CMB sugárzás keletkezett. Mi az a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás? Érdekes tények a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozásával kapcsolatban

Kozmikus elektromágneses sugárzás, amely megközelítőleg azonos intenzitással érkezik a Földre az ég minden oldaláról, és a fekete test sugárzására jellemző spektrummal rendelkezik körülbelül 3 K hőmérsékleten (3 fok az abszolút Kelvin-skálán, ami -270 ° C-nak felel meg) . Ezen a hőmérsékleten a sugárzás fő része a centiméter és milliméter tartományban lévő rádióhullámokból származik. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás energiasűrűsége 0,25 eV/cm 3 .
A kísérleti rádiócsillagászok előszeretettel hívják ezt a sugárzást „kozmikus mikrohullámú háttérnek” (CMB). Az elméleti asztrofizikusok gyakran „reliktum sugárzásnak” nevezik (a kifejezést I. S. Shklovsky orosz asztrofizikus javasolta), mivel a forró Univerzum ma általánosan elfogadott elméletének keretein belül ez a sugárzás a mi tágulásunk korai szakaszában keletkezett. világban, amikor anyaga szinte homogén és nagyon forró volt. A tudományos és népszerű irodalomban néha megtalálható a „három fokos kozmikus sugárzás” kifejezés is. Az alábbiakban ezt a sugárzást „reliktum sugárzásnak” fogjuk nevezni.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 1965-ös felfedezése nagy jelentőséggel bírt a kozmológia számára; század természettudományának egyik legfontosabb vívmánya lett. és természetesen a kozmológia számára a legfontosabb a galaxisok spektrumában bekövetkezett vöröseltolódás felfedezése után. A gyenge maradványsugárzás információkat hoz nekünk Univerzumunk létezésének első pillanatairól, arról a távoli korszakról, amikor az egész Univerzum forró volt, és nem léteztek benne bolygók, csillagok, galaxisok. Ennek a sugárzásnak az elmúlt években földi, sztratoszférikus és űrobszervatóriumokkal végzett részletes mérései feloldják a függönyt az Univerzum születésének rejtélyéről.
Forró Univerzum elmélet. 1929-ben Edwin Hubble (1889-1953) amerikai csillagász felfedezte, hogy a legtöbb galaxis távolodik tőlünk, és minél gyorsabban helyezkedik el a galaxis (Hubble törvénye). Ezt az Univerzum általános tágulásaként értelmezték, amely körülbelül 15 milliárd évvel ezelőtt kezdődött. Felmerült a kérdés, hogyan nézett ki az Univerzum a távoli múltban, amikor a galaxisok csak elkezdtek távolodni egymástól, sőt még korábban is. Bár az Einstein-féle általános relativitáselméletre épülő és az Univerzum dinamikáját leíró matematikai apparátust Willem de Sitter (1872-1934), Alexander Friedman (1888-1925) és Georges Lemaitre (18694-19999996) hozta létre még az 1920-as években. ), a fizikairól semmit sem tudtak az Univerzum állapotáról fejlődésének korai korszakában. Még az sem volt biztos, hogy az Univerzum történetében van egy bizonyos pillanat, amely a „tágulás kezdetének” tekinthető.
A magfizika fejlődése az 1940-es években lehetővé tette az Univerzum evolúciójának elméleti modelljeinek kidolgozását a múltban, amikor azt feltételezték, hogy anyagát olyan nagy sűrűségre sűrítették össze, amelynél magreakciók lehetségesek. Ezeknek a modelleknek mindenekelőtt az Univerzum anyagának összetételét kellett volna megmagyarázniuk, amelyet addigra már meglehetősen megbízhatóan mértek a csillagok spektrumaiból: átlagosan 2/3 hidrogénből és a hélium 1/3-a, és az összes többi kémiai elem együttesen legfeljebb 2%-ot tesz ki. Az intranukleáris részecskék - protonok és neutronok - tulajdonságainak ismerete lehetővé tette az Univerzum tágulásának kezdeti lehetőségeinek kiszámítását, amelyek különböznek e részecskék kezdeti tartalmától, valamint az anyag hőmérsékletétől és a termodinamikai egyensúlyban lévő sugárzástól. ezzel. Mindegyik opció megadta a saját összetételét az Univerzum eredeti anyagának.
Ha a részleteket kihagyjuk, akkor két alapvetően eltérő lehetőség kínálkozik arra, hogy az Univerzum tágulásának kezdete milyen körülmények között zajlott: anyaga lehet hideg vagy meleg. A nukleáris reakciók következményei alapvetően különböznek egymástól. Bár Lemaitre korai munkáiban megfogalmazta az Univerzum forró múltjának lehetőségét, történetileg ez volt az első, aki az 1930-as években vette figyelembe a hideg kezdet lehetőségét.
Az első feltételezésekben azt hitték, hogy az Univerzumban minden anyag először hideg neutronok formájában létezett. Később kiderült, hogy ez a feltételezés ellentmond a megfigyeléseknek. A tény az, hogy egy szabad állapotú neutron átlagosan 15 perccel az előfordulása után bomlik, protonná, elektronná és antineutrínóvá alakul. A táguló univerzumban a keletkező protonok egyesülni kezdenének a fennmaradó neutronokkal, deutérium atommagokat alkotva. Ezenkívül a magreakciók láncolata hélium atommagok kialakulásához vezetne. Bonyolultabb atommagok, amint azt a számítások mutatják, ebben az esetben gyakorlatilag nem keletkeznek. Ennek eredményeként minden anyag héliummá alakulna. Ez a következtetés élesen ellentmond a csillagok és a csillagközi anyag megfigyeléseinek. A kémiai elemek elterjedtsége a természetben visszautasítja azt a hipotézist, hogy az anyag tágulása hideg neutronok formájában indul meg.
