لقد نشأ إشعاع CMB. ما هو إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف؟ حقائق مثيرة للاهتمام تتعلق بدراسة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي

الإشعاع الكهرومغناطيسي الكوني القادم إلى الأرض من جميع جوانب السماء بنفس الشدة تقريبًا وله خاصية طيفية لإشعاع الجسم الأسود عند درجة حرارة حوالي 3 كلفن (3 درجات على مقياس كلفن المطلق، والذي يتوافق مع -270 درجة مئوية) . عند درجة الحرارة هذه، تأتي الحصة الرئيسية من الإشعاع من موجات الراديو في نطاق السنتيمتر والمليمتر. تبلغ كثافة طاقة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي 0.25 فولت/سم3.
يفضل علماء الفلك الراديوي التجريبي تسمية هذا الإشعاع بـ "الخلفية الكونية الميكروية" (CMB). غالبًا ما يطلق عليه علماء الفيزياء الفلكية النظرية "الإشعاع المتبقي" (تم اقتراح هذا المصطلح من قبل عالم الفيزياء الفلكية الروسي إ. إس. شكلوفسكي)، لأنه في إطار النظرية المقبولة عمومًا للكون الساخن اليوم، نشأ هذا الإشعاع في المرحلة المبكرة من توسع كوكبنا. العالم، عندما كانت مادته شبه متجانسة وشديدة الحرارة. في بعض الأحيان في الأدبيات العلمية والشعبية، يمكنك أيضًا العثور على مصطلح "الإشعاع الكوني ذو الثلاث درجات". أدناه سوف نسمي هذا الإشعاع "الإشعاع المتبقي".
كان اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في عام 1965 ذا أهمية كبيرة لعلم الكونيات؛ وأصبح أحد أهم إنجازات العلوم الطبيعية في القرن العشرين. وبالطبع الأهم بالنسبة لعلم الكونيات بعد اكتشاف الانزياح الأحمر في أطياف المجرات. يقدم لنا الإشعاع الضعيف معلومات عن اللحظات الأولى لوجود كوننا، وعن تلك الحقبة البعيدة عندما كان الكون بأكمله ساخنًا ولم تكن هناك كواكب ولا نجوم ولا مجرات فيه. إن القياسات التفصيلية لهذا الإشعاع التي أجريت في السنوات الأخيرة باستخدام المراصد الأرضية والستراتوسفيرية والفضائية ترفع الستار عن سر ولادة الكون.
نظرية الكون الساخنفي عام 1929، اكتشف عالم الفلك الأمريكي إدوين هابل (1889-1953) أن معظم المجرات تبتعد عنا، وكلما زادت سرعة المجرة (قانون هابل). تم تفسير ذلك على أنه توسع عام للكون، والذي بدأ منذ حوالي 15 مليار سنة. نشأ السؤال حول ما بدا عليه الكون في الماضي البعيد، عندما بدأت المجرات للتو في الابتعاد عن بعضها البعض، وحتى في وقت سابق. على الرغم من أن الجهاز الرياضي، المبني على نظرية النسبية العامة لأينشتاين ووصف ديناميكيات الكون، تم إنشاؤه في العشرينيات من القرن الماضي على يد ويليم دي سيتر (1872-1934)، وألكسندر فريدمان (1888-1925)، وجورج ليميتر (1894-1966). )، عن المادي لم يكن هناك شيء معروف عن حالة الكون في العصر المبكر لتطوره. ولم يكن من المؤكد حتى أن هناك لحظة معينة في تاريخ الكون يمكن اعتبارها "بداية التوسع".
إن تطور الفيزياء النووية في الأربعينيات من القرن الماضي جعل من الممكن البدء في تطوير نماذج نظرية لتطور الكون في الماضي، عندما كان من المفترض أن يتم ضغط مادته إلى كثافة عالية بحيث تكون التفاعلات النووية ممكنة. كان من المفترض في المقام الأول أن تشرح هذه النماذج تكوين مادة الكون، والتي بحلول ذلك الوقت تم قياسها بشكل موثوق تمامًا من خلال ملاحظات أطياف النجوم: في المتوسط، تتكون من ثلثي الهيدروجين و ثلث الهيليوم، وجميع العناصر الكيميائية الأخرى مجتمعة لا تزيد عن 2%. إن معرفة خصائص الجسيمات النووية - البروتونات والنيوترونات - جعلت من الممكن حساب الخيارات لبداية توسع الكون، مع اختلاف في المحتوى الأولي لهذه الجسيمات ودرجة حرارة المادة والإشعاع الموجود في التوازن الديناميكي الحراري معها. أعطى كل خيار تكوينه الخاص للمادة الأصلية للكون.
إذا حذفنا التفاصيل، فهناك احتمالان مختلفان بشكل أساسي للظروف التي حدثت فيها بداية توسع الكون: يمكن أن تكون مادته إما باردة أو ساخنة. تختلف عواقب التفاعلات النووية اختلافًا جوهريًا عن بعضها البعض. على الرغم من أن فكرة إمكانية وجود ماض حار للكون قد عبر عنها لوميتر في أعماله المبكرة، إلا أنه تاريخيًا كان أول من فكر في إمكانية بداية باردة في الثلاثينيات.
في الافتراضات الأولى، كان يعتقد أن كل المادة في الكون كانت موجودة لأول مرة على شكل نيوترونات باردة. وتبين فيما بعد أن هذا الافتراض يتعارض مع الملاحظات. والحقيقة هي أن النيوترون في الحالة الحرة يضمحل في المتوسط ​​بعد 15 دقيقة من ظهوره، ويتحول إلى بروتون وإلكترون ونيوترينو مضاد. في الكون المتوسع، ستبدأ البروتونات الناتجة في الاتحاد مع النيوترونات المتبقية، لتشكل نواة ذرات الديوتيريوم. علاوة على ذلك، فإن سلسلة من التفاعلات النووية من شأنها أن تؤدي إلى تكوين نوى ذرات الهيليوم. النوى الذرية الأكثر تعقيدا، كما تظهر الحسابات، لا تنشأ عمليا في هذه الحالة. ونتيجة لذلك، ستتحول كل المادة إلى هيليوم. يتناقض هذا الاستنتاج بشكل حاد مع ملاحظات النجوم والمواد بين النجوم. إن انتشار العناصر الكيميائية في الطبيعة يدحض الفرضية القائلة بأن تمدد المادة يبدأ على شكل نيوترونات باردة.
