Эволюция Вселенной

«Концепции современного естествознания»

2014/2015 учебный год

Лекция 11

Эволюция Вселенной

11.1 Классические представления об эволюции Вселенной

Первое представление о Вселенной, сложившееся в XVIII в., было связано с механистической концепцией детерминизма, в соответствии с которой все процессы в природе подчиняются жестким причинно-следственным закономерностям, исключающим появление нового качества. Движение в природе - это непрерывная смена состояний, которая происходила, происходит и будет происходить вечно в соответствии с законами классической механики. Ареной этих движений является бесконечная Вселенная, свойства которой в среднем одинаковы во всех направлениях. Эти фундаментальные атрибуты Вселенной - вечность, бесконечность, изотропность - как выяснилось впоследствии, тесно связаны с законами сохранения энергии, импульса и момента импульса (теорема Нётер). Однако уже в XIX столетии стало ясно, что процессы во Вселенной развиваются необратимо и по сложным сценариям, которые никак не сводятся к обратимым движениям материальных точек по траекториям. В то время существовала единственная физическая теория, описывающая необратимое поведение объектов природы - статистическая термодинамика. Основные положения этой теории и были применены У. Томсоном и Р. Клаузиусом к Вселенной как к замкнутой системе, в результате чего появилась концепция «тепловой смерти» Вселенной. В соответствии с этим термодинамическим сценарием современное состояние Вселенной является результатом гигантской флуктуации, спонтанным, самопроизвольным «прыжком» в упорядоченное состояние, после чего началась медленная релаксация к хаотическому состоянию с максимальной энтропией, когда и вещество, и поле будут распределены в пространстве равномерно и прекратятся все процессы в природе. После этого возможны новые флуктуации, сопровождающиеся релаксацией к равновесию, и так до бесконечности.

Однако еще Ньютон обращал внимание, что вещество не может быть распределено с постоянной средней плотностью в сколь угодно большом объеме. Вот как он сам писал по этому поводу: «Если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было равномерно рассеяно по всему небу и каждая частица обладала бы врожденным тяготением ко всему остальному и если бы все пространство, по которому рассеяно это вещество, было, тем не менее, конечным, то все вещество на наружной стороне этого пространства благодаря своему тяготению стремилось бы ко всему веществу, находящемуся внутри пространства, и, как следствие, упало бы в середину полного пространства и образовало бы там одну большую сферическую массу. Однако если бы вещество было равномерно рассеяно по бесконечному пространству, оно никогда не собралось бы в одну массу; часть его могла бы собраться в одну массу, а часть — в другую, так что образовалось бы бесконечное число больших масс, разбросанных на больших расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Так могли образоваться Солнце и неподвижные звезды». Другими словами, вследствие гравитационной неустойчивости вещество с неизбежностью должно либо сжиматься как целое, либо разбиться на отдельные сгустки. С гравитационной неустойчивостью вещества связаны и несколько знаменитых парадоксов, иллюстрирующих невозможность стационарного равномерного распределения вещества в бесконечном пространстве.

Например, гравитационный парадокс Зелигера-Неймана констатирует, что если бы материя была распределена равномерно и изотропно в бесконечном пространстве, то один и тот же малый объем можно было бы рассматривать и как находящийся в «центре» Вселенной (тогда результирующая гравитационная сила, действующая на него, была бы равна нулю), и как смещенный из «центра» Вселенной (и тогда на него должна была бы действовать сила, тем большая, чем дальше от «центра» находится рассматриваемый объем). Эта неоднозначность указывает на неверную посылку в условии парадокса: материя не может быть равномерно распределена в бесконечном пространстве.

В другом парадоксе - парадоксе Ольберса - анализируется, какая должна быть светимость неба, если бы Вселенная была бесконечной, а средняя плотность звезд постоянной.