1946-ban az Egyesült Államokban Georgij Gamow (1904-1968) orosz származású fizikus javasolta az Univerzum tágulásának kezdeti szakaszának „forró” változatát. 1948-ban megjelent munkatársai, Ralph Alpher és Robert Herman munkája, amely a kozmológiai tágulás kezdetén a forró anyag magreakcióit vizsgálta annak érdekében, hogy a különböző kémiai elemek mennyisége és izotópjaik között jelenleg megfigyelhető összefüggéseket kapja meg. Azokban az években természetes volt az a vágy, hogy minden kémiai elem eredetét az anyag evolúciójának első pillanataiban történő szintézisével magyarázzák. A helyzet az, hogy akkoriban tévesen csak 2-4 milliárd évre becsülték az Univerzum tágulásának kezdete óta eltelt időt. Ennek oka a Hubble-állandó túlbecsült értéke, amely az akkori csillagászati ​​megfigyelések eredménye.
Összehasonlítva az Univerzum 2-4 milliárd éves korát a Föld becsült életkorával - körülbelül 4 milliárd év - azt kellett feltételeznünk, hogy a Föld, a Nap és a csillagok kész kémiai összetételű elsődleges anyagból jöttek létre. . Úgy vélték, hogy ez az összetétel nem változott jelentősen, mivel a csillagokban az elemek szintézise lassú folyamat, és a Föld és más testek kialakulása előtt nem volt idő a megvalósításra.
Az extragalaktikus távolságskála ezt követő felülvizsgálata az Univerzum korának felülvizsgálatához is vezetett. A csillagfejlődés elmélete sikeresen magyarázza az összes nehéz elem (a héliumnál nehezebb) eredetét a csillagokban végbemenő nukleoszintézissel. A Világegyetem tágulásának korai szakaszában már nincs szükség minden elem eredetének magyarázatára, beleértve a nehézeket is. A forró Univerzum hipotézisének lényege azonban helyesnek bizonyult.
Másrészt a csillagok és a csillagközi gáz héliumtartalma körülbelül 30 tömegszázalék. Ez sokkal több, mint amit a csillagok magreakcióival meg lehet magyarázni. Ez azt jelenti, hogy a héliumot a nehéz elemekkel ellentétben az Univerzum tágulásának kezdetén kell szintetizálni, ugyanakkor korlátozott mennyiségben.
Gamow elméletének fő gondolata pontosan az, hogy egy anyag magas hőmérséklete megakadályozza az összes anyag héliummá történő átalakulását. A tágulás kezdete után 0,1 másodperccel a hőmérséklet körülbelül 30 milliárd K volt. Az ilyen forró anyag sok nagy energiájú fotont tartalmaz. A fotonok sűrűsége és energiája olyan magas, hogy a fény kölcsönhatásba lép a fénnyel, ami elektron-pozitron párok létrejöttéhez vezet. A párok megsemmisülése viszont fotonok termelődéséhez, valamint neutrínó és antineutrínó párok kialakulásához vezethet. Ebben a „forró üstben” egy közönséges anyag van. Nagyon magas hőmérsékleten összetett atommagok nem létezhetnek. A környező energetikai részecskék azonnal összetörnék őket. Ezért a nehéz anyagrészecskék neutronok és protonok formájában léteznek. Az energetikai részecskékkel való kölcsönhatások hatására a neutronok és a protonok gyorsan egymásba alakulnak. A neutronok protonokkal való egyesülésének reakciói azonban nem jönnek létre, mivel a keletkező deutériummagot a nagy energiájú részecskék azonnal feltörik. Így a magas hőmérséklet miatt a hélium képződéséhez vezető lánc már a legelején megszakad.
Csak amikor a táguló Univerzum egymilliárd kelvin alá hűl, a keletkező deutérium egy része már raktározódik, és hélium szintéziséhez vezet. A számítások azt mutatják, hogy egy anyag hőmérséklete és sűrűsége beállítható úgy, hogy ekkorra az anyagban a neutronok aránya körülbelül 15 tömegszázalék legyen. Ezek a neutronok azonos számú protonnal kombinálva a hélium körülbelül 30%-át alkotják. A fennmaradó nehéz részecskék protonok - a hidrogénatomok magjai - formájában maradtak. A nukleáris reakciók az Univerzum tágulásának kezdete utáni első öt percben véget érnek. Ezt követően, ahogy az Univerzum tágul, anyagának és sugárzásának hőmérséklete csökken. Gamow, Alpher és Herman 1948-as munkáiból ez következett: ha a forró Univerzum elmélete 30% hélium és 70% hidrogén megjelenését jósolja a természet fő kémiai elemeiként, akkor a modern Univerzumot elkerülhetetlenül meg kell tölteni az ősi forró sugárzás maradéka („relikviája”), és a modern hőmérséklet Ennek a CMB-nek 5 K körül kell lennie.
A kozmológiai tágulás kezdetének különböző lehetőségeinek elemzése azonban nem ért véget Gamow hipotézisével. Az 1960-as évek elején Ya.B. Zeldovich zseniális kísérletet tett a hideg változathoz való visszatérésre, aki azt sugallta, hogy az eredeti hideg anyag protonokból, elektronokból és neutrínókból állt. Amint Zeldovich megmutatta, az ilyen keverék expanziókor tiszta hidrogénné válik. E hipotézis szerint a héliumot és más kémiai elemeket később, a csillagok kialakulásakor szintetizálták. Vegye figyelembe, hogy ekkorra a csillagászok már tudták, hogy az Univerzum többszörösen idősebb a Földnél és a körülöttünk lévő csillagok többségénél, és azokban az években még nagyon bizonytalanok voltak a csillagok előtti anyag héliumtartalmára vonatkozó adatok.
Úgy tűnik, hogy az Univerzum hideg és meleg modelljei közötti választás döntő próbája a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás keresése lehet. De valamiért sok éven át Gamow és kollégái jóslata után senki sem próbálta tudatosan kimutatni ezt a sugárzást. Egészen véletlenül fedezték fel 1965-ben az amerikai Bell cég R. Wilson és A. Penzias rádiófizikusai, akiket 1978-ban Nobel-díjjal tüntettek ki.
