kosminis eksperimentas RELIKT-1 devintajame dešimtmetyje nustatė, jog temperatūros svyravimų lygis neviršija 100 mikrokelvinų. Vėlesni stebėjimai patikslino, kad svyravimai siekia vos kelias dešimtis mikrokelvinų (vidurkis – 18 μK).

Tiesa, norint nustatyti foninės spinduliuotės svyravimus, pirmiausia reikia labai tiksliai įvertinti du dalykus. Pirmasis – tai Žemės judėjimas spinduliuotės atžvilgiu. Žemė sukasi aplink Saulę, Saulė – aplink Galaktikos centrą, Galaktika artėja prie Andromedos ir juda Vietinės galaktikų grupės centro atžvilgiu, o Vietinė grupė dar juda aplinkinės erdvės (kitų galaktikų spiečių) atžvilgiu. Visi šie greičiai yra panašios vertės (kelios dešimtys ar šimtai kilometrų per sekundę), bet juos gana gerai žinome, be to, jų poveikis foninės spinduliuotės vaizdui yra labai tolygus ir pakankamai aiškus (žr. pav. žemiau). Antras svarbus dalykas – mikrobangų emisija, sklindanti iš mūsų Galaktikos. Žvaigždės ir tarpžvaigždinės dujos bei dulkės spinduliuoja šiame ruože, taigi Galaktikos plokštuma švyti gerokai ryškiau, nei likusi dangaus dalis. Detalūs įvairių Galaktikos sričių modeliai leidžia labai tiksliai įvertinti ir šį poveikį , taigi galima tyrinėti foninės spinduliuotės svyravimus visame dangaus plote.

Pastaruosius du dešimtmečius vykdomi vis detalesni foninės spinduliuotės stebėjimai; tobulėjant prietaisams, gerėja ir supratimas apie spinduliuotės pasiskirstymą ir svyravimus. Pirmasis kosminis teleskopas, skirtas būtent šiam tikslui, buvo Kosminio fono tyrinėtojas (COsmic Background Explorer arba COBE), veikęs 1989-1992 metais. 1997-2003 metais mikrobangų foną stebėjo viršutiniuose atmosferos sluoksniuose skriejęs balionas su prietaisu BOOMERANG. 2001 metais paleistas Mikrobangų anizotropijos zondas (Microwave Anisotropy Probe arba MAP, 2003-aisiais pervadintas kosmologo Vilkinsono garbei į WMAP), veikiantis iki šiol; jo trijų, penkių ir septynių metų trukmės stebėjimų duomenys padėjo labai tiksliai nustatyti mūsų Visatos kosmologinius parametrus. Ir prieš dvejus metus darbą pradėjo kosminė observatorija Planck, kuri turėtų išmatuoti visus netolygumus taip tiksliai, kaip tik įmanoma.

Šie teleskopai atskleidė intriguojantį didžiosios kosminės širmos paveikslą ir užminė ne vieną mįslę. Pirmoji keistenybė, su kuria susidūrė mokslininkai – tai spinduliuotės vienodumas. Nepriklausomai nuo to, kuria kryptimi pasižiūrėsi, savoji spinduliuotės temperatūra yra beveik visiškai vienoda. Tačiau tuo metu, kai ji atsiskyrė nuo materijos, bet kokia informacija, sukurta pirmąją Visatos gyvavimo sekundę, galėjo būti nukeliavusi tik atstumą, ne didesnį nei maždaug dviejų laipsnių kampas dangaus skliaute, net jei judėtų šviesos greičiu. Taigi bet kokie didesniu atstumu vienas nuo kito esantys regionai turėtų nieko nežinoti vienas apie kitą; jų savybės turėtų būti visiškai nepriklausomos, taigi ir foninės spinduliuotės temperatūra tokiais masteliais turėtų svyruoti maždaug tokio paties dydžio intervale, kaip ir vidutinė vertė (taigi nuo 0 iki 6 K). Klausimas, kodėl taip nėra – vadinamoji horizonto problema, – buvo viena iš didžiųjų kosmologijos mįslių aštuntajame dešimtmetyje. Trumpiau ji formuluojama taip – kaip visa Visata galėjo pasiekti energetinę pusiausvyrą per laiką, gerokai trumpesnį už šviesos sklidimo laiką? Beje, „šviesos sklidimo laikas“ čia neturėtų būti suprantamas tiesiogiai – kiekvienas atskiras fotonas pro ankstyvąją Visatą judėtų labai lėtai (žr. aukščiau); turimas omenyje laikas, lygus Visatos dydžiui, padalintam iš šviesos greičio vakuume.

