Universum on nagu dodekaeeder. Lame universum – paisumine on lõpmatu, kumerus null Universum rullub lahti tasapinnaks
Kunagi peeti planeeti tasaseks ja see tundus täiesti ilmne tõsiasi. Täna vaatleme ka universumi “kuju” tervikuna.
WMAP-sond vaatab kosmosesse
Universumi puhul viitab “tasasus” näiliselt ilmsele tõsiasjale, et valgus ja kiirgus levivad selles rangelt sirgjooneliselt. Muidugi teeb mateeria ja energia olemasolu omad korrektiivid, tekitades moonutusi aegruumi kontiinumis. Kuid siiski ei ristu lamedas universumis rangelt paralleelsed valguskiired, täielikult kooskõlas planimeetrilise aksioomiga.
Kui universum on kõverdatud piki positiivset kõverat (nagu tohutu kera), peaksid selle paralleelsed jooned lõpuks kokku saama. Vastupidisel juhul - kui universum sarnaneb hiiglasliku "sadulaga" - lähevad paralleelsed jooned järk-järgult lahku.
Universumi tasapinna küsimust uuris eelkõige kosmosesond WMAP, mille peamistest saavutustest kirjutasime artiklis “Missioon: pooleli”. Olles seda kasutanud andmete kogumiseks aine ja tumeenergia leviku kohta noores universumis, analüüsisid teadlased neid ja jõudsid peaaegu üksmeelsele järeldusele, et see on endiselt tasane. Pangem tähele – peaaegu üksmeelselt. Näiteks vaidlustas selle vaate asjadest hiljuti Joseph Silki juhitud Oxfordi füüsikute rühm, kes näitas, et WMAP-i tulemusi võidi valesti tõlgendada.
Maailmateadus seisab silmitsi mitmete küsimustega, millele ta ilmselt kunagi täpseid vastuseid ei saa. Universumi vanus on üks neist. Kuni aasta, päev, kuu, minut, pole ilmselt kunagi võimalik seda arvutada. Kuigi...
Omal ajal tundus, et hinnangulise vanuse ahendamine 12-15 miljardi aastani on suur saavutus.
Ja nüüd teatab NASA uhkusega: Universumi vanus on kindlaks tehtud veaga "vaid" 0,2 miljardit aastat. Ja see vanus on 13,7 miljardit aastat.
Lisaks oli võimalik teada saada, et esimesed tähed hakkasid kujunema oodatust palju varem.
Kuidas see loodi?
Selgub, et üheainsa seadme abil, mis ilmub nime all MAP - Microwave Anisotropy Probe.
See nimetati hiljuti ümber Wilkinsoni mikrolaine anisotroopia sondiks (WMAP) Princetoni ülikooli astrofüüsiku David Wilkinsoni auks, kes suri 2002. aastal.
Lahkunud professor David Wilkinson, kelle järgi sai WMAP-sond nime.
See Maast umbes 1,5 miljoni kilomeetri kaugusel asuv sond registreeris terve aasta kosmilise mikrolaine tausta (CMB) kogu taevas.
Kümme aastat tagasi tegi teine sarnane seade, Cosmic Microwave Background Explorer (COBE), CMB esimese sfäärilise uuringu.
COBE tuvastas mikrolaine taustal mikroskoopilisi temperatuurikõikumisi, mis vastavad aine tiheduse muutustele noores universumis.
Märksa keerukamate seadmetega varustatud MAP piilus aasta aega kosmosesügavustesse ja sai eelkäijast 35 korda parema eraldusvõimega pildi.
Kosmiline mikrolaine taust on Suurest Paugust jäänud kosmiline mikrolaine taustkiirgus. Need on suhteliselt öeldes footonid, mis jäävad alles pärast plahvatuse tagajärjel tekkinud valguskiirgust ja jahtusid miljardite aastate jooksul mikrolaineolekusse. Teisisõnu, see on universumi vanim valgus.
“Membraan” kirjutas juba, et 2002. aasta sügisel avastas lõunapoolusel asuv Degree Angular Scale Interferometer raadioteleskoop, et mikrolainekiirguse kosmiline taust on polariseeritud.
Tähekaart, mis näitab temperatuurimuutusi kosmilise mikrolaine taustal.
Polarisatsioon kosmoses oli standardse kosmoloogilise teooria üks peamisi ennustusi. Selle järgi täitus noor universum footonitega, mis põrkasid pidevalt kokku prootonite ja elektronidega.
Kokkupõrked polariseerisid valguse, jäljendi, mis jäi alles ka pärast seda, kui laetud osakesed moodustasid esimesed neutraalsed vesinikuaatomid.
Eeldati, et see avastus aitab selgitada täpselt, kuidas universum sekundi murdosa jooksul paisus ja kuidas tekkisid esimesed tähed, ning selgitab seost “tavalise” ja “tumeda” ainetüübi ning tumeenergia vahel.
Tumeaine ja energia hulk Universumis mängib võtmerolli kosmose kuju – täpsemalt selle geomeetria – määramisel.
Teadlased lähtuvad eeldusest, et kui aine ja energia tihedus universumis on kriitilisest väiksem, siis on ruum avatud ja nõgus nagu sadul.
Kui aine ja energia tiheduse väärtus langeb kokku kriitilise väärtusega, siis on ruum tasane, nagu paberileht. Kui tegelik tihedus on suurem kui teoreetiliselt kriitiliseks peetav, peaks ruum olema suletud ja sfääriline. Sel juhul naaseb valgus alati algallika juurde.
Diagramm, mis näitab Universumi ainevormide vahelist seost.
Laienemisteooria, mis on Suure Paugu teooria omamoodi tagajärg, ennustab, et aine tihedus universumis on võimalikult lähedane kriitilisele, mis tähendab, et universum on tasane.
MAP-sondi näidud kinnitasid seda.
Selgus veel üks äärmiselt huvitav asjaolu: selgub, et esimesed tähed hakkasid universumisse ilmuma väga kiiresti – vaid 200 miljonit aastat pärast Suurt Pauku ennast.
2002. aastal viisid teadlased läbi arvutisimulatsiooni kõige iidsemate tähtede tekke kohta, milles metallid ja muud "rasked" elemendid täielikult puudusid. Need tekkisid vanade tähtede plahvatuste tulemusena, mille jääkaine langes teiste tähtede pinnale ja moodustas termotuumasünteesi käigus raskemaid ühendeid.
Enne meie oma oli veel üks universum ja see, milles me elame, on tasane. Need kaks 2010. aasta avastust muutsid inimese arusaama kosmose arengust. Teadlased on tõestanud, et 70 protsenti universumi massist koosneb salapärasest "tumeenergiast", mis kiirendab selle paisumist. Kui mõlemad teooriad kinnitust leiavad, võib see olla uus samm maailma mõistmisel.