Útban a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás észlelése felé. Az 1960-as évek közepén az asztrofizikusok tovább folytatták az Univerzum forró modelljének elméleti tanulmányozását. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás várható jellemzőit 1964-ben A. G. Doroshkevich és I. D. Novikov végezte el a Szovjetunióban, valamint egymástól függetlenül F. Hoyle és R. J. Taylor az Egyesült Királyságban. De ezek a művek, akárcsak Gamow és kollégái korábbi munkái, nem keltették fel a figyelmet. De már meggyőzően kimutatták, hogy megfigyelhető a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Annak ellenére, hogy ez a sugárzás korunkban rendkívül gyenge, szerencsére az elektromágneses spektrum azon tartományában található, ahol az összes többi kozmikus forrás általában még gyengébb sugárzást bocsát ki. Ezért a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás célzott kutatásának kellett volna a felfedezéséhez vezetnie, de a rádiócsillagászok nem tudtak róla.
Ezt mondta A. Penzias Nobel-előadásában: „A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak, mint a rádiótartományban kimutatható jelenségnek az első publikált felismerése 1964 tavaszán jelent meg A. G. Doroskevich és I. D. Novikov rövid cikkében, melynek címe Átlagos sugárzássűrűség a metagalaxisban és a relativisztikus kozmológia néhány kérdése. Bár ugyanabban az évben, valamivel később megjelent egy angol fordítás is a széles körben ismert Soviet Physics - Reports folyóiratban, a cikk láthatóan nem keltette fel a terület többi szakemberének figyelmét. Ez a figyelemre méltó írás nemcsak a CMB spektrumát vezeti le, mint egy fekete test hullámjelenségét, hanem egyértelműen a Crawford Hill-i Bell Laboratory húsz láb hosszú kürt reflektorára is összpontosít, mint a legmegfelelőbb eszközre a detektálására! (idézet: Sharov A.S., Novikov I.D. Az ember, aki felfedezte az Univerzum robbanását: Edwin Hubble élete és munkája M., 1989).
Sajnos ezt a cikket mind a teoretikusok, sem a megfigyelők nem vették észre; nem serkentette a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás keresését. A tudománytörténészek még mindig azon töprengenek, hogy hosszú évekig miért nem próbált senki tudatosan keresni a forró Univerzum sugárzását. Érdekes, hogy a múltban ez a felfedezés - az egyik legnagyobb a 20. században. - A tudósok többször elmentek mellette anélkül, hogy észrevették volna.
Például a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást már 1941-ben felfedezhették. Ekkor a kanadai csillagász, E. McKellar elemezte a csillagközi cianogén molekulák által okozott abszorpciós vonalakat a Zeta Ophiuchi csillag spektrumában. Arra a következtetésre jutott, hogy ezek a vonalak a spektrum látható tartományában csak akkor keletkezhetnek, ha forgó cianogénmolekulák elnyelik a fényt, és forgásukat körülbelül 2,3 K hőmérsékletű sugárzással kell gerjeszteni. Természetesen senki sem akkor azt hitte, hogy ezeknek a molekuláknak a forgási szintjének gerjesztését a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás okozza. Csak 1965-ös felfedezése után jelentek meg I. S. Shklovsky, J. Field és mások munkái, amelyekben kimutatták, hogy a csillagközi cianogénmolekulák forgásának gerjesztése, amelyek vonalai számos csillag spektrumában egyértelműen megfigyelhetők, pontosan a reliktum sugárzás okozza.
Még drámaibb történet történt az 1950-es évek közepén. Ezután a fiatal tudós, T. A. Shmaonov híres szovjet rádiócsillagászok, S. E. Khaikin és N. L. Kaidanovsky irányítása alatt 32 cm-es hullámhosszon mérte az űrből származó rádiósugárzást. Ezeket a méréseket a korábban használthoz hasonló kürtantennával végezték. sok évvel később használta Penzias és Wilson. Shmaonov gondosan tanulmányozta a lehetséges interferenciát. Természetesen ekkor még nem állt rendelkezésére olyan érzékeny vevőkészülékek, mint amilyeneket később az amerikaiak szereztek be. Shmaonov méréseinek eredményeit 1957-ben publikálták kandidátusi dolgozatában és az „Instruments and Experimental Techniques” című folyóiratban. A mérésekből a következő következtetést vonták le: „Kiderült, hogy a háttérrádió-kibocsátás effektív hőmérsékletének abszolút értéke... 4 ± 3 K.” Shmaonov megjegyezte a sugárzás intenzitásának függetlenségét az égbolt irányától és az időtől. Bár a mérési hibák nagyok voltak, és nem kell a 4-es szám megbízhatóságáról beszélni, most már világos számunkra, hogy Shmaonov pontosan a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást mérte. Sajnos sem ő maga, sem más rádiócsillagászok nem tudtak semmit a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás létezésének lehetőségéről, és nem tulajdonítottak kellő jelentőséget ezeknek a méréseknek.
Végül 1964 körül a híres princetoni (USA) kísérleti fizikus, Robert Dicke tudatosan közelítette meg ezt a problémát. Bár érvelése egy „oszcilláló” Univerzum elméletén alapult, amely többször tapasztalja a tágulást és összehúzódást, Dicke egyértelműen megértette, hogy szükség van a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás kutatására. Az ő kezdeményezésére 1965 elején a fiatal teoretikus, F. J. E. Peebles elvégezte a szükséges számításokat, és P. G. Roll és D. T. Wilkinson egy kis, alacsony zajszintű antennát kezdett építeni a Princetoni Palmer Fizikai Laboratórium tetején. Nem szükséges nagy rádióteleszkópokat használni a háttérsugárzás kereséséhez, mivel a sugárzás minden irányból érkezik. Semmit sem ér, ha egy nagy antenna a sugarat az égbolt egy kisebb területére fókuszálja. Dicke csoportjának azonban nem volt ideje megtenni a tervezett felfedezést: amikor felszerelésük már készen állt, csak meg kellett erősíteniük azt a felfedezést, amelyet mások véletlenül tettek előző nap.

