Первые результаты со спутника WMAP подтвердили модель Большого взрыва и дали важные доказательства о существовании Темной энергии. В настоящее время с помощью данных с этого спутника проверяется теория инфляции. В беседе с редактором SuW Гетцем Хоппе главный космолог команды WMAP рассказывает о современном состоянии проблемы.
Д. Спергель (43) в 80-х годах считался вундеркиндом американской астрономии. После окончания Гарвардского университета, всего через два года, в 26 лет, становится профессором по астрофизике в Принстонском университете. Там работает и сейчас. В 1990 году в сотрудничестве с Лео Блитцем из Университета Мэриленд ему удалось доказать, что центральная область Млечного пути имеет линейчатую структуру. В 2001 году журнал "Тайм" наградил его титулом "Лучший ученый США". С 1994 года он работает в команде ученых, которые занимаются обработкой данных со спутника WMAP о космическом фоновом излучении (рис.1).

Четыре десятилетия после открытия Арно Пензиасом (Penzias) и Робертом Уилсоном (Wilson) микроволнового фонового излучения оно служит надежным свидетельством Большого взрыва. Вследствие чего Вселенная была сначала очень горячей и плотной. Из-за расширения в течение последних 13-14 миллиардов лет она остыла и стала менее плотной. Сейчас фоновое излучение имеет температуру около 2.7 К. Оно приходит необычайно равномерно из всех направлений на небесной сфере и имеет спектр Черного тела - как предсказывала теория Большого взрыва. За свое открытие Пензиас и Уилсон были награждены в 1978 году Нобелевской премией.
Так как это излучение наиболее интенсивно в микроволновом диапазоне, его происхождение находится далеко позади всех известных нам объектов, поэтому его и назвали микроволновым фоновым излучением (в русском языке распространено также название реликтовое излучение). Излучение возникло предположительно при так называемой рекомбинации, когда примерно через 400 000 лет после Большого взрыва свободные электроны и атомные ядра впервые объединились в элементы водорода и гелия. Из-за этого Вселенная стала прозрачной для излучения (SuW, 5/2000, S.330). Поверхность последнего рассеяния фонового излучения похожа на поверхность облака в земной атмосфере: если свет внутри облака рассеивается на водяных капельках, то после прохождения облака он распространяется далее свободно.

Как могли во Вселенной из такого изотропного состояния возникнуть структуры, которые мы сегодня наблюдаем? За прошедшие десятилетия этот вопрос занимал космологов больше, чем какой-либо другой. Вероятно, должны быть какие-то колебания в распределении материи, так называемые флуктуации, из которых потом возникли галактики, звезды и планеты. Тем не менее, их поиски за последние два десятка лет оставались безрезультатными.
Только в 1992 году произошел прорыв. На пресс-конференции в рамках заседания Американского физического общества в Вашингтоне Джордж Смут, профессор физики из Беркли (США), заявил об открытии флуктуаций температуры фонового излучения. Смут был научным руководителем проекта COBE (Cosmic Background Explorer, рис.3).

После двух лет измерений он представил карты распределения температур, где было много пятен, в которых температуры отличались на несколько стотысячных долей градуса от среднего значения - это отчетливое указание на те изначально малые флуктуации, которые потом из-за тяготения растут и затем образуют галактики и другие огромные пространственные структуры в Космосе.

Теоретики знают, что из наблюдений микроволнового фона можно изучать не только происхождение космических структур. Они дают возможность определить важные космологические параметры, а также содержать информацию о состоянии ранней Вселенной. В центре интересов стоит форма спектра мощности флуктуаций. Из нее можно узнать, какую долю вносят флуктуации определенных угловых масштабов в общую картину. Так как COBE мог определять только структуры больше 7 градусов, нужны были новые эксперименты с более высоким разрешением. За прошедшее десятилетие различными исследовательскими группами были предприняты попытки измерить мелкомасштабные флуктуации с помощью наземных телескопов и баллонов (рис.4-6).