Esimese avastuse tegi meie aja üks säravamaid füüsikuid - Roger Penrose Oxfordi ülikoolist. Ta mõtles: mis eelnes Suurele Paugule, mille tulemusena tekkisid domineeriva teooria kohaselt aeg, aine ja ruum?
Oma uurimistöö tulemusena avastas Penrose tõendeid teise universumi olemasolu kohta, mis eelnes meie omale. Ja üldiselt toimub teadlase sõnul universumi areng tsükliliselt: universumid sünnivad, surevad ja sünnivad uuesti omaenda tuhast, elades läbi perioode, mida füüsik nimetas eoonideks. Tema teooria aitab selgitada, miks Universum oli algselt väga korrastatud, võimaldades moodustada väga keerulisi objekte.
Teise ajakirjas Nature avaldatud uuringu viisid läbi Christian Marinoni ja Edline Buzzi, Prantsuse füüsikud Provence'i ülikoolist. See viib meid tagasi Albert Einsteini ammu unustatud teooria juurde, et meie universum on lame. Omal ajal loobus Einstein sellest, pidades seda ekslikuks. Kuid just see universumi vorm võimaldab selgitada "tumeda energia" - universumi peamise liikumapaneva jõu - olemasolu. Prantsuse teadlased on tõestanud, et 74 protsenti Universumi massist koosneb sellest energiast, mis kiirendab selle paisumist.
Tänapäeval domineerib teooria, et universum tekkis 13,7 miljardit aastat tagasi ühest suurest punktist
tihedus, mis Suure Paugu tulemusena oli eksisteerimise esimestel hetkedel "kuum supp" vabadest osakestest, mis ei ole aatomiteks seotud. Selle "supi" temperatuur oli tuhandeid miljoneid kraadi (neid tingimusi reprodutseeriti hiljuti edukalt Large Hadron Collider - LHC). Pärast sündi hakkas Universum kiiresti paisuma ja jahtuma, osakesed hakkasid moodustama esimesi lihtsamaid aatomeid (vesinik) ning gravitatsioonijõud töötasid pikka aega, et ühendada aatomeid tähtede ja galaktikate aineks.
Üks pakilisemaid küsimusi on küsimus, miks pärast Suurt Pauku Universumi paisumiskiirus mitte ainult ei aeglustus, vaid suurenes? Selle tulemusena jõudsid teadlased järeldusele, et see sõltub suuresti selles sisalduva aine massist. Kui Universumi aine kogumassist piisab, et gravitatsioonijõud (mis on massi kasvades tugevam) ületaks Suure Paugu esmase tsentrifugaaljõu, siis universumi paisumine peatub ja võib isegi viia selle kokkuvarisemine – kokkuvarisemine, mida teadlased nimetavad Suureks Crunchiks. Kui aga kogumass on ebapiisav, ei suuda miski Universumi paisumist peatada, see kipub muutuma suureks mustaks tühjuseks, kus lõpuks kustub viimane täht.
Jääb üle mõõta universumi mass, kuid teadus on siin kohanud palju üllatusi. Esimene on see, et tavaline aine, mis moodustab galaktikad, tähed ja planeedid ning mis eksisteerib valguse ja muu mõõdetava kiirgusena, moodustab vaid 5 protsenti Universumi kogumassist, mis ei ole absoluutselt piisav selle kulgemise aeglustamiseks. üles. Ülejäänud 25 protsenti vastavad teisele "ainetüübile", mida meie instrumendid ei saa otseselt tuvastada, kuna see ei kiirga midagi. Seda ainet nimetatakse "tumedaks". Me teame, kus see asub (nimetatakse "mustadeks aukudeks"), sest saame mõõta gravitatsiooni muutusi, kuid keegi pole kunagi suutnud seda "näha". Võib vaid oletada, millistest osakestest see koosneda võib.
Tõepoolest, millised omadused peaksid neil osakestel olema? On täiesti ilmne, et need ei tohiks laguneda muudeks, kergemateks, vastasel juhul oleksid nad pidanud lagunema juba ammu kogu Universumi eksisteerimise ajal. See fakt ise viitab sellele, et looduses toimib uus, veel avastamata kaitseseadus, mis keelab nendel osakestel laguneda. Siin on analoogia elektrilaengu jäävuse seadusega: elektron on kõige kergem elektrilaenguga osake ja seetõttu ei lagune ta kergemateks osakesteks (näiteks neutriinodeks ja footoniteks).
Lisaks interakteeruvad tumeaine osakesed meie ainega äärmiselt nõrgalt, vastasel juhul oleks nad maiste katsetega juba avastatud. Tegelikult lõpevad siin teadlaste teadmised nende huvitavate osakeste kohta ning algab oletuste ja oletuste avatud väli.
Nii et tumeainega, mis moodustab sama 25 protsenti, on vähemalt midagi selge. Aga mis on ülejäänud 70 protsenti? Teadlased ei suuda sellele küsimusele veel kindlat vastust anda ja kasutada mõistet “tume energia”. Sellest teatakse aga veelgi vähem kui tumeainest.
Kõige ebatavalisem selle kõige juures on see, et tume energia kogeb teatud mõttes antigravitatsiooni. Just tänu sellele Universumi paisumine ei aeglustu, vaid kiireneb. See pilt üldiselt ei ole vastuolus üldise relatiivsusteooriaga, kuid selleks peab tumedal energial olema eriline omadus - negatiivne rõhk. See eristab seda teravalt tavalistest ainevormidest. Poleks liialdus väita, et tumeenergia olemus on 21. sajandi fundamentaalfüüsika peamine mõistatus. Kuigi sellele rollile on juba üks kandidaat - tavaline, tuntud vaakum. Tõsi, ka selle olemus on endiselt väga salapärane.
Just see jõud määrab oletatavasti Universumi kiiruse tõusu. Just seda tumedat energiat uurisid Penrose ja Prantsusmaa teadlased. Penrose analüüsis WMAP satelliidilt saadud andmeid (mis mõõtis mikrolainekiirgust, mis läbib kogu universumit ja on Suure Paugu jälg). Ta avastas jaotusmustrid kontsentriliste ringide kujul, mida võib seletada teiste universumite olemasolu jälgedega (vana kiirguse superpositsioon uuele). See tähendab, et meie universum on üks paljudest ja saabub aeg, mil see uue Suure Paugu tagajärjel sureb ja sünnib uuesti. Enne "surma" muutub Universum "siledaks ja lineaarseks".
Seda järeldust kinnitavad Buzzi ja Marinoni, kes tõestasid 500 galaktikapaari valguse moonutusi mõõtes, et me elame lamedas universumis, mitte kõveras või sfäärilises universumis, nagu paljud arvasid. Alustades postulaadist, et geomeetriliste mõõtmiste abil saab määrata universumi koostist, uurisid teadlased üksteise ümber tiirlevate galaktikapaaride suhtelise orientatsiooni jaotust. Tumeenergiata universumis oleks see jaotus sfääriliselt sümmeetriline, see tähendab, et igas suunas orienteeritud paaride arv oleks sama.
