CMB-säteilyä
Ekstragalaktista mikroaaltotaustasäteilyä esiintyy taajuusalueella 500 MHz - 500 GHz, mikä vastaa aallonpituuksia 60 cm - 0,6 mm. Tämä taustasäteily kuljettaa tietoa prosesseista, jotka tapahtuivat universumissa ennen galaksien, kvasaarien ja muiden esineiden muodostumista. Tämä jäännökseksi kutsuttu säteily löydettiin vuonna 1965, vaikka Georgy Gamow ennusti sen jo 40-luvulla ja tähtitieteilijät tutkivat sitä vuosikymmeniä.
Laajenevassa maailmankaikkeudessa aineen keskimääräinen tiheys riippuu ajasta - ennen se oli suurempi. Laajenemisen aikana ei kuitenkaan muutu vain tiheys, vaan myös aineen lämpöenergia, mikä tarkoittaa, että laajenemisen alkuvaiheessa universumi ei ollut vain tiheä, vaan myös kuuma. Tämän seurauksena meidän aikanamme pitäisi olla jäännössäteilyä, jonka spektri on sama kuin absoluuttisen kiinteän kappaleen spektri, ja tämän säteilyn tulisi olla erittäin isotrooppista. Vuonna 1964 A.A. Penzias ja R. Wilson testasivat herkkää radioantennia, ja löysivät erittäin heikon taustamikroaaltosäteilyn, josta he eivät päässeet eroon millään tavalla. Sen lämpötila osoittautui 2,73 K, mikä on lähellä ennustettua arvoa. Isotropiatutkimuksen kokeista kävi ilmi, että mikroaaltotaustasäteilyn lähde ei voi sijaita galaksin sisällä, koska silloin olisi havaittava säteilyn keskittymistä kohti galaksin keskustaa. Säteilyn lähde ei myöskään voinut sijaita aurinkokunnan sisällä. säteilyn intensiteetissä havaittaisiin vuorokausivaihtelua. Tämän vuoksi tehtiin johtopäätös tämän taustasäteilyn ekstragalaktisesta luonteesta. Siten hypoteesi kuumasta maailmankaikkeudesta sai havainnointiperustan.
CMB:n luonteen ymmärtämiseksi on tarpeen kääntyä prosesseihin, jotka tapahtuivat maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheessa. Tarkastellaan kuinka universumin fyysiset olosuhteet muuttuivat laajenemisprosessin aikana.
Nyt jokainen avaruuden kuutiosenttimetri sisältää noin 500 kosmista mikroaaltotaustafotonia, ja tässä tilavuudessa on paljon vähemmän ainetta. Koska fotonien ja baryonien lukumäärän suhde laajenemisprosessissa säilyy, mutta fotonien energia maailmankaikkeuden laajenemisen aikana pienenee ajan myötä punasiirtymän vuoksi, voimme päätellä, että jossain vaiheessa aikaisemmin säteilyn energiatiheys oli suurempi kuin ainehiukkasten energiatiheys. Tätä aikaa kutsutaan maailmankaikkeuden evoluution säteilyvaiheeksi. Säteilyvaiheelle oli ominaista aineen ja säteilyn lämpötilan yhtäläisyys. Noina päivinä säteily määritti täysin maailmankaikkeuden laajenemisen luonteen. Noin miljoona vuotta universumin laajenemisen alkamisen jälkeen lämpötila putosi useisiin tuhansiin asteisiin ja elektronien, jotka olivat aiemmin vapaita hiukkasia, rekombinaatio tapahtui protonien ja heliumytimien kanssa, ts. atomien muodostumista. Maailmankaikkeudesta on tullut läpinäkyvä säteilylle, ja juuri tätä säteilyä me nyt sieppaamme ja kutsumme jäänneeksi. Totta, siitä lähtien, universumin laajenemisen vuoksi, fotonit ovat vähentäneet energiaansa noin 100 kertaa. Kuvaannollisesti sanoen jäännössäteilykvantit "painasivat" rekombinaatiokauden ja kantavat suoraa tietoa kaukaisesta menneisyydestä.
Rekombinaation jälkeen aine alkoi kehittyä ensimmäistä kertaa itsenäisesti, säteilystä riippumatta, ja siihen alkoi ilmestyä tiivistymiä - tulevien galaksien alkioita ja niiden klustereita. Siksi kokeet jäännesäteilyn ominaisuuksien - sen spektrin ja tilavaihteluiden - tutkimiseksi ovat niin tärkeitä tutkijoille. Heidän ponnistelunsa eivät olleet turhia: 90-luvun alussa. Venäläinen avaruuskoe "Relikt-2" ja amerikkalainen "Kobe" löysivät eroja naapurialueiden taivaanosien jäännössäteilyn lämpötiloissa, ja poikkeama keskilämpötilasta on vain noin prosentin tuhannesosa. Nämä lämpötilan vaihtelut sisältävät tietoa aineen tiheyden poikkeamasta keskiarvosta rekombinaatiojakson aikana. Rekombinaation jälkeen aine jakautui universumissa lähes tasaisesti, ja siellä missä tiheys oli ainakin hieman keskimääräistä suurempi, vetovoima oli vahvempi. Tiheysvaihtelut johtivat myöhemmin universumissa havaittujen laajamittaisten rakenteiden, galaksiklustereiden ja yksittäisten galaksien muodostumiseen. Nykyaikaisten käsitysten mukaan ensimmäisten galaksien olisi pitänyt muodostua aikakaudella, joka vastaa punasiirtymiä 4:stä 8:aan.