Так как интенсивность света уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния от источника до наблюдателя, а количество звезд увеличивается прямо пропорционально квадрату этого расстояния, то интенсивность света, пришедшего от звезд, находящихся на разных расстояниях от наблюдателя, должна быть одинаковой. Отсюда следует, что если Вселенная бесконечна, то небо должно казаться освещенным «ярче тысячи Солнц». А так как этого нет, то и посылка парадокса неверна: средняя плотность звезд не может быть постоянной в бесконечной Вселенной. Рассмотренными парадоксами, конечно, не исчерпывается критика механистической и термодинамической картины мира. Можно констатировать, что к началу XX в. неудовлетворительность существующих космологических концепций стала очевидной.

11.2. Общая теория относительности и космологическая модель Фридмана

В феврале 1917 г. А. Эйнштейн опубликовал статью, которая стала исходным пунктом на пути к современным космологическим представлениям. В этой статье Эйнштейн применил к Вселенной только что выведенные им уравнения общей теории относительности. Самым удивительным оказалось то, что из написанного им «мирового уравнения» вытекала невозможность стационарного, то есть не изменяющегося со временем, состояния Вселенной. Получалось, что от малейшего «толчка» силы тяготения начнут либо неумолимо сжимать все вещество, находящееся во Вселенной, в точку, либо, наоборот, «распираемый изнутри» мир станет неудержимо расширяться (здесь уместно вспомнить гравитационный парадокс Зелигера—Неймана). Другими словами, радиус кривизны Вселенной и средняя плотность материи в ней получались у Эйнштейна зависящими от времени, хотя их постоянство было взято за основу при выводе «мирового уравнения». После некоторых колебаний Эйнштейн добавил к «мировому уравнению» еще одно слагаемое, так называемую космологическую постоянную, учитывающую гипотетическую антигравитацию. Это позволило Эйнштейну «закрепить» мир, не дать ему потерять устойчивость. С самого начала было ясно, что такая математическая «подпорка» носит явно искусственный характер.

Весной 1922 г. в главном физическом журнале того времени — «Zeitschrift fur Physik» была опубликована статья, полученная из Петрограда. Имя автора - Александра Фридмана - физикам было неизвестно. Его статья с названием «О кривизне пространства» касалась общей теории относительности. Точнее, ее самого грандиозного приложения - космологии. Именно в этой статье родилось «расширение Вселенной». До 1922 г. такое словосочетание выглядело бы полной нелепостью. О том, что расширение Вселенной началось миллиарды лет назад, астрофизике еще только предстояло узнать. Но «горизонт познания » раздвинулся именно в 1922 г. И раздвинул его 34-летний профессор Санкт-Петербургского университета Александр Фридман.

Далеко не сразу эта модель была признана научным миром, а Эйнштейн, который одним из первых познакомился с расчетами А. А. Фридмана, даже обвинил их автора в элементарной ошибке. Однако ошибки не было, и тот же Эйнштейн в 1923 г. сам написал об этом: «Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет».

Идеи Фридмана и Эйнштейна подхватили ученые в разных странах. Особого внимания заслуживают работы бельгийского астронома и одновременно священника аббата Ж. Леметра. Именно он впервые высказал предположение о конечности Вселенной, о Большом Взрыве, сопровождавшем возникновение Вселенной. Наконец, в 1929 г. американский астрофизик Э. Хаббл обнаружил «красное смещение» спектральных линий излучения, приходящего от удаленных галактик. Это смещение указывало на то, что Вселенная расширяется, причем «разбегание» любых двух галактик происходит со скоростью v, пропорциональной расстоянию L между этими галактиками:

v = HL, (1.1)

где Н — постоянная Хаббла. Именно такое соотношение между скоростью и расстоянием вытекало из теории Фридмана.

Измеренное Хабблом значение постоянной Н: Н = 150(км/с)/106 световых лет оказалось завышенным более чем на порядок, и эта ошибка сыграла важную роль в дальнейшем развитии естествознания XX в. Действительно, если принять, что расширение Вселенной происходит достаточно равномерно, то легко убедиться, что промежуток времени t = L/v от начала расширения равен обратной

постоянной Хаббла:

t=l/H. (1.2)

Но тогда возраст Вселенной t оказывается равным «всего-навсего» 2 млрд. лет, это значение оказалось далее меньше, чем возраст Земли, который уже тогда был хорошо известен (4,5 млрд. лет). С учетом того, что погрешность определения постоянной Хаббла была достаточно большой, из приведенных оценок был сделан вывод: все (!) космические объекты — галактики, звезды, наша Солнечная система — образовались одновременно в момент начала расширения Вселенной. Но тогда в этот момент должно было появиться и все многообразие химических элементов. А чтобы это было возможно, необходимо было предположить, что хотя бы в первые мгновения жизни Вселенной, ее температура была очень высока. Только в этом случае имели место условия, необходимые для реализации термоядерного синтеза, в результате которого могли образовываться ядра всех химических элементов — от легких до самых тяжелых. Так появилась концепция горячего Большого взрыва (Г. Гамов, 1948).