Vaatlused näitasid, et tegelikult mida kaugemal olid galaktikapaarid Maast, seda asümmeetrilisem oli nende orientatsiooni jaotus – rohkem paare paiknes piki Maast lähtuvat vaatejoont. Lisaks, kui universum oleks sfääriline või kõver, näeksime galaktikate kujutist deformeerituna, justkui vaataksime metallkuuli ja näeksime seal oma nägu moonutatuna. Lamedas ruumis pole moonutusi, mida märgiti.
Mis on tumeaine või varjatud mass? Aga tume energia?
Varjatud mass (kosmoloogias ja astrofüüsikas ka tumeaine, tumeaine) on üldnimetus astronoomiliste objektide kogumile, mis on tänapäevaste astronoomia vahenditega otseseks vaatluseks kättesaamatud (st mis ei kiirga vaatlusteks piisava intensiivsusega elektromagnetilist või neutriinokiirgust). ), kuid kaudselt jälgitav nähtavatele objektidele avaldatavate gravitatsioonimõjude kaudu.
Üldine varjatud massiprobleem koosneb kahest probleemist:
* astrofüüsikaline ehk gravitatsiooniliselt seotud objektide ja nende süsteemide, näiteks galaktikate ja nende parvede vaadeldava massi vastuolulisus gravitatsioonimõjude poolt määratud vaadeldavate parameetritega;
* kosmoloogiline - vastuolud vaadeldavate kosmoloogiliste parameetrite ja astrofüüsikalistest andmetest saadud Universumi keskmise tiheduse vahel.
Varjatud massi olemus ja koostis
Lisaks varjatud massi gravitatsioonimõjude otsestele vaatlustele on mitmeid objekte, mida on raske vahetult jälgida, kuid mis võivad kaasa aidata varjatud massi koostisele. Praegu on vaatluse all barüoonse ja mittebarüoonse olemusega objektid: kui esimeste hulka kuuluvad küllaltki tuntud astronoomilised objektid, siis neutriinod, strapellid ja klassikalisest kvantkromodünaamikast tulenevad hüpoteetilised elementaarosakesed (aksioonid) ja kvantväljateooriate supersümmeetrilised laiendused. viimaste kandidaatidena.
Galaktiliste objektide pöörlemiskiiruste kõrvalekalde selgitamiseks Kepleri objektidest tuleks eeldada galaktikate massiivse tumeda halo olemasolu. Galaktikate halo massiivsete objektide hulka kuuluvad nõrgalt kiirgavad kompaktsed objektid, peamiselt väikese massiga tähed - pruunid kääbused, alamtähed või väga massiivsed Jupiteri-sarnased planeedid, mille mass on ebapiisav tuumas termotuumareaktsioonide käivitamiseks, jahtunud valged kääbused, neutronid tähed ja mustad augud.
Mis see on?
Mida me teame täna tumeainest, mis moodustab 95% Universumi massist? Peaaegu mitte midagi. Aga midagi me ikkagi teame. Esiteks pole kahtlust, et tumeaine on olemas – seda tõestavad vaieldamatult ülaltoodud faktid. Samuti teame kindlalt, et tumeaine eksisteerib mitmel kujul. Pärast seda, kui 21. sajandi alguseks tehti SuperKamiokande (Jaapan) ja SNO (Kanada) katsete aastatepikkuste vaatluste tulemusel kindlaks, et neutriinodel on mass, sai selgeks, et 0,3% kuni 3% 95% varjatud massist peitub meile juba ammu tuttavates neutriinodes – isegi kui nende mass on üliväike, kuid nende arv universumis on ligikaudu miljard korda suurem kui nukleonide arv: igas kuupsentimeetris on keskmiselt 300 neutriinot. Ülejäänud 92–95% koosneb kahest osast - tumeainest ja tumeenergiast. Väike osa tumeainest on tavaline barüoonne aine, mis on ehitatud nukleonitest; ülejäänud osa moodustavad ilmselt tundmatud massiivsed nõrgalt interakteeruvad osakesed (nn külm tumeaine).
Barüoonne tumeaine
Väike osa (4–5%) tumeainest on tavaline aine, mis kiirgab vähe või üldse mitte kiirgust ja on seetõttu nähtamatu. Selliste objektide mitme klassi olemasolu võib pidada katseliselt kinnitatuks. Kõige keerulisemad katsed, mis põhinesid samal gravitatsiooniläätsel, viisid nn massiivsete kompaktsete haloobjektide avastamiseni, see tähendab, et need asuvad galaktikate ketaste perifeerias. See nõudis miljonite kaugete galaktikate jälgimist mitme aasta jooksul. Kui tume massiivne keha liigub vaatleja ja kauge galaktika vahelt, väheneb selle heledus korraks (või suureneb, kui tume keha toimib gravitatsiooniläätsena). Pinglike otsingute tulemusena tuvastati sellised sündmused. Massiivsete kompaktsete haloobjektide olemus pole täiesti selge. Suure tõenäosusega on tegemist kas jahtunud tähtedega (pruunid kääbused) või planeeditaoliste objektidega, mis ei ole tähtedega seotud ja rändavad mööda galaktikat iseseisvalt ringi. Teine barüoonse tumeaine esindaja on hiljuti galaktikaparvedest röntgenastronoomia meetoditega avastatud kuum gaas, mis ei helenda nähtavas vahemikus.
Mittebarüoonne tumeaine
Peamised mittebarüoonse tumeaine kandidaadid on nn WIMP-id (lühend sõnadest Weakly Interactive Massive Particles). WIMP-ide eripära on see, et neil pole peaaegu mingit interaktsiooni tavalise ainega. See on põhjus, miks nad on tõeline nähtamatu tumeaine ja miks neid on äärmiselt raske tuvastada. WIMP-i mass peab olema vähemalt kümneid kordi suurem kui prootoni mass. WIMP-de otsimist on viimase 20–30 aasta jooksul tehtud paljudes katsetes, kuid hoolimata kõigist jõupingutustest pole neid veel avastatud
Üks idee on see, et kui sellised osakesed on olemas, peaks Maa, tiirledes ümber Päikese ja Päikese ümber galaktika keskme, lendama läbi WIMP-vihma. Vaatamata sellele, et WIMP on äärmiselt nõrgalt interakteeruv osake, on sellel siiski väga väike tõenäosus suhelda tavalise aatomiga. Samal ajal saab signaali salvestada spetsiaalsetes paigaldistes - väga keerukas ja kallis. Selliste signaalide arv peaks aastaringselt muutuma, sest kui Maa liigub orbiidil ümber Päikese, muudab see oma kiirust ja suunda tuule suhtes, mis koosneb WIMP-idest. Itaalia Gran Sasso maa-aluses laboris töötav eksperimentaalrühm DAMA teatas, et täheldati signaalide loenduskiiruste iga-aastast erinevust. Teised rühmad pole aga neid tulemusi veel kinnitanud ja küsimus jääb sisuliselt lahtiseks.