Рис. 4, 5, 6: 4 - С помощью Very Small Array (Очень Маленькой Решетки) астрономы Кембриджского университета Тенерифа исследуют микроволновый фон. На заднем плане видна самая высокая гора Испании Teide.
5 - CBI, Cosmic Background Imager, находится на высоте 5000 м в чилийских Андах. Проектом руководит Калифорнийский институт технологии в Пасадене (США).
6 - Температурные флуктуации микроволнового фона в области созвездия Эридан, измеренные CBI.

Наряду с открытием поляризации фонового излучения (см. SuW, 5/2003, S.26) удалось получить ряд точек перегиба в спектрах и подтвердить ряд предсказаний теоретиков. Но все эти эксперименты имеют большие неточности. Кроме того, просматривались лишь маленькие вырезки неба. Нужен был новый спутниковый проект.
После 7-летней фазы разработки это свершилось 30 июня 2001 года: с космодрома им. Дж. Кеннеди во Флориде стартовала ракета со спутником WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). В некоторых отношениях это последователь COBE. Но по сравнению с предшественником WMAP должен снимать карты флуктуаций температуры с чувствительностью в 45 раз выше и с пространственным разрешением в 33 раза лучше, а также измерять поляризацию фона. После первого года миссии, рассчитанной минимум на 6 лет, 11 февраля 2003 года были представлены первые результаты (рис.7). Это сделал Д.Спергель, сообщивший о результатах научных исследований на пресс-конференции в центре НАСА в Вашингтоне (SuW, 4/2003, S.20).

Рис. 7. Флуктуации температур, измеренные СОВЕ (справа) и WMAP (ниже), спроецированные на шар. В синих областях - температура выше, а в красных - ниже среднего значения.

SuW: 30 лет назад астроном Alan Sandage написал статью под заголовком "Космология: поиск двух чисел". Тогда казалось, что всю работу наблюдателей можно свести к определению двух параметров: тогдашнего значения постоянной Хаббла H_o, которая описывает скорость расширения Вселенной и параметра q_o, описывающего замедление расширения. В анализе первых результатов WMAP, Вы ищете "простейшую модель, которая может описывать новые данные". Эта модель содержит уже 6 параметров. Вселенная сложнее, чем предполагали 30 лет назад?

David Spergel: Да, Вселенная сложнее. В 70-х годах полагали, что вся Вселенная состоит из атомов. Тогда это казалось совершенно естественным. Коэффициент расширения Вселенной и количество атомов - вот и все, что нужно было для описания такой космологии. Сегодня мы знаем, что Вселенная сложнее, мы должны знать не только постоянную Хаббла, но и плотность барионов (материя из атомных ядер), плотность Темной материи и геометрию пространства. Нам нужно больше параметров, поскольку мы более честолюбивы, чем 30 лет назад. Мы хотим понять не только строение Вселенной, но и происхождение космических структур.
Следующие два числа из нашего списка описывают амплитуду флуктуаций. Тем самым мы можем охарактеризовать свойства первоначальных флуктуаций и понять, как они меняются во времени, чтобы получилась сегодняшняя Вселенная. Последние из шести чисел - это не константы в полном смысле, но скорее - наша попытка, параметризировать космическую историю звездообразования. Это оптическая толща, которая показывает, когда после Большого взрыва начинается звездообразование.

SuW: Мне кажется, что измерения фонового излучения спустя годы получили новое значение. Несколько десятилетий после 1965 года, когда Пензиас и Уилсон открыли реликтовое излучение (рис.8), они пытались доказать, что было нечто, похожее на взрыв. Новые наблюдения принимают Большой взрыв и направлены на определение свойств Темной энергии или возникновение космических структур.

Рис. 8. Арно Пензиас (слева) и Роберт Уилсон (справа) - перед рупорной антенной лаборатории Белла в Холмделе (Нью Джерси, США), с помощью которой они открыли реликтовое излучение.