После уточнения значения постоянной Хаббла Н она оказалась равной всего 15 (км/с) / 106 световых лет, а это сразу увеличивало возраст Вселенной на порядок, то есть до 20 млрд. лет. Таким образом, открывалась другая возможность образования тяжелых химических элементов: эти элементы могли возникать в процессе эволюции звезд, о чем пойдет речь в следующей главе. Необходимость в высоких температурах на ранних стадиях эволюции Вселенной отпала, и на некоторое время модель « горячего рождения» Вселенной отошла в тень. Ее настоящим триумфом стало одно из самых великих научных открытий XX в. — экспериментальное обнаружение в 1965 г. (А. Пензиас и Р. Вильсон) реликтового излучения, которое «путешествует» в пространстве с тех времен, когда Вселенной было всего около 1 млн. лет. Это излучение могло возникнуть только в том случае, если молодая Вселенная была достаточно горячей и если свет в то время был самым активным участником физических процессов,

В настоящее время модель Большого взрыва продолжает развиваться, уточняться, однако фундаментальные положения, лежащие в ее основе, остаются неизменными и общепризнанными научным сообществом.

11.3. Критическая плотность вещества во Вселенной

Из теории Фридмана следует, что возможны различные сценарии эволюции Вселенной: неограниченное расширение, чередование сжатий и расширений и даже тривиальное стационарное состояние. Какой из этих сценариев реализуется, зависит от соотношения между критической и фактической плотностью вещества во Вселенной на каждом этапе эволюции. Для того чтобы оценить значения этих плотностей, рассмотрим сначала, как астрофизики представляют себе структуру Вселенной.

В настоящее время считается, что материя во Вселенной существует в трех формах: видимая материя (4%), «темная» материя (23%) и так называемая «темная» энергия (73%), связанная с антигравитирующим физическим вакуумом. Обычное вещество сосредоточено в основном в звездах, которых только в нашей Галактике насчитывается около ста миллиардов. Размер нашей Галактики составляет 15 килопарсек (1 парсек = 30,8 • 1015 м = 3,3 световых года). Предполагается, что во Вселенной существует до миллиарда различных галактик, среднее расстояние между которыми имеет порядок одного мегапарсека. Эти галактики распределены крайне неравномерно, образуя скопления (кластеры). Однако, если рассматривать Вселенную в очень большом масштабе, например «разбивая» ее на «ячейки» с линейным размером, превышающим 300 мегапарсек, то неравномерность структуры Вселенной уже не будет наблюдаться. Таким образом, в очень больших масштабах Вселенная является однородной и изотропной. Вот для такого равномерного распределения видимого вещества можно рассчитать плотность рв, которая составляет величину примерно 3 10-28 кг/м3.

Оценка плотности «темной» материи и «темной» энергии рт дает значение, примерно в 100 раз больше, чем рв. Как будет видно из дальнейшего, именно эта плотность является, в конечном счете, «ответственной» за тот или иной «сценарий» эволюции Вселенной.

Чтобы убедиться в этом, оценим критическую плотность вещества, начиная с которой «пульсирующий» сценарий эволюции сменяется «монотонным». Такую оценку, хотя и достаточно грубую, можно произвести на основании классической механики, без привлечения общей теории относительности. Из современной астрофизики нам потребуется только закон Хаббла.