A modern műszerek és az Univerzum tanulmányozásának legújabb módszerei ellenére a megjelenésének kérdése továbbra is nyitott marad. Ez korát tekintve nem meglepő: a legfrissebb adatok szerint 14-15 milliárd év között mozog. Nyilvánvaló, hogy azóta nagyon kevés bizonyíték van az egyetemes léptékű grandiózus folyamatokra, amelyek egykor lezajlottak. Ezért senki sem mer állítani semmit, hipotézisekre korlátozva magát. Egyikük azonban a közelmúltban igen jelentős érvet kapott: a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.

1964-ben egy jól ismert laboratórium két alkalmazottja, akik az Echo műhold rádiós megfigyelését végezték, és hozzáfértek a megfelelő ultraérzékeny berendezésekhez, úgy döntöttek, hogy tesztelik egyes elméleteiket bizonyos űrobjektumok saját rádiósugárzására vonatkozóan.

A földi forrásokból eredő esetleges interferencia kiszűrése érdekében a 7,35 cm mellett döntöttek, azonban az antenna bekapcsolása és hangolása után furcsa jelenséget rögzítettek: egy bizonyos zajt, egy állandó háttérkomponenst rögzítettek az egész idő alatt. Világegyetem. Nem függött a Föld más bolygókhoz viszonyított helyzetétől, ami azonnal kiküszöbölte a rádióinterferenciának feltételezését ezekről vagy a napszaktól. Sem R. Wilson, sem A. Penzias nem is sejtette, hogy felfedezték az univerzum kozmikus mikrohullámú háttérsugárzását.

Mivel ezt egyikük sem feltételezte, a „hátteret” a berendezés sajátosságainak tulajdonítva (elég emlékezni arra, hogy a használt mikrohullámú antenna volt akkor a legérzékenyebb), majdnem egy egész év telt el, míg nyilvánvalóvá vált, hogy a rögzített zaj része volt magának az Univerzumnak. Az észlelt rádiójel intenzitása majdnem megegyezik a sugárzás intenzitásával 3 Kelvin hőmérsékleten (1 Kelvin egyenlő -273 Celsius-fokkal). Összehasonlításképpen a nulla Kelvin egy mozdulatlan atomokból álló objektum hőmérsékletének felel meg. 500 MHz és 500 GHz között mozog.

Ebben az időben a Princeton Egyetem két teoretikusa - R. Dicke és D. Pibbles az Univerzum fejlődésének új modelljei alapján matematikailag kiszámította, hogy ilyen sugárzásnak léteznie kell, és át kell hatnia az egész teret. Mondanom sem kell, hogy Penzias, aki véletlenül értesült az e témában tartott előadásokról, felvette a kapcsolatot az egyetemmel, és bejelentette, hogy regisztrálták a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.