Atsakymą į šią mįslę 1980-aisiais metais pasiūlė Alanas Gutas (Alan Guth), kartu išspręsdamas ir dar dvi kosmologijos problemas – magnetinių monopolių neegzistavimą ir erdvės plokštumą. Jo hipotezė vadinama kosmine infliacija (cosmic inflation); pagal šį modelį, pačioje Visatos egzistavimo pradžioje (praėjus vos 10-36 sekundės daliai po Didžiojo sprogimo), Visata staiga ėmė plėstis eksponentiškai, žymiai greičiau už šviesą. Per kitą 10-33 sekundės dalį Visatos skersmuo padidėjo 1026 karto; ta dalis, kuri vėliau tapo regimąja Visata, išaugo nuo trilijoną kartų mažesnio už atomo branduolį iki maždaug stalo teniso kamuoliuko dydžio. Toks pokytis nulėmė, jog visa mums matoma Visata atsirado iš pakankamai mažo ir tolygaus gabaliuko, ir buvo dar labiau išlyginta sparčiai besitempiančio į visas puses erdvėlaikio, taigi ir foninė spinduliuotė liko visomis kryptimis beveik vienoda.

Visgi labai nedidelių netolygumų Visatoje išliko. Jie taip pat augo nuo pat infliacijos pabaigos, bet augimas nebuvo toks greitas, kad kompensuotų infliacijos sukeltą išlyginimą. Tie netolygumai po 300 tūkstančių metų buvo tankesni ir retesni regionai. Tankesnė plazma buvo ir karštesnė, taigi truputį aukštesnės temperatūros spinduliuotės fono plotai atitinka truputį tankesnius ankstyvosios Visatos regionus. Vėliau, bėgant milijardams metų, tankesni regionai toliau tankėjo, o retesni – dar labiau išretėjo. Taip iš pirmųjų susiformavo galaktikų spiečiai, o iš antrųjų – milžiniškos tuštumos tarp jų. Tiesioginiais stebėjimais susieti foninės spinduliuotės svyravimų su šiandienine Visatos struktūra susieti negalime, tačiau netiesiogiai tokį modelį patvirtina įvairūs šaltiniai. Tai ir analitiniai teoriniai skaičiavimai, kaip turėjo vystytis materija po rekombinacijos, ir kompiuterinės simuliacijos, kuriose spinduliuotės fono duomenys panaudojami kaip pradinės sąlygos galaktikų vystymuisi, ir materijos pasiskirstymo mastelių lyginimas su spinduliuotės netolygumų masteliais. Toks lyginimas taip pat padeda nustatyti kai kuriuos svarbius Visatos parametrus – erdvės iškreiptumą bei materijos ir tamsiosios energijos tankį.

Šioje trumpoje vizualizacijoje matyti, kaip pradinis tik truputį netolygus materijos pasiskirstymas sukuria įvairias struktūras, kurias matome aplinkinėje Visatos dalyje.
© Astronomy and Astrophysics Department, Pontificia Universidad Católica, Chile

Kitas svarbus, bet vis dar neatsakytas klausimas, susijęs su netolygumų pasiskirstymu. Ar tikrai visomis kryptimis netolygumai yra vienodo dydžio (ir plotu, ir temperatūrų skirtumu)? Galbūt jų išsidėstymas yra ne atsitiktinis, bet slepia kažkokį raštą? Tam tikras didelio masto struktūras, vadinamas sferinėmis harmonikomis, galima formaliai identifikuoti net ir visiškai atsitiktinai išsibarsčiusiame spinduliuotės fone ir išmatuoti jų „stiprumą“; Didžiojo sprogimo teorija numato, koks tas stiprumas turėtų būti. Palyginus teorijos išvadas su WMAP duomenimis, paaiškėjo, kad tos struktūros nėra pernelyg stiprios, tačiau jų kryptys yra netikėtai panašios. Visgi toks rezultatas gali būti sukeltas matavimo ir duomenų analizės paklaidų; tokią interpretaciją sustiprina ir faktas, kad dviejų pagrindinių struktūrų kryptys yra beveik statmenos Galaktikos plokštumai, taigi tikrai galėjo atsirasti atskiriant Galaktikos signalą nuo fono.

Dar vieną idėją apie didelio masto netolygumus spinduliuotėje šiemet iškėlė Rodžeris Penrouzas (Roger Penrose) ir Vahė Gurzadianas (Vahe Gurzadyan). Jų teigimu, foninėje spinduliuotėje galima rasti gana didelių koncentrinių žiedų, dengiančių regionus, kuriuose temperatūros variacija yra gerokai mažesnė, nei vidutinė visos spinduliuotės variacija. Tokių žiedų standartinė kosmologija paaiškinti negali, tačiau jie kyla iš Penrouzo hipotezės, kad prieš Didįjį sprogimą egzistavo kita visata. Aptikti žiedai yra tos ankstesnės visatos pėdsakai. Šis atradimas susilaukė nemažai kritikos, pastabų dėl skaičiavimų metodikos ir interpretacijos, taigi atsakymas dar tikrai neaiškus. Tačiau toks tyrimas yra puikus pavyzdys, kiek daug mums gali pasakyti kosminė foninė spinduliuotė.