Вычислим энергию некоторой галактики, имеющей массу m, которая находится на расстоянии L от «наблюдателя». Энергия Е этой галактики складывается из кинетической энергии Т = mv2/2 = mH2L2/2 и потенциальной энергии U = -GMm/L, которая связана с гравитационным взаимодействием галактики m с веществом массы М, находящимся внутри шара радиуса L (можно показать, что вещество, находящееся вне шара, не вносит вклада в потенциальную энергию). Выразив массу М через плотность р, М = 4L3p/3 и учитывая закон Хаббла, запишем выражение для энергии галактики:

Е = Т- G{4/3) mpv2/H2 = Т (1 – G8p/3H2). (1. 3)

Из этого выражения видно, что в зависимости от значения плотности р энергия Е может быть либо положительной (Е > 0), либо отрицательной (Е < 0). В первом случае рассматриваемая галактика обладает достаточной кинетической энергией, чтобы преодолеть гравитационное притяжение массы М и удалиться на бесконечность. Это соответствует неограниченному монотонному расширению Вселенной (модель «открытой» Вселенной). Во втором случае (Е < 0) расширение Вселенной в какой-то момент прекратится и сменится сжатием (модель «замкнутой» Вселенной). Критическое значение плотности соответствует условию Е = 0, так что из (1.3) получаем

pK=3H2/8G (1.4)

Подставив в это выражение известные значения Н = = 15 (км/с)/106 световых лет и G = 6,67х 10-11 м3/кг-с2, получаем значение критической плотности рк = 10-26 кг/м3. Таким образом, если бы Вселенная состояла только из обычного «видимого» вещества с плотностью рв = 3х 10-28 кг/м3, то ее будущее было бы связано с неограниченным расширением. Однако, как было сказано выше, наличие «темной» материи и «темной» энергии с плотностью рт > рв может привести к пульсирующей эволюции Вселенной, когда период расширения сменяется периодом сжатия (коллапсом). Правда, в последнее время ученые все больше приходят к мысли, что плотность всей материи во Вселенной в точности равна критической. Почему это так? На этот вопрос ответа пока нет.

11.4. Современное состояние теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной

Большой взрыв (англ. Big Bang) — космологическая теория начала расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

11.4.1. Физические процессы на ранней стадии эволюции Вселенной

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,75± 0,11 млрд. лет тому назад из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 K (Планковская температура) и плотностью около 1096 кг/м (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 1035 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время - 1043 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии). После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

11.4.2. Начальное состояние Вселенной

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Более того, теория не даёт никакой возможности говорить о чём-либо, что предшествовало этому моменту (потому, что наша математическая модель пространства-времени в момент Большого взрыва теряет применимость: при этом теория вовсе не отрицает возможность существования чего-либо до Большого взрыва), а размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью и сигнализирует о недостаточности описания Вселенной классической общей теорией относительности. Насколько близко к сингулярности можно экстраполировать известную физику, является предметом научных дебатов, но практически общепринято, что допланковскую эпоху рассматривать известными методами нельзя. Многие учёные полушутя-полусерьёзно называют космологическую сингулярность «рождением» (или «сотворением») Вселенной. Невозможность избежать сингулярности в космологических моделях общей теории относительности была доказана в числе прочих теорем о сингулярностях Р. Пенроузом и С. Хокингом в конце 1960-х годов. Её существование является одним из стимулов построения альтернативных и квантовых теорий гравитации, которые стараются разрешить эту проблему.

11.4.3. Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра - средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

11.4.4. История открытия Большого взрыва

• 1916 — вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», которой он завершил создание релятивистской теории гравитации.
• 1917 — Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную . (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что -член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной). В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».
• 1922 — советский математик и геофизик А. А. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс — Большой взрыв.
• 1923 — немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году.
• 1924 — К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием.
• 1925 — К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надёжными критериями их расстояния. О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году.
• 1927 — опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.
• 1929 — 17 января в «Труды Национальной академии наук США» поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.
• 1948 — выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется — только сильно охлаждённым — и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.
• 1955 — Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K.
• 1964 — американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: и она оказалась равной именно 3 К. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский.
• 2003 — спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя — 4 %, тёмная материя — 23 %, тёмная энергия — 73 %).
• 2009 — запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.

PAGE \* MERGEFORMAT 8

Эволюция Вселенной