Az ősrobbanás elmélete alapján minden anyag egy kolosszális robbanás eredményeként keletkezett. Az ezt követő első 300 ezer évben az űr elemi részecskék és sugárzás kombinációja volt. Ezt követően a tágulás következtében a hőmérséklet csökkenni kezdett, ami lehetővé tette az atomok megjelenését. Az észlelt reliktumsugárzás a távoli idők visszhangja. Míg az univerzumnak voltak határai, a részecskék sűrűsége olyan nagy volt, hogy a sugárzás „megkötött”, mivel a részecskék tömege bármilyen hullámot visszavert, megakadályozva azok terjedését. És csak azután, hogy megkezdődött az atomok kialakulása, a tér „átlátszóvá” vált a hullámok számára. Úgy tartják, hogy így jelent meg a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Jelenleg a tér köbcentimétere körülbelül 500 kezdeti kvantumot tartalmaz, bár ezek energiája csaknem százszorosára csökkent.

A CMB sugárzás az Univerzum különböző részein eltérő hőmérsékletű. Ennek oka az elsődleges anyag elhelyezkedése a táguló Univerzumban. Ahol nagyobb volt a jövőbeli anyag atomjainak sűrűsége, ott a sugárzás részaránya, így a hőmérséklete is csökkent. Ezekben az irányokban alakultak ki később nagy objektumok (galaxisok és klasztereik).

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása fellebbenti a fátylat a bizonytalanságról számos, az idők kezdetén lezajló folyamatról.

A tér általános hátterének egyik összetevője. email mag. sugárzás. R. és. egyenletesen oszlik el az égi szférán és intenzitásában egy abszolút fekete test hősugárzásának felel meg kb. 3 K, az Amer. tudósok A. Penzias és ... Fizikai enciklopédia

Az Univerzumot kitöltő CMB sugárzás, kozmikus sugárzás, melynek spektruma közel áll egy kb. 3 K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámokon megfigyelhető, szinte izotróp. Eredet... ... Modern enciklopédia

Kozmikus háttérsugárzás, melynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, melynek hőmérséklete kb. 3 K. Néhány mm-től több tíz cm-ig terjedő hullámoknál megfigyelhető, majdnem izotróp. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete az evolúcióhoz kapcsolódik... Nagy enciklopédikus szótár

kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás- Háttér kozmikus rádiósugárzás, amely az Univerzum fejlődésének korai szakaszában alakult ki. [GOST 25645.103 84] Témák, feltételek, fizikai tér. space EN reliktum sugárzás… Műszaki fordítói útmutató

Kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, körülbelül 3°K hőmérséklettel. Több millimétertől több tíz centiméterig terjedő hullámoknál figyelhető meg, szinte izotróp módon. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredete... ... enciklopédikus szótár

Elektromágneses sugárzás, amely kitölti az Univerzum megfigyelhető részét (lásd Univerzum). R. és. már az Univerzum tágulásának korai szakaszában létezett, és fontos szerepet játszott fejlődésében; egyedülálló információforrás a múltjáról... Nagy Szovjet Enciklopédia

CMB sugárzás- (a latin relicium remnant szóból) az Univerzum evolúciójához kapcsolódó kozmikus elektromágneses sugárzás, amely az „ősrobbanás” után kezdte meg a fejlődését; kozmikus háttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy teljesen fekete test spektrumához, amelyben... ... A modern természettudomány kezdetei

háttér tér sugárzás, amelynek spektruma közel áll egy abszolút fekete test spektrumához, amelynek hőmérséklete kb. 3 K. Hullámoknál megfigyelhető többről. mm-től több tíz cm-ig, szinte izotróp. R. származása és. az Univerzum evolúciójával kapcsolatban, a múlt paradicsomába... ... Természettudomány. enciklopédikus szótár

Kozmikus hőháttérsugárzás, amelynek spektruma közel áll egy 2,7 ​​K hőmérsékletű abszolút fekete test spektrumához. Sugárzás eredete. az Univerzum evolúciójához kapcsolódik, amely a távoli múltban magas hőmérsékletű és sugárzássűrűséggel rendelkezett... ... Csillagászati ​​szótár

Kozmológia A világegyetem kora Ősrobbanás Konvergáló távolság CMB Kozmológiai állapotegyenlet Sötét energia Rejtett tömeg Friedmann Univerzum Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Formáció ... Wikipédia

Könyvek

• Kozmológia, Steven Weinberg, a Nobel-díjas Steven Weinberg monumentális monográfiája összefoglalja a modern kozmológia elmúlt két évtizede során elért fejlődését. Egyedülálló a… Kategória: Csillagászat Kiadó: Librocom,
• Egy új pillantás a fizika néhány alapvető fogalmára és kísérleti tényére, Emelyanov A.V. , A könyvet három egymással összefüggő fizikaprobléma elemzésének szentelték: 1. A tehetetlenségi erők fizikai természete, amelyet Newton elkezdett megoldani, de nem. Ez az összetett probléma arra enged következtetni, hogy... Kategória: Általános kérdések. A fizika története Sorozat: Kiadó:

Mit jelez a „reliktum” sugárzás?