David Spergel: Да, конечно! Теперь уже каждый согласен, что вначале был Большой взрыв. И результаты WMAP (рис.9) в связи с измерением количества дейтерия - это тоже аргумент в пользу Большого взрыва. И один из весомых. На спектре мощности можно определить величины первого и второго максимумов. Это говорит о том, как высока была плотность атомов. С другой стороны, наши коллеги исследуют в спектрах далеких квазаров целый "лес" линий Лайман-альфа. Из него можно определить, как много дейтерия возникло в первые три минуты после взрыва. И это значение зависит от плотности атомов. Можно это число определять самыми различными способами - но результат будет точно таким же, по меньшей мере, до 10 процентов. Такой качественной перепроверки модели Большого взрыва еще не проводилось.

Рис. 9. Спектр мощности температурных флуктуаций, измеренный WMAP, показывает, какую часть в общую картину вносят флуктуации определенных угловых масштабов. Серые точки показывают полученные значения, красные линии - ошибки измеренных значений. Голубая кривая получена из космологической стандартной модели с параметрами, наиболее соответствующими полученным результатам.

SuW: Вы говорите о стандартной модели космологии: Вселенная - плоская изотропная и однородная, наполненная излучением, атомами, Темной материей и вакуумной энергией (Темная энергия), имеющая изначально спектр флуктуаций, не зависящий от угловых масштабов. В истории астрономии одна модель мира сменяется другой, поэтому кажется рискованным говорить о какой-то стандартной модели (рис.10). Каково будущее стандартной модели? Как долго она продержится?

D. Spergel: Я думаю, это стандартная модель в том смысле, что сейчас у нас нет лучшей модели. Интерпретация флуктуаций микроволнового фона и утверждение, что часть из них - следы колебаний плотности, которые были в ранней Вселенной - это физика, которую мы уже сейчас понимаем. Мы знаем диапазон температур и плотностей, в которых эти колебания присутствуют. Представление, что из начальных флуктуаций посредством сил тяготения образуются галактики, тоже основывается на хорошо известной сегодня физике. А десять лет назад мы в этом не были уверены. И возраст Вселенной, и плотность атомов мы будем знать точно.
Недостаток модели, который бросается в глаза, это Темная Энергия и, возможно, темная материя (рис.11). Модель проста, и это хорошо показывают наблюдения. И все же она содержит эти две добавки, которые мы нашли, так же как античные астрономы ввели эпициклы, чтобы описать движение планет. Эта часть модели потерпит крах.

Рис. 10, 11:
10 - "Мы имеем сейчас космологическую стандартную модель". Спергель - во время доклада в институте Макса Планка в Гейдельберге.
11 - Соотношение Масса-Энергия-Плотность во Вселенной (4% - барионная материя, 23% - Темная материя, 73% - Темная энергия).

SuW: Темная энергия, или, по меньшей мере, ускоряющееся расширение Вселенной обнаружились при наблюдениях далеких сверхновых. Что может сказать об этом WMAP?

D. Spergel: Нет, идея Темной материи уже была раньше. Она возникла при попытке поправить модель инфляции. Jim Peebles и другие вычислили, что барионной плотности недостаточно для сохранения плоской Вселенной. Это было бы возможным только с помощью введения новой космологической постоянной. Другие нестыковки - это значение постоянной Хаббла и возраст галактик. Это были косвенные доказательства, пока не стали известны наблюдения далеких сверхновых. Что WMAP показал совершенно отчетливо, так это то, что Вселенная плоская. Если мы посмотрим на целое внимательнее, мы сможем определить и расстояние до поверхности последнего рассеяния, места возникновения микроволнового фона. Его мы можем найти из положения максимумов в спектре мощности. Наши измерения показали, что это расстояние больше, чем предсказывает модель плоской Вселенной, заполненной только материей. Это такой же эффект, который делает яркость далеких сверхновых слабее, так как они тоже находятся дальше, чем думали вначале. В спектре мощности это проявляется в том, что оба первых максимума разнесены не на 1 градус, а только на 0.8 или 0.9 градуса (рис.9) Последнее доказательство существования Темной энергии опирается на корреляцию флуктуаций микроволнового излучения с крупномасштабным распределением галактик.