Teine WIMP-ide otsimise meetod põhineb eeldusel, et nende miljardite aastate jooksul peaksid mitmesugused astronoomilised objektid (Maa, Päike, meie galaktika keskpunkt) jäädvustama WIMP-e, mis kogunevad nende objektide keskele ja hävitavad. üksteist tekitavad neutriinovoo . Üleliigset neutriinovoogu Maa keskpunktist Päikese ja Galaktika keskpunkti poole püüti tuvastada maa-aluste ja veealuste neutriinodetektoritega MACRO, LVD (Gran Sasso Laboratory), NT-200 (Baikali järv, Venemaa), SuperKamiokande, AMANDA (Scott Station -Amundsen, lõunapoolus), kuid pole veel positiivse tulemuseni viinud.
Osakeste kiirendites tehakse aktiivselt ka katseid WIMP-ide otsimiseks. Einsteini kuulsa võrrandi E=mс2 järgi võrdub energia massiga. Seetõttu võib osakese (näiteks prootoni) väga suure energiani kiirendamisel ja teise osakesega kokkupõrkel eeldada teiste osakeste ja antiosakeste (sh WIMP-de) paaride teket, mille kogumass on võrdne põrkuvate osakeste koguenergia. Kuid kiirendi katsed pole veel positiivse tulemuseni viinud.
Tume energia
Tumeenergia kohta saab öelda veelgi vähem kui tumeaine kohta. Esiteks on see erinevalt tavalisest ainest ja muudest tumeaine vormidest jaotunud ühtlaselt kogu universumis. Seda on galaktikates ja galaktikaparvedes sama palju kui väljaspool neid. Teiseks on sellel mitmeid väga kummalisi omadusi, millest saab aru vaid relatiivsusteooria võrrandeid analüüsides ja nende lahendusi tõlgendades. Näiteks kogeb tume energia antigravitatsiooni: selle olemasolu tõttu suureneb universumi paisumiskiirus. Tume energia näib end eemale tõrjuvat, kiirendades galaktikatesse kogutud tavaaine hajumist. Tumeenergial on ka negatiivne rõhk, mille tõttu tekib ainesse jõud, mis takistab selle venitamist.
Peamine kandidaat tumeenergia rolli on vaakum. Vaakumenergia tihedus ei muutu Universumi paisumisel, mis vastab negatiivsele rõhule. Teine kandidaat on hüpoteetiline ülinõrk väli, mida nimetatakse kvintessentsiks. Lootused tumeenergia olemuse selgitamiseks on seotud eelkõige uute astronoomiliste vaatlustega. Edasiminek selles suunas toob inimkonnale kahtlemata radikaalselt uusi teadmisi, kuna igal juhul peab tumeenergia olema täiesti ebatavaline aine, täiesti erinev sellest, millega füüsika on seni tegelenud.
Seega koosneb 95% meie maailmast millestki, millest me peaaegu midagi ei tea. Sellisesse tõsiasjasse võib suhtuda erinevalt, mis on väljaspool igasugust kahtlust. See võib tekitada ärevust, mis alati kaasneb kohtumisega millegi tundmatuga. Või pettumus, sest nii pikk ja keeruline tee meie maailma omadusi kirjeldava füüsikalise teooria konstrueerimiseni viis väiteni: suurem osa Universumist on meie eest varjatud ja meile tundmatu.
Iidsetel aegadel arvati, et maa on lapik ja seisis kolme vaala peal, siis selgus, et meie oikumeen on ümmargune ja kui purjetate kogu aeg läände, siis mõne aja pärast jõuate tagasi oma alguspunkti. ida poole. Universumi vaated muutusid sarnaselt. Ühel ajal uskus Newton, et ruum on tasane ja lõpmatu. Einstein lubas meie maailmal olla mitte ainult piiritu ja kõver, vaid ka suletud. Viimased andmed, mis on saadud kosmilise mikrolaine taustkiirguse uurimisel, näitavad, et universum võib olla enda suhtes suletud. Selgub, et kui lennata kogu aeg maast eemale, siis ühel hetkel hakkad sa sellele lähenema ja lõpuks tagasi pöörduma, tehes ümber kogu universumi ja rännates ümber maailma, täpselt nagu üks Magellani laev, olles tiiru teinud. kogu maakera, purjetas Hispaania sadamasse Sanlúcar de Barrameda.
Hüpoteesi, et meie universum sündis Suure Paugu tulemusena, peetakse praegu üldtunnustatud. Aine oli alguses väga kuum, tihe ja laienes kiiresti. Seejärel langes universumi temperatuur mitme tuhande kraadini. Aine koosnes sel hetkel elektronidest, prootonitest ja alfaosakestest (heeliumi tuumad), see tähendab, et see oli tugevalt ioniseeritud gaas - plasma, valguse ja igasuguste elektromagnetlainete suhtes läbipaistmatu. Sel ajal alanud tuumade ja elektronide rekombinatsioon (kombinatsioon) ehk neutraalsete vesiniku- ja heeliumiaatomite moodustumine muutis radikaalselt Universumi optilisi omadusi. See muutus läbipaistvaks enamikule elektromagnetlainetele.
Seega saab valgust ja raadiolaineid uurides näha vaid seda, mis toimus pärast rekombinatsiooni ning kõik enne toimunu on kaetud omamoodi ioniseeritud aine „tulemüüriga“. Universumi ajalukku saame palju sügavamale vaadata ainult siis, kui õpime registreerima reliikvia neutriinosid, mille jaoks kuum aine muutus palju varem läbipaistvaks, ja primaarseid gravitatsioonilaineid, mille jaoks mis tahes tihedusega aine ei ole takistuseks, kuid see on küsimus tulevik ja kaugel sellest, lähim.
Neutraalsete aatomite tekkimisest alates on meie universum paisunud ligikaudu 1000 korda ja rekombinatsiooniajastust pärit kiirgust vaadeldakse tänapäeval Maal reliktse mikrolaine taustana, mille temperatuur on umbes kolm Kelvini kraadi. See taust, mis avastati esmakordselt 1965. aastal suure raadioantenni katsete käigus, on peaaegu kõigis suundades ühesugune. Kaasaegsete andmete kohaselt on jäänuseid footoneid sada miljonit korda rohkem kui aatomeid, mistõttu meie maailm lihtsalt ujub tugevalt punetava valguse voogudes, mis kiirgavad Universumi elu esimestel minutitel.