A kozmikus háttérsugárzást háttérkozmikus sugárzásnak nevezzük, amelynek spektruma egy teljesen fekete test spektrumának felel meg, körülbelül 3 Kelvin fokos hőmérséklettel. Ez a sugárzás néhány millimétertől több tíz centiméterig terjedő hullámhosszon figyelhető meg; gyakorlatilag izotróp. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése döntő megerősítése volt a forró Univerzum elméletének, amely szerint a múltban az Univerzum sokkal nagyobb anyagsűrűséggel és nagyon magas hőmérséklettel rendelkezett, mint most. A ma rögzített ereklyesugárzás olyan régmúlt eseményekről szól, amikor az Univerzum életkora még csak 300-500 ezer év volt, sűrűsége pedig körülbelül 1000 atom köbcentiméterenként. Ekkor esett le az ősUniverzum hőmérséklete körülbelül 3000 Kelvin-fokra, az elemi részecskék hidrogén- és héliumatomokat képeztek, a szabad elektronok hirtelen eltűnése pedig ahhoz a sugárzáshoz vezetett, amit ma kozmikus mikrohullámú háttérnek nevezünk.

Az elektromágneses spektrummal kapcsolatos egyik érdekes felfedezés az kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Véletlenül fedezték fel, bár létezésének lehetőségét megjósolták.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének története 1964-ben kezdődött. amerikai laboratóriumi személyzet Csengő telefon mesterséges földi műhold segítségével kommunikációs rendszert fejlesztett ki. Ennek a rendszernek 7,5 centiméter hosszú hullámokon kellett volna működnie. Az ilyen rövid hullámoknak vannak előnyei a műholdas rádiókommunikációhoz képest, de Arno PenziasÉs Robert Wilson senki sem oldotta meg ezt a problémát. Úttörők voltak ezen a területen, és gondoskodniuk kellett arról, hogy ugyanazon a hullámhosszon ne legyen erős interferencia, vagy hogy a távközlési dolgozók előre tudtak ilyen interferenciáról. Abban az időben azt hitték, hogy az űrből érkező rádióhullámok forrása csak pontszerű objektumok lehet rádiógalaxisok vagy csillagok. A rádióhullámok forrásai. A tudósok rendelkezésükre állt egy kivételesen pontos vevő és egy forgó kürtantenna. Segítségükkel a tudósok az egész égboltot ugyanúgy meghallgathatták, mint az orvos a páciens mellkasát sztetoszkóppal.

Természetes jelforrás

És amint az antennát az égbolt egyik pontjára irányították, egy görbe vonal táncolt az oszcilloszkóp képernyőjén. Tipikus természetes forrású jel. A szakembereket valószínűleg meglepte a szerencséjük: a legelső mért ponton volt rádiósugárzás forrása! De nem számít, hová irányították az antennát, a hatás ugyanaz maradt. A tudósok újra és újra ellenőrizték a berendezést, de az tökéletes rendben volt. És végül rájöttek, hogy egy eddig ismeretlen természeti jelenséget fedeztek fel: az egész Univerzum mintha centiméter hosszúságú rádióhullámokkal lenne tele. Ha látnánk a rádióhullámokat, az égbolt szélétől széléig ragyogva jelenne meg előttünk.
Az Univerzum rádióhullámai. Megjelent Penzias és Wilson felfedezése. És nem csak ők, hanem sok más ország tudósai is elkezdték kutatni a titokzatos rádióhullámok forrásait, amelyeket minden erre a célra kialakított antenna és vevő felfogott, függetlenül attól, hogy hol vannak, és nem számít, hogy az ég melyik pontjára irányulnak. , és a rádiósugárzás intenzitása 7,5 centiméteres hullámhosszon minden ponton teljesen azonos volt, úgy tűnt, hogy egyenletesen elkenődött az egész égbolton.