في عام 1946 في الولايات المتحدة الأمريكية، اقترح الفيزيائي الروسي المولد جورجي جامو (1904-1968) نسخة "ساخنة" للمراحل الأولية لتوسع الكون. وفي عام 1948، نُشرت أعمال معاونيه، رالف ألفر وروبرت هيرمان، والتي فحصت التفاعلات النووية في المادة الساخنة في بداية التوسع الكوني من أجل الحصول على العلاقات المرصودة حاليًا بين كميات العناصر الكيميائية المختلفة ونظائرها. في تلك السنوات، كانت الرغبة في تفسير أصل جميع العناصر الكيميائية من خلال تركيبها في اللحظات الأولى من تطور المادة أمرًا طبيعيًا. والحقيقة هي أنهم في ذلك الوقت قدروا بشكل خاطئ الوقت الذي انقضى منذ بداية توسع الكون بـ 2-4 مليار سنة فقط. ويرجع ذلك إلى المبالغة في تقدير قيمة ثابت هابل، والتي نتجت عن الملاحظات الفلكية في تلك السنوات.
وبمقارنة عمر الكون بـ 2-4 مليار سنة مع تقدير عمر الأرض -حوالي 4 مليار سنة- كان علينا أن نفترض أن الأرض والشمس والنجوم تشكلت من مادة أولية بتركيبة كيميائية جاهزة. . كان يعتقد أن هذا التكوين لم يتغير بشكل كبير، لأن تركيب العناصر في النجوم عملية بطيئة ولم يكن هناك وقت لتنفيذه قبل تكوين الأرض والهيئات الأخرى.
أدت المراجعة اللاحقة لمقياس المسافة خارج المجرة أيضًا إلى مراجعة عمر الكون. تشرح نظرية التطور النجمي بنجاح أصل جميع العناصر الثقيلة (الأثقل من الهيليوم) من خلال تخليقها النووي في النجوم. لم تعد هناك حاجة لشرح أصل جميع العناصر، بما في ذلك العناصر الثقيلة، في المرحلة المبكرة من توسع الكون. ومع ذلك، تبين أن جوهر فرضية الكون الساخن صحيح.
من ناحية أخرى، يبلغ محتوى الهيليوم في النجوم والغازات بين النجوم حوالي 30% من حيث الكتلة. وهذا أكثر بكثير مما يمكن تفسيره من خلال التفاعلات النووية في النجوم. وهذا يعني أن الهيليوم، على عكس العناصر الثقيلة، يجب أن يتم تصنيعه في بداية توسع الكون، ولكن في نفس الوقت بكميات محدودة.
الفكرة الرئيسية لنظرية جاموف هي على وجه التحديد أن ارتفاع درجة حرارة المادة يمنع تحول المادة بأكملها إلى هيليوم. وفي لحظة 0.1 ثانية بعد بدء التمدد، بلغت درجة الحرارة حوالي 30 مليار كلفن. وتحتوي هذه المادة الساخنة على العديد من الفوتونات عالية الطاقة. كثافة وطاقة الفوتونات عالية جدًا بحيث يتفاعل الضوء مع الضوء، مما يؤدي إلى إنشاء أزواج الإلكترون والبوزيترون. ويمكن أن يؤدي إبادة الأزواج بدوره إلى إنتاج الفوتونات، وكذلك إلى ظهور أزواج النيوترينو والنيوترينو المضاد. في هذا "المرجل المغلي" توجد مادة عادية. في درجات حرارة عالية جدًا، لا يمكن أن توجد نوى ذرية معقدة. سيتم تحطيمها على الفور بواسطة الجزيئات النشطة المحيطة بها. ولذلك، توجد جزيئات ثقيلة من المادة على شكل نيوترونات وبروتونات. التفاعلات مع الجسيمات النشطة تتسبب في تحول النيوترونات والبروتونات بسرعة إلى بعضها البعض. ومع ذلك، فإن تفاعلات الجمع بين النيوترونات والبروتونات لا تحدث، لأن نواة الديوتيريوم الناتجة تتفكك على الفور بواسطة جزيئات عالية الطاقة. وبالتالي، بسبب ارتفاع درجة الحرارة، تنكسر السلسلة المؤدية إلى تكوين الهيليوم في البداية.
فقط عندما يبرد الكون، وهو يتوسع، إلى درجة حرارة أقل من مليار كلفن، يتم تخزين كمية من الديوتيريوم الناتج بالفعل ويؤدي إلى تخليق الهيليوم. تظهر الحسابات أنه يمكن ضبط درجة حرارة المادة وكثافتها بحيث تبلغ نسبة النيوترونات في المادة في هذه اللحظة حوالي 15٪ من حيث الكتلة. تتحد هذه النيوترونات مع نفس العدد من البروتونات لتشكل حوالي 30% من الهيليوم. وبقيت الجزيئات الثقيلة المتبقية على شكل بروتونات - نوى ذرات الهيدروجين. تنتهي التفاعلات النووية بعد الدقائق الخمس الأولى بعد بدء توسع الكون. وبعد ذلك، مع توسع الكون، تنخفض درجة حرارة مادته وإشعاعه. ومن أعمال جامو وألفر وهيرمان في عام 1948، جاء ما يلي: إذا كانت نظرية الكون الساخن تتنبأ بظهور 30% هيليوم و70% هيدروجين كعناصر كيميائية رئيسية في الطبيعة، فإن الكون الحديث يجب حتماً أن يكون مليئاً بـ بقايا ("بقايا") من الإشعاع الساخن البدائي، ودرجة الحرارة الحديثة يجب أن تكون CMB حوالي 5 كلفن.
ومع ذلك، فإن تحليل الخيارات المختلفة لبداية التوسع الكوني لم ينته عند فرضية جامو. في أوائل الستينيات، قام يا بي زيلدوفيتش بمحاولة بارعة للعودة إلى النسخة الباردة، حيث اقترح أن المادة الباردة الأصلية تتكون من البروتونات والإلكترونات والنيوترينوات. كما أظهر زيلدوفيتش، فإن هذا الخليط يتحول عند التوسع إلى هيدروجين نقي. ووفقا لهذه الفرضية، تم تصنيع الهيليوم والعناصر الكيميائية الأخرى في وقت لاحق عندما تشكلت النجوم. لاحظ أنه بحلول هذا الوقت كان علماء الفلك يعرفون بالفعل أن الكون أقدم بعدة مرات من الأرض ومعظم النجوم من حولنا، وكانت البيانات المتعلقة بوفرة الهيليوم في المادة النجمية لا تزال غير مؤكدة للغاية في تلك السنوات.
يبدو أن الاختبار الحاسم للاختيار بين النموذجين البارد والساخن للكون يمكن أن يكون البحث عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. لكن لسبب ما، لسنوات عديدة بعد تنبؤ جامو وزملائه، لم يحاول أحد عن عمد اكتشاف هذا الإشعاع. تم اكتشافه بالصدفة في عام 1965 من قبل فيزيائيي الراديو من شركة بيل الأمريكية آر ويلسون وأ. بينزياس، اللذين حصلا على جائزة نوبل في عام 1978.