Ruumi klassikaline topoloogia
Suurematel kui 100 megaparseki mõõtkavadel on meile nähtav Universumi osa üsna homogeenne. Kõiki tihedaid ainekogumeid – galaktikaid, nende parvesid ja superparvesid – vaadeldakse vaid lühematel vahemaadel. Pealegi on universum ka isotroopne, see tähendab, et selle omadused on igas suunas samad. Need eksperimentaalsed faktid on kõigi klassikaliste kosmoloogiliste mudelite aluseks, mis eeldavad aine jaotuse sfäärilist sümmeetriat ja ruumilist homogeensust.
Klassikalised kosmoloogilised lahendused Einsteini üldrelatiivsusteooria (GTR) võrranditele, mille leidis 1922. aastal Alexander Friedman, on kõige lihtsama topoloogiaga. Nende ruumilised lõigud meenutavad tasapindu (lõpmatute lahenduste jaoks) või sfääre (piiratud lahenduste jaoks). Selgub, et sellistel universumitel on aga alternatiiv: piiratud ruumalaga universum, millel pole servi ega piire ja mis on endaga suletud.
Friedmani esimesed lahendused kirjeldasid universumeid, mis olid täidetud ainult ühte tüüpi ainega. Erinevad pildid tekkisid aine keskmise tiheduse erinevuse tõttu: kui see ületas kriitilise piiri, saadi positiivse ruumikõveruse, lõplike mõõtmete ja elueaga suletud universum. Selle laienemine aeglustus järk-järgult, peatus ja asendati kokkusurumisega punktini. Universumil, mille tihedus oli alla kriitilise, oli negatiivne kõverus ja see paisus lõputult, selle inflatsioonikiirus kaldus mingile konstantsele väärtusele. Seda mudelit nimetatakse avatud. Lame Universum, vahejuhtum, mille tihedus on täpselt võrdne kriitilisega, on lõpmatu ja selle hetkelised ruumilõiked on tasane eukleidiline ruum nullkõverusega. Lame, nagu ka lahtine, paisub lõputult, kuid selle paisumise kiirus kipub nulli. Hiljem leiutati keerukamad mudelid, milles homogeenne ja isotroopne universum oli täidetud mitmekomponendilise ainega, mis ajas muutus.
Kaasaegsed vaatlused näitavad, et Universum paisub praegu kiirenevas tempos (vt “Ülemaailmsete sündmuste horisondist tagapool”, nr 3, 2006). Selline käitumine on võimalik, kui ruum on täidetud mingi ainega (sageli nimetatakse seda tumeenergiaks), millel on kõrge negatiivne rõhk, mis on selle aine energiatihedusele lähedal. See tumeenergia omadus viib omamoodi antigravitatsiooni tekkeni, mis ületab suurel skaalal tavalise aine gravitatsioonijõud. Esimese sellise mudeli (nn lambda-terminiga) pakkus välja Albert Einstein ise.
Universumi eriline paisumisviis tekib siis, kui selle aine rõhk ei püsi konstantsena, vaid aja jooksul suureneb. Sel juhul suureneb suuruse kasv nii kiiresti, et Universum muutub piiratud aja jooksul lõpmatuks. Sellist ruumimõõtmete järsku inflatsiooni, millega kaasneb kõigi materiaalsete objektide hävimine galaktikatest elementaarosakesteni, nimetatakse suureks rebimiseks.
Kõik need mudelid ei eelda universumi erilisi topoloogilisi omadusi ja esitavad selle sarnasena meile tuttava ruumiga. See pilt ühtib hästi andmetega, mille astronoomid saavad infrapuna-, nähtav-, ultraviolett- ja röntgenkiirgust salvestavate teleskoopide abil. Ja ainult raadiovaatluste andmed, nimelt kosmilise mikrolaine tausta üksikasjalik uurimine, panid teadlased kahtlema, et meie maailm on nii sirgjooneline üles ehitatud.
Teadlased ei suuda vaadata "tuleseinast", mis eraldab meid meie universumi esimese tuhande eluaasta sündmustest, kaugemale. Kuid kosmosesse saadetud laborite abil saame igal aastal üha rohkem teada, mis juhtus pärast kuuma plasma muutumist soojaks gaasiks
Orbitaalne raadiovastuvõtja
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse võimsust mõõtnud kosmoseobservatooriumi WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) saadud esimesed tulemused avaldati 2003. aasta jaanuaris ja sisaldasid nii palju kauaoodatud teavet, et selle mõistmine ei ole tänaseks lõpule jõudnud. Füüsikat kasutatakse tavaliselt uute kosmoloogiliste andmete selgitamiseks: aine oleku võrrandid, paisumisseadused ja alghäirete spektrid. Kuid seekord nõudis kiirguse tuvastatud nurga ebahomogeensuse olemus täiesti teistsugust seletust - geomeetrilist. Täpsemalt topoloogiline.
WMAP-i põhieesmärk oli koostada üksikasjalik kaart kosmilise mikrolaine taustkiirguse (või, nagu seda nimetatakse ka mikrolaine tausta) temperatuurist. WMAP on ülitundlik raadiovastuvõtja, mis tuvastab samaaegselt signaale, mis tulevad kahest peaaegu diametraalselt vastupidisest taevapunktist. Tähetorn lasti 2001. aasta juunis eriti rahulikule ja “vaiksele” orbiidile, mis asus nn Lagrangi punktis L2, Maast poolteise miljoni kilomeetri kaugusel. See 840 kg kaaluv satelliit on tegelikult tiirlemas ümber Päikese, kuid tänu Maa ja Päikese gravitatsiooniväljade koosmõjule on selle tiirlemisperiood täpselt aasta ja ta ei lenda Maast eemale. Satelliit saadeti nii kaugele orbiidile, et maisest inimtegevusest tulenevad häired ei segaks kosmilise mikrolaine taustkiirguse vastuvõtmist.
Kosmoseraadioobservatooriumi saadud andmete põhjal oli võimalik enneolematu täpsusega määrata tohutul hulgal kosmoloogilisi parameetreid. Esiteks on Universumi kogutiheduse ja kriitilise tiheduse suhe 1,02±0,02 (st meie universum on tasane või suletud väga väikese kumerusega). Teiseks Hubble'i konstant, mis iseloomustab meie Maailma paisumist suures mastaabis, 72±2 km/s/Mpc. Kolmandaks on Universumi vanus 13,4 ± 0,3 miljardit aastat ja rekombinatsiooniajale vastav punanihe on 1088 ± 2 (see on keskmine väärtus, rekombinatsioonipiiri paksus on näidatud veast oluliselt suurem). Teoreetikute jaoks oli kõige sensatsioonilisem tulemus reliktkiirguse häirete nurkspekter, täpsemalt teise ja kolmanda harmooniku väärtus oli liiga väike.
