Если вернуться к тому месту, где впервые образовались нейтральные атомы, можно увидеть космическое микроволновое излучение. В деталях скрыто первое свидетельство существования темной материи во Вселенной.
Одной из величайших загадок современной науки является загадка темной материи. Если сложить всю обычную материю, из которой состоят планеты, звезды, газ, плазма, черные дыры, галактики и пространство между галактиками - всю материю в известной Вселенной - этого недостаточно, чтобы объяснить наблюдаемую нами гравитацию. Он не может объяснить отдельные галактики, скопления галактик, сталкивающиеся группы галактик, гравитационное линзирование или крупномасштабную структуру Вселенной. Там должно быть что-то еще, и это не может быть нормальная материя.
Название, которое мы дали этому загадочному веществу, - темная материя. Темный, потому что не взаимодействует со светом или обычной материей; это невозможно увидеть. Материя, потому что она тяготеет, слипается и слипается. Хотя существуют разногласия по поводу того, что именно представляет собой темная материя, ее существование практически несомненно, поскольку она обнаруживается в каждом возможном астрономическом наблюдении. Даже, как мы обнаружили ранее в этом столетии, на самой ранней картине Вселенной, которую мы когда-либо могли сделать: остаточное свечение Большого Взрыва.
Миллиарды лет назад, ближе к моменту Большого Взрыва, Вселенная была более плотной и однородной. Требуются миллиарды лет, чтобы сформировать большие скопления галактик, которые мы видим сегодня, сотни миллионов, чтобы сформировать первые галактики, и десятки миллионов, чтобы сформировать первые звезды. Поскольку расширяющаяся Вселенная также охлаждается - энергия любого отдельного фотона пропорциональна его длине волны, и все "длины" растягиваются (в сторону меньших энергий) по мере расширения Вселенной - ранняя Вселенная была не только меньше, но и горячее. В какой-то момент в прошлом Вселенная была достаточно горячей, чтобы каждый сформировавшийся нейтральный атом, каждый электрон, связанный с атомным ядром, был диссоциирован на свободные ионы под действием излучения, возникшего при горячем Большом взрыве.
До того, как стало достаточно прохладно, чтобы стабильно образовывались нейтральные атомы, вокруг летали фотоны, которые волей-неволей врезались в электроны. Это происходило постоянно, везде, куда бы вы ни пошли. После того, как вы сформируете нейтральные атомы, взаимодействовать могут только фотоны очень, очень определенной длины волны - длины волн, которые приводят либо к ионизации, либо к атомным переходам этого конкретного атома - . До остывания Вселенной через этот порог фотоны и обычное вещество взаимодействуют с чрезвычайно высокой скоростью. После того, как Вселенная остынет через этот порог, то есть после того, как Вселенная станет на 100% заполнена нейтральными атомами и на 0% заполнена ионами, эти фотоны просто текут по прямой линии. Их длина волны, за последние 13.8 миллиардов лет растягивается по мере расширения Вселенной. И, наконец, сегодня он достигает наших глаз и наших детекторов.
Первоначально у нас было замечательное слово для этого остаточного излучения Большого Взрыва: первобытный огненный шар. Однако как только мы обнаружили его в середине 1960-х годов, мы узнали, каковы его температурные и длина волны/частотные свойства: он существовал при 2,725 К, помещая его в микроволновую часть спектра. Оно имело одинаковые температурные свойства во всех направлениях на небе и стало известно как космическое микроволновое фоновое (CMB) излучение. Долгое время «однородная температура» была определяющей характеристикой реликтового излучения. Единственные несовершенства, которые мы видели, возникли из другой материи, которая поглощала, излучала или модифицировала микроволновое излучение, например галактическую плоскость Млечного Пути.
Но по мере того, как наши спутники и эксперименты с воздушными шарами становились все лучше, мы начали замечать космические несовершенства реликтового излучения. Это жизненно важно: без сверхплотных и недостаточно плотных областей невозможно выращивать такие структуры, как звезды, галактики и скопления галактик. Масштабы и величины этих первоначальных флуктуаций определяют, какой будет наша Вселенная сегодня. Тот факт, что у нас есть массивные, разнообразные космические структуры, которые мы имеем сегодня, свидетельствует о том, насколько важны эти зародышевые флуктуации.