SuW: Как может быть, что Вселенная плоская, и, по меньшей мере на больших масштабах, однородна. Теория инфляции - это предложение решить эти проблемы. Она постулирует короткую эпоху ускоренного расширения вскоре после Взрыва (рис.12). Долго казалось, что инфляционная эпоха произошла так рано в истории Вселенной, что нет никаких наблюдательных доказательств этого. Несколько лет назад стало известно, что во время инфляционной фазы могли возникнуть звуковые волны, которые оставили наблюдаемые следы в фоновом излучении. Подтверждают это данные WMAP?

Рис. 12. Схема инфляции в ранней Вселенной. Горизонт (красный) показывает наблюдаемую часть Вселенной. Он расширяется со временем. Согласно моделям инфляции размеры Вселенной (синий) во время короткой эпохи непосредственно после Большого взрыва росли быстрее, чем горизонт.

D. Spergel: Модели инфляции могут довольно точно предсказать свойства флуктуаций. Имеется ведь два вида флуктуаций. Первые - это колебания плотности, которые возникают от места к месту и из которых позже возникли галактики. Инфляционные модели дают статистические предсказания таких флуктуаций, и они хорошо согласуются с результатами наблюдений. Согласно моделям, флуктуации возникли на ранней стадии истории Вселенной, раньше, чем началась рекомбинация. И это мы можем узнать из из фонового излучения. Но инфляционные модели предсказывают не только флуктуации плотности, но и то, что в ранней Вселенной были длинные волны тяготения. Они приводили в колебания геометрию пространства-времени. Хотя они и не привели к флуктуациям плотности, из которых возникли галактики, но все же смогли наложить отпечатки на фоновое излучение, что можно пронаблюдать.
Так как они искажают геометрию пространства, они обусловливают движение электронов. Последние рассеивают реликтовое излучение и дают поляризованный сигнал. Такой тип флуктуаций поляризации отличается от первого типа, вызванного флуктуациями плотности. Его ориентация немного напоминает структуру магнитного поля. Поиск такого типа флуктуаций поляризации в настоящее время очень актуален при исследовании фонового излучения. С WMAP мы предприняли первые шаги в этом направлении. По данным первых двух лет наблюдений мы готовим карты поляризации. WMAP будет поставлять данные в течение двух лет, может быть даже и шести. Используя дополнительный материал, мы составим более точные карты, чем раньше. С огромной радостью мы зарегистрируем признаки волн тяготения. А потом начнется эксперимент "Планк", который даст еще более точные данные.

SuW: Когда Вы говорите о стандартной модели космологии, неизбежно приходится думать о стандартной модели физики элементарных частиц. Не сойдутся ли эти модели в единую модель мира?

D. Spergel: Специалистов по элементарным частицам стандартная модель космологии особенно волнует, так как 6 чисел, которые мы нашли, предвещают совсем новую физику, физику, которой нет в стандартной модели. Почему существуют атомы? Что такое Темная материя? Что такое Темная энергия? Что стало первопричиной инфляции? Все это новая физика! В космологии мы видим начало физики, выходящей за рамки стандартной модели теории элементарных частиц. Возможно, когда-нибудь появится теория, которая будет охватывать и физику элементарных частиц, и сможет объяснить наши 6 чисел.

SuW: В 2003 году в журнале "Nature" появилась статья парижского астрофизика Jean-Pierre Luminet с коллегами (рис.13), в которой они, опираясь на данные WMAP, показали, что Вселенная напоминает форму додекаэдра, похожа на футбольный мяч.

Рис. 13. Обложка журнала "Nature" от 9 октября 2003 г.