في الطريق لاكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.في منتصف الستينيات، واصل علماء الفيزياء الفلكية الدراسة النظرية للنموذج الساخن للكون. تم إجراء حساب الخصائص المتوقعة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي في عام 1964 بواسطة A.G.Doroshkevich وID Novikov في الاتحاد السوفييتي وبشكل مستقل بواسطة F. Hoyle وR.J. Taylor في المملكة المتحدة. لكن هذه الأعمال، مثل الأعمال السابقة لجاموف وزملائه، لم تجذب الانتباه. لكنهم أظهروا بالفعل بشكل مقنع أنه يمكن ملاحظة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. وعلى الرغم من الضعف الشديد لهذا الإشعاع في عصرنا، فإنه لحسن الحظ يقع في تلك المنطقة من الطيف الكهرومغناطيسي حيث تبعث جميع المصادر الكونية الأخرى بشكل عام إشعاعات أضعف. ولذلك، كان من المفترض أن يؤدي البحث المستهدف عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى اكتشافه، لكن علماء الفلك الراديوي لم يعرفوا عنه.
هذا ما قاله A. Penzias في محاضرته بجائزة نوبل: "ظهر أول اعتراف منشور بإشعاع الخلفية الكونية الميكروويف كظاهرة يمكن اكتشافها في نطاق الراديو في ربيع عام 1964 في مقال قصير بقلم A. G. Doroshkevich و I. D. نوفيكوف بعنوان متوسط ​​كثافة الإشعاع في المجرة الكبرى وبعض قضايا علم الكون النسبي. على الرغم من ظهور ترجمة إنجليزية في نفس العام، في وقت لاحق إلى حد ما، في المجلة المعروفة على نطاق واسع "الفيزياء السوفيتية - التقارير"، إلا أن المقال على ما يبدو لم يجذب انتباه المتخصصين الآخرين في هذا المجال. هذه الورقة الرائعة لا تستنتج طيف الإشعاع CMB كظاهرة موجة للجسم الأسود فحسب، بل تركز أيضًا بشكل واضح على العاكس القرني الذي يبلغ طوله عشرين قدمًا في مختبر بيل في كروفورد هيل باعتباره الأداة الأكثر ملاءمة للكشف عنها! (نقلا عن: شاروف أ.س.، نوفيكوف آي.د. الرجل الذي اكتشف انفجار الكون: حياة وعمل إدوين هابلم، 1989).
ولسوء الحظ، فقد مرت هذه المقالة دون أن يلاحظها أحد من قبل المنظرين والمراقبين على حد سواء؛ ولم يحفز البحث عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. لا يزال مؤرخو العلوم يتساءلون لماذا لم يحاول أحد لسنوات عديدة البحث بوعي عن الإشعاع الصادر من الكون الساخن. من الغريب أن يكون هذا الاكتشاف قد تجاوز أحد أكبر الاكتشافات في القرن العشرين. - مر به العلماء عدة مرات دون أن يلاحظوه.
على سبيل المثال، من الممكن اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في عام 1941. ثم قام عالم الفلك الكندي إي. ماكيلار بتحليل خطوط الامتصاص التي تسببها جزيئات السيانوجين بين النجوم في طيف النجم زيتا أوفيوتشي. وتوصل إلى نتيجة مفادها أن هذه الخطوط في المنطقة المرئية من الطيف لا يمكن أن تنشأ إلا عندما يتم امتصاص الضوء بواسطة جزيئات السيانوجين الدوارة، ويجب أن يتم تحفيز دورانها بواسطة إشعاع بدرجة حرارة تبلغ حوالي 2.3 كلفن. اعتقد بعد ذلك أن إثارة مستويات الدوران لهذه الجزيئات ناجمة عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. فقط بعد اكتشافه في عام 1965، تم نشر أعمال I. S. Shklovsky، J. Field وآخرين، حيث تبين أن إثارة دوران جزيئات السيانوجين بين النجوم، والتي يتم ملاحظة خطوطها بوضوح في أطياف العديد من النجوم، يحدث على وجه التحديد عن طريق الإشعاع.
حدثت قصة أكثر دراماتيكية في منتصف الخمسينيات. ثم قام العالم الشاب ت.أ.شمونوف، بتوجيه من علماء الفلك الراديوي السوفييت المشهورين إس.إي.كايكين و ن.ل.كايدانوفسكي، بإجراء قياسات للانبعاث الراديوي من الفضاء بطول موجة 32 سم، وتم إجراء هذه القياسات باستخدام هوائي قرني مشابه لذلك الذي كان تم استخدامه بعد سنوات عديدة من قبل بنزياس وويلسون. درس شمانوف بعناية التدخل المحتمل. بالطبع، في ذلك الوقت لم يكن تحت تصرفه مثل هذه الأجهزة الحساسة التي حصل عليها الأمريكيون فيما بعد. نُشرت نتائج قياسات شمانوف عام 1957 في أطروحة مرشحه وفي مجلة "الأدوات والتقنيات التجريبية". وكان الاستنتاج من هذه القياسات كما يلي: "اتضح أن القيمة المطلقة لدرجة الحرارة الفعالة للانبعاث الراديوي الخلفي... تساوي 4 ± 3 كلفن". وأشار شماونوف إلى استقلال شدة الإشعاع عن الاتجاه في السماء وعن الزمن. ورغم أن أخطاء القياس كانت كبيرة وليس هناك حاجة للحديث عن أي موثوقية للرقم 4، إلا أنه أصبح من الواضح لنا الآن أن شماونوف قام بقياس إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بدقة. لسوء الحظ، لم يكن هو نفسه ولا علماء الفلك الراديوي الآخرون يعرفون أي شيء عن إمكانية وجود إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ولم يعلقوا الأهمية الواجبة على هذه القياسات.
أخيرًا، في حوالي عام 1964، تناول عالم الفيزياء التجريبية الشهير من برينستون (الولايات المتحدة الأمريكية)، روبرت ديك، هذه المشكلة بوعي. على الرغم من أن تفكيره كان يعتمد على نظرية الكون "المتأرجح"، الذي يتعرض للتوسع والانكماش بشكل متكرر، فقد فهم ديكي بوضوح الحاجة إلى البحث عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. وبمبادرة منه، في أوائل عام 1965، أجرى المنظر الشاب إف جي إي بيبلز الحسابات اللازمة، وبدأ بي جي رول ودي تي ويلكنسون في بناء هوائي صغير منخفض الضوضاء على سطح مختبر بالمر الفيزيائي في برينستون. ليس من الضروري استخدام التلسكوبات الراديوية الكبيرة للبحث عن إشعاع الخلفية، لأن الإشعاع يأتي من جميع الاتجاهات. لا شيء مكتسب من وجود هوائي كبير يركز شعاعه على مساحة أصغر من السماء. لكن لم يكن لدى مجموعة ديكي الوقت الكافي للقيام بالاكتشاف المخطط له: فعندما كانت معداتهم جاهزة بالفعل، لم يكن عليهم سوى تأكيد الاكتشاف الذي توصل إليه الآخرون عن طريق الخطأ في اليوم السابق.