В 1990-х годах мы запустили спутник COBE и измерили флуктуации в самом большом масштабе, обнаружив, что они существуют на уровне ~0,003%. В 2000-х WMAP привел нас к меньшему угловому масштабу примерно в один градус, а затем Планк в 2010-х снизил нас до всего 0,07 градуса: самого маленького масштаба. Хотя это может быть неочевидно, эти флуктуации не только говорят нам, во что Вселенная будет развиваться по мере нашего продвижения вперед, обеспечивая семена крупномасштабной структуры, но они также позволяют нам выяснить, что именно представляет собой Вселенная. сделано из.
Должны быть флуктуации плотности, из которых «создана» Вселенная: это космические несовершенства, отпечатавшиеся во Вселенной, во всех масштабах, с конца космической инфляции. Они проявляются на всех шкалах с момента Большого взрыва, образуя эти сверхплотные и недостаточно плотные области.
Со временем, однако, Вселенная не просто расширяется и охлаждается, но сверхплотные области пытаются расти, притягивая больше материи в зависимости от того, что есть во Вселенной. Области с низкой плотностью не могут расти и пытаются передать свою материю окружающим их менее плотным областям. Но это не может продолжаться из-за одной досадной проблемы: обычная материя во Вселенной и фотоны (излучение) во Вселенной взаимодействуют друг с другом, врезаясь друг в друга, пока не образуются нейтральные атомы.
Во Вселенной, состоящей только из обычной материи и излучения, гравитация пытается втянуть обычную материю в более плотные области, но излучение работает против нее. Создайте сверхплотную область, и это вызовет повышение радиационного давления внутри, что - и это является ключевым - отталкиванием нормальной материи. Сколько времени прошло после Большого Взрыва, определяет, как далеко может распространяться излучение и, следовательно, в каких масштабах оно может выталкивать обычную материю.
Но если во Вселенной есть темная материя, происходит что-то еще. Да, он тяготеет, и да, растущие сверхплотности вызывают увеличение радиационного давления в соответствующих местах. Но прямого сечения взаимодействия между нормальной материей и темной материей, а также между излучением и темной материей нет. В результате картина пиков и долин, которые возникнут в CMB, будет различаться в зависимости от того, сколько каждого ингредиента находится в вашей Вселенной.
Самое драматическое, вы можете смоделировать, как будет выглядеть Вселенная, в которой нет темной материи, и как будет выглядеть Вселенная с количеством темной материи, которое, как мы думаем, у нас - в 5 раз превышает количество обычной материи - от крупномасштабная структура и рентгеновские кластерные наблюдения. Если вы запустите эти две типовые Вселенные вскоре после Большого Взрыва и просто позволите им развиваться, они обе создадут пики и впадины в реликтовом излучении, поскольку нормальная материя и фотоны танцуют, но темная материя меняет общий танец материи и излучения. а также добавляет к нему другой танец.
Внизу слева (с темной материей) и справа (без темной материи) вы можете видеть результаты.
Итак, все, что вам нужно сделать, чтобы узнать, есть ли в вашей Вселенной темная материя или нет, это измерить температурные флуктуации, которые появляются в реликтовом излучении! Относительная высота, расположение и количество пиков, которые вы видите, обусловлены относительным содержанием темной материи, нормальной материи и темной энергии, а также скоростью расширения Вселенной. Что очень важно, если темной материи нет, вы видите только вдвое меньше пиков! Когда мы сравниваем теоретические модели с наблюдениями, мы обнаруживаем чрезвычайно убедительное соответствие Вселенной с темной материей, что фактически исключает Вселенную без нее.
Сам факт того, что в реликтовом излучении столько же пиков, сколько есть, говорит нам о том, что темная материя должна быть. Соотношение высот пиков и измерение постоянной Хаббла около 70 км/с/Мпк говорят нам о том, что Вселенная примерно на 68 % состоит из темной энергии, на 27 % из темной материи, на 5 % из обычной материи и примерно на 0,01 %. излучение. Реликтовое излучение - это самое раннее изображение Вселенной, которое у нас есть, и пока мы используем свет, чтобы сделать снимок, это, вероятно, самое раннее изображение, которое мы когда-либо могли получить. И даже тогда, всего через 380 000 лет после Большого взрыва, свидетельства существования темной материи были повсюду.