Selline spekter konstrueeritakse, esitades temperatuurikaarti erinevate sfääriliste harmooniliste (mitmepooluste) summana. Sel juhul eraldatakse häirete üldpildist muutujad komponendid, mis mahuvad sfäärile täisarv korda: kvadrupool 2 korda, oktupool 3 korda jne. Mida suurem on sfäärilise harmooniku arv, seda rohkem kõrgsageduslikke taustavõnkumisi see kirjeldab ja seda väiksemad on vastavate “täppide” nurgad. Teoreetiliselt on sfääriliste harmooniliste arv lõpmatu, kuid reaalse vaatluskaardi jaoks piirab seda nurkeraldusvõime, millega vaatlusi tehti.
Kõigi sfääriliste harmooniliste korrektseks mõõtmiseks on vaja kogu taevasfääri kaarti ja WMAP saab aasta jooksul selle kontrollitud versiooni. Esimesed sellised mitte väga detailsed kaardid saadi 1992. aastal Relic ja COBE (Cosmic Background Explorer) katsetes.
Mille poolest sarnaneb bagel kohvitassiga?
On olemas matemaatika haru - topoloogia, mis uurib kehade omadusi, mis säilivad igasuguse deformatsiooni korral ilma katkestuste ja liimimiseta. Kujutage ette, et meid huvitav geomeetriline keha on painduv ja kergesti deformeeruv. Sel juhul saab näiteks kuubi või püramiidi hõlpsasti muuta keraks või pudeliks, torust (“sõõrikut”) käepidemega kohvitassi, kuid sfääri ei ole võimalik muuta. käepidemega tass, kui te seda kergesti deformeeruvat korpust ei rebi ja liimi. Kera jagamiseks kaheks omavahel mitteühendatud tükiks piisab ühest kinnisest lõikest, kuid torusega saab sama teha vaid kahe lõikega. Topoloogid lihtsalt armastavad igasuguseid eksootilisi konstruktsioone nagu lame toru, sarviline kera või Kleini pudel, mida saab õigesti kujutada ainult kaks korda suurema mõõtmetega ruumis. Samamoodi saab meie endasse suletud kolmemõõtmelist universumit kergesti ette kujutada vaid kuuemõõtmelises ruumis elades. Mõnda aega pole kosmilised topoloogid veel tunginud, jättes talle võimaluse lihtsalt lineaarselt voolata, olemata millessegi lukustatud. Seega on võime täna töötada seitsme mõõtmega ruumis täiesti piisav, et mõista, kui keeruline on meie dodekaeedriline universum.
Lõplik CMB temperatuurikaart on üles ehitatud kaartide hoolika analüüsi põhjal, mis näitavad raadiokiirguse intensiivsust viies erinevas sagedusvahemikus
Ootamatu otsus
Enamiku sfääriliste harmooniliste puhul langesid saadud katseandmed mudeliarvutustega kokku. Vaid kaks harmoonilist, kvadrupool ja oktupool, jäid selgelt alla teoreetikute eeldatud taseme. Veelgi enam, tõenäosus, et sellised suured kõrvalekalded võivad juhuslikult tekkida, on äärmiselt väike. COBE andmetes märgiti kvadrupooli ja oktupooli allasurumine. Neil aastatel saadud kaartidel oli aga kehv eraldusvõime ja suur müra, mistõttu selle teema arutamine lükkus edasi parematesse aegadesse. Mis põhjusel osutusid kosmilise mikrolaine taustkiirguse intensiivsuse kahe suurima mastaabiga kõikumise amplituudid nii väikeseks, jäi esialgu täiesti ebaselgeks. Nende mahasurumiseks pole veel võimalik välja mõelda füüsikalist mehhanismi, kuna see peab toimima kogu meie vaadeldava universumi skaalal, muutes selle homogeensemaks ja samal ajal lakkama töötamast väiksematel skaalal, võimaldades tal kõiguvad tugevamalt. Ilmselt seetõttu hakati otsima alternatiivseid teid ja leidsid tekkinud küsimusele topoloogilise vastuse. Füüsikalise probleemi matemaatiline lahendus osutus üllatavalt elegantseks ja ootamatuks: piisas oletusest, et Universum on endasse suletud dodekaeeder. Siis on madalsageduslike harmooniliste mahasurumine seletatav taustkiirguse ruumilise kõrgsagedusmodulatsiooniga. See efekt ilmneb sama rekombineeriva plasma piirkonna korduva vaatluse tõttu suletud dodekaeedrilise ruumi erinevate osade kaudu. Selgub, et madalad harmoonilised näivad end tühistavat raadiosignaali läbimise tõttu läbi universumi erinevate tahkude. Sellises maailma topoloogilises mudelis osutuvad dodekaeedri ühe tahu lähedal aset leidvad sündmused vastaskülje lähedale, kuna need alad on identsed ja on tegelikult üks ja sama osa universumist. Seetõttu osutub, et Maale diametraalselt vastaskülgedelt tulev reliktvalgus kiirgab primaarse plasma sama piirkonda. See asjaolu viib CMB spektri madalamate harmooniliste allasurumiseni isegi universumis, mis on nähtavast sündmuste horisondist vaid veidi suurem.
Anisotroopia kaart
Artikli tekstis mainitud kvadrupool ei ole madalaim sfääriline harmooniline. Lisaks sellele on olemas monopool (nullharmooniline) ja dipool (esimene harmooniline). Monopooli suuruse määrab kosmilise mikrolaine taustkiirguse keskmine temperatuur, mis täna on 2,728 K. Pärast selle lahutamist üldfoonist on suurim dipoolkomponent, mis näitab, kui palju kõrgem on temperatuur ühes meid ümbritseva ruumi poolkerad on kui teises. Selle komponendi olemasolu põhjustab peamiselt Maa ja Linnutee liikumine reliktse tausta suhtes. Doppleri efekti tõttu tõuseb temperatuur liikumissuunas, vastupidises suunas see langeb. See asjaolu võimaldab määrata mis tahes objekti kiirust kosmilise mikrolaine taustkiirguse suhtes ja seega tutvustada kauaoodatud absoluutset koordinaatide süsteemi, lokaalselt puhkeolekus kogu universumi suhtes.
Maa liikumisega seotud dipooli anisotroopia suurusjärk on 3,353*10-3 K. See vastab Päikese liikumisele CMB tausta suhtes kiirusel umbes 400 km/s. Samal ajal “lendame” Lõvi ja Chalice tähtkuju piiri suunas ning “lendame ära” Veevalaja tähtkujust. Meie galaktika koos kohaliku galaktikate rühmaga, kuhu see kuulub, liigub reliikvia suhtes kiirusega umbes 600 km/s.