على الرغم من استخدام الأدوات الحديثة وأحدث الأساليب لدراسة الكون، فإن مسألة ظهوره لا تزال مفتوحة. وهذا ليس مفاجئًا نظرًا لعمره: وفقًا لأحدث البيانات، فهو يتراوح من 14 إلى 15 مليار سنة. من الواضح أنه منذ ذلك الحين لم يكن هناك سوى القليل جدًا من الأدلة على العمليات العظيمة التي حدثت ذات يوم على النطاق العالمي. لذلك، لا أحد يجرؤ على تأكيد أي شيء، ويقتصر على الفرضيات. ومع ذلك، فقد تلقى أحدهم مؤخرا حجة مهمة للغاية - إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف.

في عام 1964، قرر اثنان من موظفي أحد المختبرات الشهيرة، الذين يقومون بعمليات مراقبة راديوية للقمر الصناعي "إيكو"، ولديهم إمكانية الوصول إلى المعدات الحساسة للغاية المناسبة، اختبار بعض نظرياتهم فيما يتعلق بالانبعاثات الراديوية الخاصة ببعض الأجسام الفضائية.

ومن أجل تصفية التداخل المحتمل من المصادر الأرضية، تقرر استخدام 7.35 سم، ولكن بعد تشغيل الهوائي وضبطه، تم تسجيل ظاهرة غريبة: تم تسجيل ضوضاء معينة، مكون خلفية ثابت، طوال الوقت كون. لم يعتمد الأمر على موقع الأرض بالنسبة للكواكب الأخرى، الأمر الذي ألغى على الفور افتراض التداخل الراديوي منها أو في الوقت من اليوم. ولم يدرك آر. ويلسون ولا أ. بينزياس أنهما اكتشفا إشعاع الخلفية الكونية الميكروي للكون.

وبما أن أياً منهم لم يفترض ذلك، وأرجع "الخلفية" إلى خصوصيات الجهاز (يكفي أن نتذكر أن هوائي الميكروويف المستخدم كان الأكثر حساسية في ذلك الوقت)، فقد مر عام كامل تقريباً حتى أصبح من الواضح أن الضوضاء المسجلة كان جزءًا من الكون نفسه. وتبين أن شدة الإشارة الراديوية المكتشفة مطابقة تقريبًا لشدة الإشعاع عند درجة حرارة 3 كلفن (1 كلفن يساوي -273 درجة مئوية). وعلى سبيل المقارنة، فإن الصفر كلفن يتوافق مع درجة حرارة جسم مصنوع من ذرات ثابتة. يتراوح من 500 ميجا هرتز إلى 500 جيجا هرتز.