A tudósok által kiszámított CMB sugárzás

A. G. Doroškevics és I. D. Novikov szovjet tudósok, akik megjósolták kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás mielőtt kinyílik, bonyolult számításokat végeztek. Figyelembe vették az Univerzumunkban elérhető összes sugárforrást, és azt is, hogy bizonyos tárgyak sugárzása hogyan változott az idő múlásával. És kiderült, hogy a centiméteres hullámok tartományában mindezek a sugárzások minimálisak, és ezért semmilyen módon nem felelősek az észlelt égbolt fényéért. Eközben a további számítások azt mutatták, hogy a maszatolt sugárzás sűrűsége nagyon magas. Íme a fotonzselé (ezt nevezték a tudósok titokzatos sugárzásnak) összehasonlítása az Univerzumban található összes anyag tömegével. Ha az összes látható galaxis anyaga egyenletesen „oszlik el” az Univerzum teljes terében, akkor három köbméternyi térben csak egy hidrogénatom lesz (az egyszerűség kedvéért a csillagok összes anyagát hidrogénnek tekintjük ). És ugyanakkor a valós tér minden köbcentimétere körülbelül 500 foton sugárzást tartalmaz. Elég sok, még ha nem is az anyag és a sugárzás egységeinek számát, hanem közvetlenül a tömegüket hasonlítjuk össze. Honnan jött ilyen erős sugárzás? Egy időben A. A. Friedman szovjet tudós Einstein híres egyenleteinek megoldása során felfedezte, hogy Világegyetemünk folyamatos tágulásban van. Erre hamarosan megerősítést találtak. Az amerikai E. Hubble felfedezte galaxis recesszió jelenség. Ezt a jelenséget a múltba extrapolálva kiszámíthatjuk azt a pillanatot, amikor az Univerzum összes anyaga nagyon kis térfogatban volt, és a sűrűsége összehasonlíthatatlanul nagyobb volt, mint most. Az Univerzum tágulása során az egyes kvantumok hullámhossza a Világegyetem tágulásával arányosan növekszik; ebben az esetben úgy tűnik, hogy a kvantum „lehűl” - elvégre minél rövidebb a kvantum hullámhossza, annál „forróbb”. A mai, centiméteres léptékű sugárzás fényességi hőmérséklete körülbelül 3 fok abszolút Kelvin. És tízmilliárd évvel ezelőtt, amikor az Univerzum összehasonlíthatatlanul kisebb volt, és anyagának sűrűsége nagyon magas volt, ezeknek a kvantumoknak a hőmérséklete körülbelül 10 milliárd fok volt. Azóta az Univerzumunkat a folyamatosan lehűlő sugárzás kvantumai „temették el”. Ezért nevezik az Univerzumban „elkenődött” centiméteres rádiósugárzást kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak. Ereklyék, mint tudod, a mai napig fennmaradt legősibb állatok és növények maradványainak nevei. A centiméteres sugárzás mennyisége minden bizonnyal a legősibb az összes lehetséges emlék közül. Hiszen kialakulásuk egy tőlünk körülbelül 15 milliárd évvel távolabbi korszakra nyúlik vissza.

Az Univerzum ismerete kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást hozott

Szinte semmit nem lehet elmondani arról, hogy milyen volt az anyag a nulladik pillanatban, amikor a sűrűsége végtelenül nagy volt. De a közben bekövetkezett jelenségek és folyamatok Világegyetem, alig egy másodperccel a születése után, és még korábban, akár 10-8 másodperccel is, a tudósok már egészen jól képzelik. Az erről szóló információkat pontosan hozták kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Tehát egy másodperc telt el a nulla pillanat óta. Univerzumunk anyagának hőmérséklete 10 milliárd fok volt, és egyfajta „kása” volt. relikviakvantumok, elektródák, pozitronok, neutrínók és antineutrínók . A „kása” sűrűsége óriási volt - több mint egy tonna köbcentiméterenként. Ilyen „zsúfolt körülmények között” folyamatosan előfordultak neutronok és pozitronok ütközése elektronokkal, a protonok neutronokká változtak, és fordítva. De leginkább kvantumok voltak itt – 100 milliószor több, mint neutron és proton. Természetesen ilyen sűrűségen és hőmérsékleten nem létezhetett összetett anyagmag: itt nem bomlottak le. Száz másodperc telt el. Az Univerzum tágulása folytatódott, sűrűsége folyamatosan csökkent, hőmérséklete csökkent. A pozitronok szinte eltűntek, a neutronok protonokká változtak. Megkezdődött a hidrogén és a hélium atommagjainak kialakulása. A tudósok számításai azt mutatják, hogy a neutronok 30 százaléka egyesülve hélium atommagot alkotott, míg 70 százalékuk egyedül maradt és hidrogénatommá vált. E reakciók során új kvantumok jelentek meg, de számuk már nem volt összehasonlítható az eredetivel, így feltételezhetjük, hogy az egyáltalán nem változott. Az Univerzum tágulása folytatódott. A természet által kezdetben oly meredeken főzött „kása” sűrűsége a lineáris távolság kockájával arányosan csökkent. Évek, évszázadok, évezredek teltek el. 3 millió év telt el. A „kása” hőmérséklete ekkorra 3-4 ezer fokra süllyedt, az anyag sűrűsége is megközelítette a ma ismertet, de még nem keletkezhettek olyan anyagcsomók, amelyekből csillagok, galaxisok keletkezhettek. A sugárzási nyomás akkoriban túl nagy volt, és eltolta az ilyen képződményeket. Még a hélium és a hidrogén atomjai is ionizáltak maradtak: az elektronok külön léteztek, a protonok és az atommagok is külön léteztek. Csak a hárommillió éves időszak vége felé kezdtek megjelenni az első páralecsapódások a kihűlő „kása”-ban. Eleinte nagyon kevesen voltak. Amint a „kása” egy ezreléke sajátos protocsillagokká tömörült, ezek a képződmények a modern csillagokhoz hasonlóan kezdtek „égni”. Az általuk kibocsátott fotonok és energiakvantumok pedig olyan hőmérsékletre hevítették a lehűlni kezdett „kását”, amelyen új kondenzáció képződése ismét lehetetlennek bizonyult. A „kása” hűtési és melegítési periódusai protocsillagok fellángolásával váltakoztak, egymást váltva. Az Univerzum tágulásának bizonyos szakaszában pedig szinte lehetetlenné vált az új kondenzáció kialakulása, mert az egykor olyan sűrű „kása” túlságosan „folyóssá” vált. Az anyag körülbelül 5 százalékának sikerült egyesülnie, és 95 százaléka szétszóródott a táguló Univerzum terében. Így „oszlott el” az egykor forró kvantum, amely a reliktum sugárzást képezte. Így szóródtak szét a „kása” részét képező hidrogén- és hélium atommagok.