Kõik muud häired (alates kvadrupoolist ja kõrgemal) taustakaardil on põhjustatud mateeria tiheduse, temperatuuri ja kiiruse ebahomogeensusest rekombinatsiooni piiril, samuti meie galaktika raadiokiirgusest. Pärast dipoolkomponendi lahutamist osutub kõigi muude hälvete summaarseks amplituudiks vaid 18 * 10-6 K. Välistamaks Linnutee enda kiirgust (peamiselt koondunud galaktilise ekvaatori tasapinnale), on mikrolaine fooni vaatlused. teostatakse viies sagedusalas vahemikus 22,8 GHz kuni 93 ,5 GHz.
Kombinatsioonid toruga
Lihtsaim kerast või tasapinnast keerukama topoloogiaga keha on torus. Igaüks, kes on bageli käes hoidnud, võib seda ette kujutada. Teist õigemat matemaatilist mudelit lamedast torust demonstreerivad mõnede arvutimängude ekraanid: see on ruut või ristkülik, mille vastasküljed on tuvastatud ja kui liikuv objekt läheb alla, paistab see ülalt; ületades ekraani vasaku piiri, ilmub see paremalt tagant ja vastupidi. Selline torus on kõige lihtsam näide mittetriviaalse topoloogiaga maailmast, millel on piiratud ruumala ja millel pole mingeid piire.
Kolmemõõtmelises ruumis saab sarnast protseduuri teha kuubikuga. Kui tuvastame selle vastasküljed, moodustub kolmemõõtmeline torus. Kui vaadata sellise kuubi seest ümbritsevat ruumi, on näha lõpmatu maailm, mis koosneb selle ühe ja ainsa ja ainulaadse (mittekorduva) osa koopiatest, mille maht on täiesti lõplik. Sellises maailmas pole piire, kuid algse kuubi servadega paralleelselt on kolm selgelt eristuvat suunda, mida mööda vaadeldakse perioodilisi algsete objektide ridu. See pilt on väga sarnane sellele, mida võib näha peegelseintega kuubi sees. Tõsi, vaadates selle mis tahes nägu, näeb sellise maailma elanik oma pea taga, mitte nägu, nagu maises lõbustusmajas. Õigem mudel oleks 6 telekaamera ja 6 lame LCD monitoriga varustatud ruum, millele kuvatakse vastas asuva filmikaameraga jäädvustatud pilt. Selles mudelis sulgub nähtav maailm tänu juurdepääsule teisele telemõõtmele.
Ülalkirjeldatud pilt madalsageduslike harmooniliste mahasurumisest on õige, kui valguse algse helitugevuse läbimiseks kuluv aeg on piisavalt lühike, st kui algkeha mõõtmed on kosmoloogiliste mõõtkavadega võrreldes väikesed. Kui universumi vaadeldava osa (nn universumi horisondi) mõõtmed osutuvad väiksemaks algse topoloogilise ruumala mõõtmetest, siis ei erine olukord sellest, mida näeme tavalises lõpmatus. Einsteini universumis ja kosmilise mikrolaine taustkiirguse spektris anomaaliaid ei täheldata.
Maksimaalse võimaliku ruumilise skaala sellises kuupmaailmas määravad algse keha mõõtmed, kahe keha vaheline kaugus ei tohi ületada poolt algse kuubi põhidiagonaalist. Rekombinatsioonipiirilt meile saabuv valgus võib teekonnal ületada algse kuubi mitu korda, justkui peegeldudes selle peegelseintes, mistõttu kiirguse nurkstruktuur moondub ja madalsageduslikud kõikumised muutuvad kõrgsageduslikuks. Sellest tulenevalt, mida väiksem on esialgne maht, seda tugevam on madalamate suuremahuliste nurkkõikumiste mahasurumine, mis tähendab, et KMB-d uurides saame hinnata oma Universumi suurust.
3D mosaiigid
Lamedat topoloogiliselt keerukat kolmemõõtmelist universumit saab ehitada ainult kuubikute, rööptahukate ja kuusnurksete prismade baasil. Kumera ruumi puhul on selliseid omadusi laiemal figuurklassil. Samal ajal on WMAP-katses saadud parimad nurkspektrid kooskõlas dodekaeedri kujuga universumi mudeliga. See tavaline hulktahukas, millel on 12 viisnurkset tahku, meenutab viisnurksetest plaastritest õmmeldud jalgpallipalli. Selgub, et kerge positiivse kumerusega ruumis võivad korrapärased dodekaeedrid täita kogu ruumi ilma aukude ja vastastikuste ristumiskohtadeta. Arvestades teatud suhet dodekaeedri suuruse ja kõveruse vahel, on selleks vaja 120 sfäärilist dodekaeedrit. Veelgi enam, seda sadade "pallide" keerukat struktuuri saab taandada topoloogiliselt samaväärseks, mis koosneb ainult ühest dodekaeedrist, mille vastasküljed on tuvastatud ja pööratud 180 kraadi võrra.
Sellisest dodekaeedrist moodustatud universumil on mitmeid huvitavaid omadusi: sellel pole eelistatud suundi ja see kirjeldab CMB madalaimate nurkharmoonikute suurust paremini kui enamik teisi mudeleid. Selline pilt tekib ainult suletud maailmas, kus aine tegeliku tiheduse ja kriitilise tiheduse suhe on 1,013, mis jääb tänaste vaatlustega lubatud väärtuste vahemikku (1,02 ± 0,02).
Maa keskmise elaniku jaoks ei oma kõik need topoloogilised keerukused esmapilgul erilist tähtsust. Kuid füüsikute ja filosoofide jaoks on see täiesti erinev asi. Nii maailmapildi kui terviku kui ka ühtse teooria jaoks, mis selgitab meie maailma ülesehitust, pakub see hüpotees suurt huvi. Seetõttu, olles avastanud anomaaliad säilme spektris, hakkasid teadlased otsima muid fakte, mis võiksid pakutud topoloogilise teooria kinnitada või ümber lükata.
Helisev plasma
KMB kõikumiste spektril tähistab punane joon teoreetilise mudeli prognoose. Seda ümbritsev hall koridor on lubatud kõrvalekalded ja mustad täpid on vaatluste tulemused. Suurem osa andmetest saadakse WMAP eksperimendist ja ainult kõrgeimate harmooniliste puhul lisatakse CBI (balloon) ja ACBAR (maapealne Antarktika) uuringute tulemused. CMB kõikumiste nurkspektri normaliseeritud graafik näitab mitut maksimumi. Need on niinimetatud "akustilised tipud" või "Sahharovi võnkumised". Nende olemasolu ennustas teoreetiliselt Andrei Sahharov. Need piigid tulenevad Doppleri efektist ja on põhjustatud plasma liikumisest rekombinatsiooni hetkel. Võnkumiste maksimaalne amplituud toimub põhjuslikult seotud piirkonna (helihorisondi) suuruse piires rekombinatsiooni hetkel. Väiksematel mõõtkavadel nõrgendas plasma võnkumisi footonite viskoossus ning suurtes mastaapides olid häired üksteisest sõltumatud ega faasitud. Seetõttu esinevad kaasaegsel ajastul täheldatud maksimaalsed kõikumised nende nurkade all, mille all on tänapäeval nähtav helihorisont, st rekombinatsiooni hetkel ühtset elu elanud primaarse plasma piirkonnas. Maksimumi täpne asukoht sõltub Universumi kogutiheduse ja kriitilise tiheduse suhtest. Vaatlused näitavad, et esimene, kõrgeim tipp asub ligikaudu 200. harmoonilisel, mis teooria kohaselt vastab suure täpsusega tasasele eukleidilisele universumile.