في هذا الوقت، اثنان من المنظرين من جامعة برينستون - R. Dicke و D. Pibbles، بناء على نماذج جديدة لتطور الكون، حسبوا رياضيا أن مثل هذا الإشعاع يجب أن يكون موجودا ويتخلل كل الفضاء. وغني عن القول أن بنزياس، الذي علم بالصدفة بالمحاضرات حول هذا الموضوع، اتصل بالجامعة وأبلغ عن تسجيل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

استنادا إلى نظرية الانفجار الكبير، نشأت كل المادة نتيجة لانفجار هائل. خلال الـ 300 ألف سنة الأولى بعد ذلك، كان الفضاء عبارة عن مزيج من الجسيمات الأولية والإشعاع. وبعد ذلك، وبسبب التوسع، بدأت درجات الحرارة في الانخفاض، مما أتاح ظهور الذرات. إن الإشعاع الأثري المكتشف هو صدى لتلك الأوقات البعيدة. وبينما كان للكون حدود، كانت كثافة الجسيمات عالية جدًا لدرجة أن الإشعاع كان "مقيدًا"، لأن كتلة الجسيمات تعكس أي نوع من الموجات، مما يمنعها من الانتشار. وفقط بعد أن بدأ تكوين الذرات، أصبح الفضاء «شفافًا» بالنسبة للموجات. ويعتقد أن هذه هي الطريقة التي ظهر بها إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. في الوقت الحالي، يحتوي كل سنتيمتر مكعب من الفضاء على حوالي 500 كوانتا أولية، على الرغم من انخفاض طاقتها بنحو 100 مرة.

الإشعاع CMB في أجزاء مختلفة من الكون له درجات حرارة مختلفة. ويرجع ذلك إلى موقع المادة الأولية في الكون المتوسع. وحيثما كانت كثافة ذرات المادة المستقبلية أعلى، انخفضت حصة الإشعاع، وبالتالي درجة حرارتها. وفي هذه الاتجاهات تشكلت فيما بعد أجسام كبيرة (المجرات ومجموعاتها).

إن دراسة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي يرفع حجاب عدم اليقين بشأن العديد من العمليات التي تحدث في بداية الزمن.

أحد مكونات الخلفية العامة للفضاء. بريد إلكتروني ماج. إشعاع. ر. و. موزعة بشكل موحد على الكرة السماوية وتتوافق شدتها مع الإشعاع الحراري لجسم أسود تمامًا عند درجة حرارة تقريبية. 3 ك، كشفها عامر. العلماء أ. بنزياس و ... الموسوعة الفيزيائية

إشعاع CMB، الذي يملأ الكون، هو الإشعاع الكوني، الذي يقترب طيفه من طيف جسم أسود تمامًا بدرجة حرارة تبلغ حوالي 3 كلفن. وقد لوحظ عند موجات من عدة ملم إلى عشرات السنتيمترات، بشكل متساوي تقريبًا. أصل... ... الموسوعة الحديثة

خلفية الإشعاع الكوني، الذي يقترب طيفه من طيف جسم أسود بالكامل بدرجة حرارة تقريبية. 3 K. تمت ملاحظته عند موجات تتراوح من عدة ملم إلى عشرات السنتيمترات، بشكل متساوي تقريبًا. يرتبط أصل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بتطور... القاموس الموسوعي الكبير

إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف- خلفية الانبعاث الراديوي الكوني الذي تشكل في المراحل الأولى من تطور الكون. [GOST 25645.103 84] المواضيع والظروف والفضاء المادي. الفضاء EN بقايا الإشعاع… دليل المترجم الفني

الإشعاع الكوني الخلفي، الذي يكون طيفه قريبًا من طيف جسم أسود تمامًا تبلغ درجة حرارته حوالي 3 درجات كلفن. تمت ملاحظته عند موجات تتراوح من عدة مليمترات إلى عشرات السنتيمترات، بشكل متساوي تقريبًا. أصل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي... القاموس الموسوعي

الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي يملأ الجزء المرئي من الكون (انظر الكون). ر. و. كانت موجودة بالفعل في المراحل الأولى من توسع الكون ولعبت دورًا مهمًا في تطوره؛ هو مصدر فريد للمعلومات عن ماضيها... الموسوعة السوفيتية الكبرى

إشعاع CMB- (من بقايا الريليكيوم اللاتينية) الإشعاع الكهرومغناطيسي الكوني المرتبط بتطور الكون، والذي بدأ تطوره بعد "الانفجار الكبير"؛ الإشعاع الكوني الخلفي الذي يكون طيفه قريبًا من طيف جسم أسود تمامًا مع ... ... بدايات العلوم الطبيعية الحديثة

مساحة الخلفية الإشعاع الذي يكون طيفه قريبًا من طيف جسم أسود تمامًا بدرجة حرارة تقريبية. 3 ك. لوحظ في موجات من عدة. ملم إلى عشرات السنتيمترات، تقريبًا متناحي الخواص. أصل ر. و. المرتبطة بتطور الكون إلى الجنة في الماضي... ... علم الطبيعة. القاموس الموسوعي

الخلفية الحرارية للإشعاع الكوني الذي يقترب طيفه من طيف جسم أسود تمامًا بدرجة حرارة 2.7 كلفن. أصل الإشعاع. المرتبطة بتطور الكون الذي كان في الماضي البعيد يتمتع بدرجة حرارة عالية وكثافة إشعاعية... ... القاموس الفلكي

علم الكونيات عصر الكون الانفجار الكبير المسافة المتقاربة CMB المعادلة الكونية للحالة الطاقة المظلمة الكتلة المخفية كون فريدمان المبدأ الكوني النماذج الكونية التشكل ... ويكيبيديا

كتب

• علم الكونيات، ستيفن واينبرغ، تلخص دراسة ستيفن واينبرغ الحائزة على جائزة نوبل التقدم المحرز في علم الكونيات الحديث على مدى العقدين الماضيين. وهي فريدة من نوعها… الفئة: علم الفلك الناشر: ليبروكوم,
• نظرة جديدة على بعض المفاهيم الأساسية والحقائق التجريبية للفيزياء، إيميليانوف أ.ف. ، الكتاب مخصص لتحليل ثلاث مشاكل مترابطة في الفيزياء: 1. الطبيعة الفيزيائية لقوى القصور الذاتي، والتي بدأ نيوتن في حلها لكنه لم يحلها. هذه المشكلة المعقدة تؤدي إلى استنتاج مفاده أن ... التصنيف: أسئلة عامة. تاريخ الفيزياءالسلسلة: الناشر:

إلى ماذا يشير الإشعاع "الآثار"؟

يُطلق على إشعاع الخلفية الكونية اسم الإشعاع الكوني الخلفي، الذي يتوافق طيفه مع طيف جسم أسود بالكامل تبلغ درجة حرارته حوالي 3 درجات كلفن. ويلاحظ هذا الإشعاع عند أطوال موجية تتراوح بين عدة مليمترات إلى عشرات السنتيمترات؛ فمن الخواص عمليا. كان اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي تأكيدًا حاسمًا لنظرية الكون الساخن، والتي وفقًا لها كان للكون في الماضي كثافة أعلى بكثير من المادة ودرجة حرارة عالية جدًا عما هو عليه الآن. بقايا الإشعاع المسجلة اليوم هي معلومات عن الأحداث الماضية منذ فترة طويلة، عندما كان عمر الكون 300-500 ألف سنة فقط، وكانت الكثافة حوالي 1000 ذرة لكل سنتيمتر مكعب. في ذلك الوقت انخفضت درجة حرارة الكون البدائي إلى حوالي 3000 درجة كلفن، وشكلت الجسيمات الأولية ذرات الهيدروجين والهيليوم، وأدى الاختفاء المفاجئ للإلكترونات الحرة إلى الإشعاع الذي نسميه اليوم إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

أحد الاكتشافات المثيرة للاهتمام المتعلقة بالطيف الكهرومغناطيسي هو إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف. تم اكتشافه بالصدفة، على الرغم من توقع إمكانية وجوده.

تاريخ اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي

تاريخ اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكرويبدأت في عام 1964. طاقم المختبر الأمريكي هاتف الجرسطورت نظام اتصالات باستخدام قمر صناعي للأرض. وكان من المفترض أن يعمل هذا النظام على موجات يبلغ طولها 7.5 سم. تتمتع هذه الموجات القصيرة ببعض المزايا فيما يتعلق بالاتصالات الراديوية عبر الأقمار الصناعية، ولكن أرنو بنزياسو روبرت ويلسونلا أحد حل هذه المشكلة. لقد كانوا روادًا في هذا المجال وكان عليهم التأكد من عدم وجود تداخل قوي على نفس الطول الموجي، أو أن العاملين في مجال الاتصالات كانوا على علم بمثل هذا التداخل مسبقًا. في ذلك الوقت، كان يُعتقد أن مصدر موجات الراديو القادمة من الفضاء لا يمكن أن يكون إلا أجسامًا نقطية مثل المجرات الراديويةأو النجوم. مصادر موجات الراديو. كان تحت تصرف العلماء جهاز استقبال دقيق للغاية وهوائي بوق دوار. وبمساعدتهم، تمكن العلماء من الاستماع إلى السماء بأكملها بنفس الطريقة التي يستمع بها الطبيب إلى صدر المريض باستخدام سماعة الطبيب.

إشارة المصدر الطبيعي

وبمجرد توجيه الهوائي إلى إحدى النقاط في السماء، تراقص خط منحني على شاشة الذبذبات. عادي إشارة المصدر الطبيعي. ربما تفاجأ الخبراء بحظهم: في أول نقطة قياس كان هناك مصدر للانبعاثات الراديوية! ولكن بغض النظر عن المكان الذي وجهوا فيه هوائيهم، ظل التأثير كما هو. قام العلماء بفحص المعدات مرارًا وتكرارًا، لكنها كانت في حالة ممتازة. وأخيرًا أدركوا أنهم اكتشفوا ظاهرة طبيعية لم تكن معروفة من قبل: يبدو أن الكون بأكمله مملوء بموجات راديو يبلغ طولها سنتيمترًا واحدًا. ولو تمكنا من رؤية موجات الراديو، لظهرت لنا السماء متوهجة من الحافة إلى الحافة.
موجات الراديو في الكون. تم نشر اكتشاف بنزياس وويلسون. ولم يقتصر الأمر عليهم فحسب، بل بدأ أيضًا علماء من العديد من البلدان الأخرى في البحث عن مصادر موجات الراديو الغامضة، التي تلتقطها جميع الهوائيات وأجهزة الاستقبال المجهزة لهذا الغرض، بغض النظر عن مكان وجودها وبغض النظر عن النقطة التي تستهدفها في السماء. وكانت شدة البث الراديوي عند الطول الموجي 7.5 سنتيمترًا في أي نقطة هي نفسها تمامًا، ويبدو أنها ملطخة بالتساوي عبر السماء بأكملها.