Az Univerzum kialakulásának hipotézise

Íme, ezek közül az egyik: Univerzumunk anyagának nagy része nem bolygók, csillagok és galaxisok összetételében található, hanem intergalaktikus gázt képez - 70 százalék hidrogén és 30 százalék hélium, egy hidrogénatom köbméterenként. Aztán az Univerzum fejlődése túljutott a protocsillagok stádiumán, és az anyag stádiumába lépett, ami számunkra hétköznapi, hétköznapi kibontakozó spirálgalaxisok, hétköznapi csillagok, amelyek közül a miénk a legismertebb. Néhány ilyen csillag körül bolygórendszerek alakultak ki, és legalább az egyik bolygón élet keletkezett, amely az evolúció során intelligenciát eredményezett. A tudósok még nem tudják, milyen gyakran találnak bolygók körével körülvett csillagokat az űrben. Arról nem tudnak mit mondani, hogy milyen gyakran.
A bolygók körtánca. És nyitva marad a kérdés, hogy az élet növénye milyen gyakran virágzik az értelem buja virágává. A ma ismert hipotézisek, amelyek mindezeket a kérdéseket értelmezik, inkább megalapozatlan találgatások. De ma a tudomány lavinaszerűen fejlődik. Újabban a tudósoknak fogalmuk sem volt arról, hogyan kezdődött a miénk. A körülbelül 70 évvel ezelőtt felfedezett kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tette lehetővé ennek a képnek a megfestését. Az emberiség ma már nem rendelkezik elég tényekkel, amelyek alapján válaszolni tudna a fent megfogalmazott kérdésekre. A világűrbe való behatolás, a Hold és más bolygók látogatása új tényeket hoz. A tényeket pedig már nem hipotézisek követik, hanem szigorú következtetések.

A CMB sugárzás az Univerzum homogenitását jelzi

Mit mondtak még a tudósoknak az emléksugarak, Univerzumunk születésének ezek a tanúi? A. A. Friedman megoldotta az egyik Einstein által adott egyenletet, és ennek alapján fedezte fel az Univerzum tágulását. Az Einstein-egyenletek megoldásához szükség volt az úgynevezett kezdeti feltételek felállítására. Friedman abból a feltevésből indult ki, hogy Az univerzum homogénés izotróp, ami azt jelenti, hogy a benne lévő anyag egyenletesen oszlik el. És a Friedman felfedezése óta eltelt 5-10 év alatt nyitva maradt a kérdés, hogy ez a feltételezés helyes volt-e. Most lényegében eltávolították. Az Univerzum izotrópiáját bizonyítja a reliktum rádiósugárzás elképesztő egységessége. A második tény ugyanezt jelzi - az Univerzum anyagának eloszlását a galaxisok és az intergalaktikus gázok között.
Végül is az intergalaktikus gáz, amely az Univerzum anyagának nagy részét alkotja, ugyanolyan egyenletesen oszlik el benne, mint az ereklye kvantumok.. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése lehetővé teszi, hogy ne csak a rendkívül távoli múltba tekintsünk – túl az idők határain, amikor még nem létezett sem Földünk, sem Napunk, sem Galaxisunk, de még maga az Univerzum sem. Mint egy csodálatos teleszkóp, amely bármilyen irányba mutatható, a CMB felfedezése lehetővé teszi számunkra, hogy betekintsünk a rendkívül távoli jövőbe. Olyan szuper távoli, amikor nem lesz sem Föld, sem Nap, sem Galaxis. Ebben segít az Univerzum tágulásának jelensége, hogy az azt alkotó csillagok, galaxisok, por- és gázfelhők hogyan szóródnak szét az űrben. Ez a folyamat örök? Vagy a terjeszkedés lelassul, leáll, majd átadja helyét a tömörítésnek? És az Univerzum egymást követő összenyomódásai és tágulásai nem az anyag egyfajta lüktetései, elpusztíthatatlanok és örökkévalóak? A válasz ezekre a kérdésekre elsősorban attól függ, hogy mennyi anyagot tartalmaz az Univerzum. Ha teljes gravitációja elegendő a tágulás tehetetlenségének leküzdéséhez, akkor a tágulás elkerülhetetlenül átadja helyét a kompressziónak, amelyben a galaxisok fokozatosan közelednek egymáshoz. Nos, ha a gravitációs erők nem elegendőek a lassításhoz és a tágulási tehetetlenség leküzdéséhez, Univerzumunk kudarcra van ítélve: az űrben el fog oszlani! Egész Univerzumunk jövőbeli sorsa! Van valami nagyobb probléma? A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása lehetőséget adott a tudománynak ennek feltárására. És lehetséges, hogy a további kutatások megoldják.