Реликтовое излучение дает нам массу информации о ранней Вселенной. Само излучение имеет красное смещение порядка тысячи, но приносит данные и о гораздо более далеких этапах жизни Вселенной. Дело в том, что хотя излучение почти однородно распределено по небу (отклонения составляют менее одной тысячной от сигнала), тем не менее практически на всех угловых масштабах проявляется анизотропия (см. большой обзор в astro-ph/0209215). Для того, чтобы ее заметить, надо измерять температуру фона с точность в несколько десятков микроградусов! За последние 15 лет проведено множество экспериментов, посвященных измерению анизотропии. Самые свежие и подробные данные получены на спутнике WMAP. Так вот, наблюдения анизотропии показывают нам Вселенную такой, какой она была спустя триллионные доли секунды после своего "рождения" (многие подробности можно найти в свежем обзоре Лайнвивера astro-ph/030517).

Для иллюстрации анизотропии на разных угловых масштабах используют рисунки, подобные приведенным. По горизонтальной оси отложены т.н. номера мультиполей. По сути дела - это обратный угловой размер неоднородностей: l=10 грубо соответствует 10 градусам, l=100 - одному градусу (это очень важный масштаб - угловой размер горизонта на момент рекомбинации). Вертикальная ось - с точностью до константы отложено произведение l(l+1)C_l, где l - номер мультиполя, а C_l - т.н. момент мультиполя.

Попробуем более популярно описать, что отложено по вертикальной оси (с неизбежными упрощениями). Мы хотим посмотреть, как флуктуирует температура фона на всем небе на каком-то угловом масштабе. Допустим, нас интересует масштаб в один градус. Сделаем два "телескопа" (рупорные антенны), которые одновременно показывают два участка неба размером по одному градусу. Будем наводить наши телескопы в произвольных (разных) направлениях, записывать данные об отклонении температуры от средней и усреднять эти данные. В итоге, мы будем иметь величину, характеризующую флуктуации на этом масштабе (ясно, что если флуктуаций нет, то будет ноль). Так вот, отложенная по вертикальной оси хитрая величина связана известными соотношениями с описанной нами процедурой.

На самом деле в жизни все сложнее. Вы не можете для каждого угла (т.е. для каждого номера мультиполя) изменять конструкцию, да в этом и нет необходимости. Кроме того есть некоторая диаграмма направленности "телескопа" - грубо говоря, его угловое разрешение. Именно угловое разрешение определяет максимальное значение l, т.е. минимальный угловой масштаб (см. детали в astro-ph/0209215). Реально всегда происходит сложный пересчет (в рамках некоторых предположений - в первую очередь о гауссовость флуктуаций) измеренного сигнала в моменты мультиполей.

До WMAP было несколько (наземных и балонных) экспериментов, которые давали информацию о спектре мощности реликтового излучения на масштабах от градусов до нескольких угловых минут (на меньших масштабах флуктуации "замываются"). Важно понять, насколько надежны все эти измерения на разных l. Эксперименты можно разделить на две категории: высокочастотные и низкочастотные. У них свои особенности, свои недостатки. Каролина Одман и ее коллеги попытались понять, как соотносятся друг с другом их результаты.

Ни один эксперимент сам по себе не даст такую красивую кривую, как показано на рисунке. Эксперимент дает "точки" - данные (с какими-то неопределеннсотями) для нескольких угловых масштабов. Затем эти "точки" можно прописывать какой-то кривой - получать спектр. Обычно берут какую-то космологическую модель (с множеством параметров), и с ее помощью получают спектр (варьируя эти самые параметры, добиваясь наилучшего соответствия с наблюдениями). Но если мы хотим "исследовать исследования", то нужно взять какую-то простую четкую модель, и смотреть, что будет получаться при работе с данными разных экспериментов.

Авторы использовали пять гауссиан (т.е. 15 параметров - положение максимума, "ширина", высота). На верхнем рисунке показана наилучшая подгонка результатов WMAP: для l от 50 до 1250 все получается прекрасно. На шести нижних показано сравнение результатов низкочастотных, высокочастотных экспериментов и WMAP. В первой строке (слева направо) показаны данные высокочастотных наблюдений, низкочастотных наблюдений и их сумма, прописанные пятью гауссианами. На рисунках в нижней строке эти данные были использованы для обработки данных WMAP. Видны существенные различия. Очевидно, например, что низкочастотные данные завышают высоту третьего пика относительно второго, а высокочастотные данные дают более "расплывчатые", широкие профили. Это помогает понять насколько надежны данные экспериментов, уверены ли мы или нет в интерпретации полученных результатов. Все это очень важно для работы с реальными физическими моделями, описывающими спектр мощности реликтового излучения.

---

Публикации с ключевыми словами: анизотропия реликтового излучения Публикации со словами: анизотропия реликтового излучения
См. также: Астрономы обнаружили огромную "дыру" во Вселенной Нобелевская премия по физике 2006 – астрономам! Три года наблюдений WMAP: Результаты Обработаны три года наблюдений WMAP! Три года наблюдений WMAP: Анонс Картографирование Вселенной Реликтовое излучение