الإشعاع CMB يحسبه العلماء

العلماء السوفييت A. G. Doroshkevich و I. D. Novikov، الذين تنبأوا إشعاع الخلفية الكونية الميكروويفقبل أن يفتح، أجرى حسابات معقدة. لقد أخذوا في الاعتبار جميع مصادر الإشعاع المتوفرة في عالمنا، وأخذوا في الاعتبار أيضًا كيفية تغير إشعاع بعض الأشياء بمرور الوقت. واتضح أنه في منطقة الموجات السنتيمترية، تكون كل هذه الإشعاعات ضئيلة، وبالتالي فهي ليست مسؤولة بأي حال من الأحوال عن توهج السماء المكتشف. وفي الوقت نفسه، أظهرت الحسابات الإضافية أن كثافة الإشعاع الملطخ مرتفعة للغاية. فيما يلي مقارنة بين هلام الفوتون (وهذا ما أطلق عليه العلماء الإشعاع الغامض) وكتلة كل المادة الموجودة في الكون. إذا كانت كل مادة جميع المجرات المرئية "منتشرة" بالتساوي في جميع أنحاء مساحة الكون بأكملها، فسيكون هناك ذرة هيدروجين واحدة فقط لكل ثلاثة أمتار مكعبة من الفضاء (للتبسيط، سنعتبر كل مادة النجوم عبارة عن هيدروجين) ). وفي الوقت نفسه، يحتوي كل سنتيمتر مكعب من الفضاء الحقيقي على حوالي 500 فوتون من الإشعاع. كثير جدًا، حتى لو قارنا ليس عدد وحدات المادة والإشعاع، بل قارنا كتلتها بشكل مباشر. من أين أتى هذا الإشعاع المكثف؟ ذات مرة، اكتشف ذلك العالم السوفييتي أ. أ. فريدمان، عندما حل معادلات أينشتاين الشهيرة كوننا في توسع مستمر. وسرعان ما تم العثور على تأكيد لهذا. اكتشف الأمريكي إي هابل ظاهرة الركود المجرة. ومن خلال استقراء هذه الظاهرة في الماضي، يمكننا حساب اللحظة التي كانت فيها كل مادة الكون في حجم صغير جدًا وكانت كثافته أكبر بما لا يقاس من الآن. أثناء توسع الكون، يزداد الطول الموجي لكل كم بما يتناسب مع توسع الكون؛ في هذه الحالة، يبدو الكم "باردًا" - ففي نهاية المطاف، كلما كان الطول الموجي للكم أقصر، كلما كان "أكثر سخونة". تبلغ درجة سطوع الإشعاع الحالي بمقياس السنتيمتر حوالي 3 درجات كلفن مطلقة. وقبل عشرة مليارات سنة، عندما كان الكون أصغر بما لا يقاس وكانت كثافة مادته عالية جدًا، كانت درجة حرارة هذه الكميات تبلغ حوالي 10 مليارات درجة. ومنذ ذلك الحين، تم "دفن" كوننا بكميات من الإشعاع البارد باستمرار. وهذا هو السبب في أن انبعاث الراديو الذي يبلغ طوله سنتيمترًا والذي "ينتشر" في جميع أنحاء الكون يسمى إشعاع الخلفية الكوني الميكروي. الاثاركما تعلمون، هي أسماء بقايا أقدم الحيوانات والنباتات التي بقيت حتى يومنا هذا. من المؤكد أن كميات إشعاع السنتيمتر هي أقدم الآثار الممكنة. بعد كل شيء، يعود تاريخ تكوينها إلى عصر يبعد عنا حوالي 15 مليار سنة.

جلبت المعرفة حول الكون إشعاع الخلفية الكونية الميكروي

لا يمكن قول أي شيء تقريبًا عما كانت عليه المادة عند لحظة الصفر، عندما كانت كثافتها كبيرة بلا حدود. لكن الظواهر والعمليات التي حدثت خلال كون، بعد ثانية واحدة فقط من ولادتها وحتى قبل ذلك، بما يصل إلى 10 إلى 8 ثوانٍ، يتخيل العلماء جيدًا بالفعل. تم إحضار المعلومات حول هذا بدقة إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف. إذن، لقد مرت ثانية واحدة منذ لحظة الصفر. تبلغ درجة حرارة مادة كوننا 10 مليارات درجة وتتكون من نوع من "العصيدة" الكميات الأثرية والأقطاب الكهربائية والبوزيترونات والنيوترينوات والنيوترينوات المضادة . كانت كثافة "العصيدة" هائلة - أكثر من طن لكل سنتيمتر مكعب. في مثل هذه "الظروف المزدحمة"، حدثت تصادمات النيوترونات والبوزيترونات مع الإلكترونات بشكل مستمر، وتحولت البروتونات إلى نيوترونات والعكس صحيح. ولكن الأهم من ذلك كله أنه كانت هناك كميات هنا - 100 مليون مرة أكثر من النيوترونات والبروتونات. بالطبع، في مثل هذه الكثافة ودرجة الحرارة، لا يمكن أن توجد نوى معقدة من المادة: فهي لم تتحلل هنا. مرت مائة ثانية. واستمر توسع الكون، وتناقصت كثافته بشكل مستمر، وانخفضت درجة حرارته. وكادت البوزيترونات أن تختفي، وتحولت النيوترونات إلى بروتونات. بدأ تكوين النوى الذرية للهيدروجين والهيليوم. وتظهر الحسابات التي أجراها العلماء أن 30% من النيوترونات اتحدت لتشكل نوى الهيليوم، بينما بقي 70% منها بمفردها وتحولت إلى نوى هيدروجين. في سياق ردود الفعل هذه، ظهرت الكميات الجديدة، ولكن لم يعد من الممكن مقارنة عددها بالأصل، لذلك يمكننا أن نفترض أنه لم يتغير على الإطلاق. استمر توسع الكون. انخفضت كثافة "العصيدة" ، التي تم تخميرها بشكل حاد بطبيعتها في البداية ، بما يتناسب مع مكعب المسافة الخطية. مرت سنوات، قرون، آلاف السنين. لقد مرت 3 ملايين سنة. انخفضت درجة حرارة "العصيدة" بحلول هذه اللحظة إلى 3-4 آلاف درجة، واقتربت كثافة المادة أيضًا مما نعرفه اليوم، لكن كتل المادة التي يمكن أن تتشكل منها النجوم والمجرات لا يمكن أن تنشأ بعد. كان الضغط الإشعاعي كبيرًا جدًا في ذلك الوقت، مما دفع أي تشكيل من هذا القبيل بعيدًا. وحتى ذرات الهيليوم والهيدروجين ظلت متأينة: حيث توجد الإلكترونات بشكل منفصل، كما توجد البروتونات ونواة الذرات بشكل منفصل. فقط في نهاية فترة الثلاثة ملايين سنة، بدأت التكاثفات الأولى في الظهور في "العصيدة" المبردة. في البداية كان هناك عدد قليل جدًا منهم. بمجرد أن تكثف جزء من الألف من "العصيدة" في نجوم أولية غريبة، بدأت هذه التكوينات في "الاحتراق" على غرار النجوم الحديثة. وتقوم الفوتونات وكمات الطاقة المنبعثة منها بتسخين "العصيدة" التي بدأت تبرد إلى درجات حرارة يتبين فيها مرة أخرى أن تكوين تكاثف جديد أمر مستحيل. وتناوبت فترات تبريد "العصيدة" وإعادة تسخينها بواسطة مشاعل النجوم الأولية، لتحل محل بعضها البعض. وفي مرحلة ما من توسع الكون، أصبح تكوين تكاثفات جديدة شبه مستحيل لأن "العصيدة" التي كانت سميكة جدًا أصبحت "مسالة" للغاية. تمكن حوالي 5% من المادة من الاتحاد، و95% منها تبعثرت في فضاء الكون المتوسع. هذه هي الطريقة التي "تبددت" بها الكميات الساخنة التي شكلت الإشعاع المتبقي. وهكذا تناثرت نوى ذرات الهيدروجين والهيليوم التي كانت جزءًا من "العصيدة".