D. Spergel: Прекрасно в этой модели то, что она дает точные предсказания. Они пытались объяснить, почему в спектре мощности так мало крупномасштабных структур. В качестве ответа они предположили, что Вселенная огромна, но конечна. А если так, то смотря в одном направлении, будем видеть ту же самую область неба, что и в противоположном, отстоящем на угол 180 град. Аналогичная картина, когда два человека на Земле будут бежать в противоположных направлениях - один на запад, другой на восток - и снова встретятся. Это возможно, так как Земля конечно большая. Во Вселенной то же самое происходит с частицами света.
Из фонового излучения мы можем фактически получить топологию Вселенной. Если Вселенная конечна и меньше, чем удвоенное расстояние до поверхности последнего рассеяния, т.е. если она меньше 28 миллиардов световых лет, мы могли бы в фоновом излучении распознать вполне характеристический образец. И вряд ли мы увидим круги. В одном направлении мы бы видели флуктуации вдоль одного круга на небе, в другом - вдоль другого, и они бы совпадали. Мы искали такие круги в наших данных, но не нашли ни одного. Модель французов должна быть неверной. На основе наших данных мы можем сказать, что диаметр Вселенной больше 24 миллиардов световых лет. Мы живем по крайней мере в большой Вселенной.

SuW: В книге о Большом взрыве журналист Michael Lemonick называет фоновое излучение как "Геном Вселенной". Как человеческий геном содержит всю информацию, чтобы воспроизвести человека и дать ему жизнь, так и фоновое излучение содержит всю информацию о жизни и развитии Вселенной. Это так?

D. Spergel: Действительно. Как только измерили флуктуации реликтового фона, стали известными статистические свойства Вселенной. Известно, как она эволюционирует во времени. Что примечательно: Мы можем использовать измеренные свойства фонового излучения, чтобы с математическим формализмом предсказать, какие статистические свойства должны иметь современные галактики.
Мы знаем не только геном, но и математический аппарат, как его применять, можем предсказать, как должен выглядеть наш объект. Мы можем, например, сказать, как должна быть распределена масса внутри галактик и т.д. Что мы еще недостаточно точно знаем, так это то, как из газа возникают звезды. Мы не знаем также, как возникает разумная жизнь, и еще много других "мелочей". Это следующая великая цель.

SuW: Результаты WMAP такие основательные и интригующие, что захватывает дух. Но не жаль Вам немного, что "белые пятна" в нашей картине мира так быстро исчезают? У Вас трое детей. Я не знаю, станут ли они космологами. Если да, то что останется на их долю?

D. Spergel: Конечно, мы решаем некоторые вопросы космологии. Но возникает масса других, в каком-то смысле, более сложных. Например: Что такое Темная материя? Что такое Темная энергия? Что есть первопричина инфляции? Это важные вопросы для всей физики. Что касается наблюдательной астрономии, то при исследовании далеких объектов интересно знать, какое влияние космические начальные условия оказывают на возникновение структур, на физику возникновения галактик. В определенном смысле действительно чувствуешь утрату. До недавнего времени астрономы исследовали галактики в надежде внести ясность в понимание крупномасштабных структур. Теперь изучение галактик стало больше самоцелью. В этом перемена.
Без сомнения: последние десять лет космологии были захватывающими. Будет ли таким и следующее десятилетие? Трудно сказать. Последнее десятилетие началось с открытий COBE, потом обнаружили ускоренную экспансию, потом пошли эксперименты по мелкомасштабной структуре фонового излучения, и, наконец, WMAP. Теперь на очереди спутник PLANCK, James Webb Space Telescope и другие большие телескопы. Определенно будут новые сюрпризы.
Ссылки на Интернет-страницы:
Страничка спутника WMAP: http://map.gsfc.nasa.gov/
Домашняя страничка Дэвида Спергеля: http://www.astro.princeton.edu/~dns/
Страничка спутника PLANCK: http://www.esa.int/science/planck