Teises ja järgnevates akustilistes piikides sisaldub palju teavet kosmoloogiliste parameetrite kohta. Nende olemasolu peegeldab tõsiasja, et plasma akustilised võnked on rekombinatsiooni ajastul "faasilised". Kui sellist seost poleks, siis jälgitaks ainult esimest tippu ja kõikumised kõikidel väiksematel skaalal oleksid võrdselt tõenäolised. Kuid selleks, et tekkida selline põhjuslik seos erineva skaala võnkumiste vahel, pidid need (üksteisest väga kauged) piirkonnad suutma üksteisega suhelda. Just selline olukord tekib inflatsioonilise Universumi mudeli puhul ja CMB kõikumiste nurkspektri teise ja järgnevate piikide enesekindel tuvastamine on selle stsenaariumi üks olulisemaid kinnitusi.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse vaatlused viidi läbi termilise spektri maksimumi lähedases piirkonnas. Temperatuuril 3K on see raadiolainepikkusel 1 mm. WMAP teostas oma vaatlused veidi pikematel lainepikkustel: 3 mm kuni 1,5 cm. See vahemik on üsna maksimumilähedane ja sisaldab väiksemat müra meie galaktika tähtedelt.
Mitmetahuline maailm
Dodekaeedri mudelis ristuvad sündmuste horisont ja sellele väga lähedal asuv rekombinatsioonipiir dodekaeedri 12 tahku. Rekombinatsiooni piiri ja algse hulktahuka ristumiskoht moodustab mikrolaine taustakaardil 6 paari ringisid, mis asuvad taevasfääri vastaspunktides. Nende ringide nurga läbimõõt on 70 kraadi. Need ringid asuvad algse dodekaeedri vastaskülgedel, see tähendab, et need langevad geomeetriliselt ja füüsiliselt kokku. Selle tulemusena peaks CMB kõikumiste jaotus mööda iga ringipaari kokku langema (võttes arvesse pöörlemist 180 kraadi võrra). Olemasolevate andmete põhjal pole selliseid ringe veel tuvastatud.
Kuid see nähtus, nagu selgus, on keerulisem. Ringid on identsed ja sümmeetrilised ainult reliktse tausta suhtes paigal seisva vaatleja jaoks. Maa liigub tema suhtes üsna suure kiirusega, mistõttu tekib taustakiirgusesse oluline dipoolkomponent. Sel juhul muutuvad ringid ellipsideks, muutuvad nende suurused, asukoht taevas ja keskmine temperatuur piki ringi. Selliste moonutuste korral muutub identsete ringide tuvastamine palju keerulisemaks ja täna saadaolevate andmete täpsus muutub ebapiisavaks; vaja on uusi vaatlusi, mis aitaksid välja selgitada, kas need on olemas või mitte.
Korrutage seotud inflatsioon
Võimalik, et kõigi topoloogiliselt keerukate kosmoloogiliste mudelite kõige tõsisem probleem, millest märkimisväärne hulk on juba esile kerkinud, on peamiselt teoreetilise iseloomuga. Tänapäeval peetakse Universumi evolutsiooni inflatsioonistsenaariumi standardseks. Tehti ettepanek selgitada vaadeldava universumi suurt homogeensust ja isotroopsust. Tema sõnul oli algul sündinud Universum üsna heterogeenne. Seejärel, inflatsiooniprotsessi käigus, kui universum laienes eksponentsiaalsele lähedasele seadusele, suurenes selle algne suurus mitme suurusjärgu võrra. Tänapäeval näeme vaid väikest osa Suurest Universumist, milles on endiselt säilinud ebahomogeensused. Tõsi, neil on nii suur ruumiline ulatus, et nad on meile kättesaadaval alal nähtamatud. Inflatsioonistsenaarium on seni kõige paremini arendatud kosmoloogiline teooria.
Mitmeühendusega universumi jaoks selline sündmuste jada ei sobi. Selles on vaatlemiseks saadaval kogu selle ainulaadne osa ja mõned selle lähimad koopiad. Sel juhul ei saa eksisteerida struktuure või protsesse, mida kirjeldatakse vaadeldavast horisondist palju suuremate skaaladega.
Suunad, kuhu kosmoloogiat arendada tuleb, kui meie Universumi mitmekülgsus leiab kinnitust, on juba selged: need on mitteinflatsioonilised mudelid ja nn nõrga inflatsiooniga mudelid, mille puhul universumi suurus suureneb vaid paar korda ( või kümneid kordi) inflatsiooni ajal. Selliseid mudeleid veel pole ja teadlased, püüdes säilitada tuttavat maailmapilti, otsivad aktiivselt kosmoseraadioteleskoobi abil saadud tulemustes vigu.
Artefaktide töötlemine
Üks WMAP-i andmete sõltumatuid uuringuid läbi viinud rühmadest juhtis tähelepanu asjaolule, et CMB kvadrupool- ja oktupoolkomponendid on üksteise suhtes tihedalt orienteeritud ja asuvad tasapinnal, mis peaaegu langeb kokku galaktilise ekvaatoriga. Selle grupi järeldus: Galaktilise tausta lahutamisel mikrolaine tausta vaatlusandmetest tekkis viga ja harmooniliste tegelik väärtus on täiesti erinev.
WMAP-vaatlused viidi läbi 5 erineval sagedusel, et eraldada õigesti kosmoloogiline ja kohalik taust. Ja WMAP-i põhimeeskond usub, et vaatlusi töödeldi õigesti, ja lükkab pakutud selgituse tagasi.
Olemasolevad kosmoloogilised andmed, mis avaldati juba 2003. aasta alguses, saadi pärast ainult esimese aasta WMAP-vaatluste tulemuste töötlemist. Väljapakutud hüpoteeside kontrollimiseks, nagu tavaliselt, on vaja täpsust suurendada. 2006. aasta alguseks oli WMAP pidevalt jälginud neli aastat, millest peaks piisama selle täpsuse kahekordistamiseks, kuid andmeid pole veel avaldatud. Peame veidi ootama ja võib-olla muutuvad meie oletused universumi dodekaeedrilise topoloogia kohta täiesti demonstratiivseks.
Mihhail Prohhorov, füüsika- ja matemaatikateaduste doktor