فرضية تكوين الكون

إليكم إحداها: معظم المادة في كوننا لا تدخل في تكوين الكواكب والنجوم والمجرات، ولكنها تشكل غازًا بين المجرات - 70 بالمائة هيدروجين و30 بالمائة هيليوم، أي ذرة هيدروجين واحدة لكل متر مكعب من الفضاء. ثم مر تطور الكون بمرحلة النجوم الأولية ودخل مرحلة المادة المعتادة بالنسبة لنا، والمجرات الحلزونية العادية التي تتكشف، والنجوم العادية، وأكثرها شهرة هو نجمنا. تشكلت أنظمة الكواكب حول بعض هذه النجوم، وعلى واحد على الأقل من هذه الكواكب، نشأت الحياة، والتي أدت أثناء التطور إلى ظهور الذكاء. ولا يعرف العلماء حتى الآن عدد المرات التي توجد فيها النجوم المحاطة بدائرة من الكواكب في الفضاء الشاسع. لا يمكنهم قول أي شيء عن عدد المرات.
رقصة الكواكب المستديرة. ويظل السؤال عن عدد المرات التي يزدهر فيها نبات الحياة في زهرة العقل المورقة مفتوحًا. إن الفرضيات المعروفة لدينا اليوم والتي تفسر كل هذه القضايا هي أشبه بتخمينات لا أساس لها من الصحة. لكن العلم اليوم يتطور مثل الانهيار الجليدي. وفي الآونة الأخيرة، لم يكن لدى العلماء أي فكرة عن كيفية بداية عصرنا. إن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، الذي تم اكتشافه قبل حوالي 70 عامًا، جعل من الممكن رسم تلك الصورة. اليوم، لا تملك البشرية ما يكفي من الحقائق، التي يمكنها على أساسها الإجابة على الأسئلة المذكورة أعلاه. إن اختراق الفضاء الخارجي وزيارة القمر والكواكب الأخرى يجلب حقائق جديدة. ولم تعد الحقائق تتبعها فرضيات، بل استنتاجات صارمة.

تشير إشعاعات CMB إلى تجانس الكون

ماذا قالت الأشعة المتبقية للعلماء، هؤلاء الشهود على ولادة كوننا؟ فريدمان قام بحل إحدى المعادلات التي قدمها أينشتاين، وبناءً على هذا الحل اكتشف توسع الكون. من أجل حل معادلات أينشتاين، كان من الضروري وضع ما يسمى بالشروط الأولية. انطلق فريدمان من افتراض ذلك الكون متجانسومتناحي الخواص، أي أن المادة الموجودة فيه موزعة بالتساوي. وخلال السنوات الخمس إلى العشر التي مرت منذ اكتشاف فريدمان، ظل السؤال حول ما إذا كان هذا الافتراض صحيحا مفتوحا. الآن تمت إزالته بشكل أساسي. يتجلى نظائر الكون من خلال التوحيد المذهل للانبعاث الراديوي المتبقي. الحقيقة الثانية تشير إلى نفس الشيء - توزيع مادة الكون بين المجرات والغاز بين المجرات.
بعد كل شيء، الغاز بين المجرات، الذي يشكل الجزء الأكبر من مادة الكون، يتم توزيعه في جميع أنحاءه بالتساوي مثل الكميات المتبقية. إن اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف يجعل من الممكن النظر ليس فقط إلى الماضي البعيد جدًا - بل إلى ما هو أبعد من حدود الوقت الذي لم تكن فيه أرضنا ولا شمسنا ولا مجرتنا ولا حتى الكون نفسه. مثل التلسكوب المذهل الذي يمكن توجيهه في أي اتجاه، فإن اكتشاف الإشعاع CMB يسمح لنا بالنظر إلى المستقبل البعيد للغاية. بعيد للغاية، عندما لن يكون هناك أرض ولا شمس ولا مجرة. وستساعد هنا ظاهرة توسع الكون في كيفية تناثر النجوم والمجرات وسحب الغبار والغاز المكونة له في الفضاء. هل هذه العملية أبدية؟ أم أن التوسع يتباطأ ويتوقف ثم يفسح المجال للضغط؟ أليست الضغوطات والتوسعات المتتالية للكون هي نوع من نبضات المادة، غير قابلة للتدمير وأبدية؟ تعتمد الإجابة على هذه الأسئلة في المقام الأول على كمية المادة الموجودة في الكون. إذا كانت جاذبيتها الإجمالية كافية للتغلب على القصور الذاتي للتوسع، فإن التوسع سوف يفسح المجال حتماً للضغط، حيث تقترب المجرات تدريجياً من بعضها البعض. حسنًا، إذا لم تكن قوى الجاذبية كافية لإبطاء والتغلب على الجمود في التوسع، فإن كوننا محكوم عليه بالفشل: سوف يتبدد في الفضاء! المصير المستقبلي لعالمنا بأكمله! هل هناك مشكلة أكبر؟ أعطت دراسة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الفرصة للعلم لطرحه. ومن الممكن أن يؤدي المزيد من البحث إلى حلها.