Onko mitään mahdollisuutta katsoa vielä pidemmälle rekombinaatiota edeltävään aikakauteen? Rekombinaatiohetkeen asti sähkömagneettisen säteilyn paine loi pääasiassa gravitaatiokentän, joka hidasti maailmankaikkeuden laajenemista. Tässä vaiheessa lämpötila vaihteli käänteisesti suhteessa laajenemisen alkamisesta kuluneen ajan neliöjuureen. Tarkastellaan peräkkäin varhaisen universumin laajenemisen eri vaiheita.
Noin 1013 Kelvinin lämpötilassa universumissa syntyi ja tuhoutui pareja erilaisia hiukkasia ja antihiukkasia: protoneja, neutroneja, mesoneja, elektroneja, neutriinoja jne. Kun lämpötila laski 5 * 1012 K:een, lähes kaikki protonit ja neutronit tuhoutuivat , muuttuu säteilykvanteiksi; jäljelle jäi vain ne, joille ei ollut tarpeeksi antihiukkasia. Juuri näistä "ylimääräisistä" protoneista ja neutroneista nykyaikaisen havaittavan maailmankaikkeuden substanssi koostuu pääasiassa.
Т= 2*1010 K:ssa kaikki läpäisevät neutriinot lakkasivat olemasta vuorovaikutuksessa aineen kanssa – siitä hetkestä lähtien "neutriinojen jäännöstaustan" olisi pitänyt jäädä, mikä voidaan havaita tulevien neutriinokokeiden aikana.
Kaikki juuri sanottu tapahtui superkorkeissa lämpötiloissa ensimmäisen sekunnin aikana maailmankaikkeuden laajenemisen alkamisen jälkeen. Muutama sekunti maailmankaikkeuden "syntymisen" jälkeen alkoi primaarisen nukleosynteesin aikakausi, jolloin muodostui deuteriumin, heliumin, litiumin ja berylliumin ytimiä. Se kesti noin kolme minuuttia, ja sen pääasiallinen tulos oli heliumytimien muodostuminen (25% koko maailmankaikkeuden aineen massasta). Loput, heliumia raskaampia alkuaineita, muodostivat aineesta merkityksettömän osan - noin 0,01%.
Nukleosynteesin aikakauden jälkeen ja ennen rekombinaation aikakautta (noin 106 vuotta) maailmankaikkeus laajeni ja jäähtyi rauhallisesti, ja sitten - satoja miljoonia vuosia alkamisen jälkeen - ensimmäiset galaksit ja tähdet ilmestyivät.
Viime vuosikymmeninä kosmologian ja alkeishiukkasfysiikan kehitys on mahdollistanut teoriassa tarkastelun maailmankaikkeuden laajenemisen aivan alkuvaiheen, "supertiheän" ajanjakson. Osoittautuu, että aivan laajentumisen alussa, kun lämpötila oli uskomattoman korkea (yli 1028 K), maailmankaikkeus saattoi olla erityisessä tilassa, jossa se laajeni kiihtyvällä vauhdilla ja tilavuusyksikköä kohti oleva energia pysyi vakiona. Tätä laajentumisvaihetta kutsuttiin inflaatioksi. Tällainen aineen tila on mahdollista yhdellä ehdolla - alipaineella. Äärimmäisen nopean inflaatiolaajenemisen vaihe kesti pienen ajanjakson: se päättyi noin 10–36 sekunnissa. Uskotaan, että aineen alkuainehiukkasten todellinen "syntyminen" siinä muodossa, jossa ne nyt tunnemme, tapahtui juuri inflaatiovaiheen päättymisen jälkeen ja johtui hypoteettisen kentän romahtamisesta. Sen jälkeen maailmankaikkeuden laajeneminen jatkui hitaudella.
Hypoteesi inflaatiosta maailmankaikkeudesta vastaa useisiin tärkeisiin kosmologian kysymyksiin, joita pidettiin viime aikoihin asti selittämättöminä paradokseina, erityisesti kysymykseen maailmankaikkeuden laajenemisen syystä. Jos maailmankaikkeus todella kävi historiassaan läpi aikakauden, jolloin vallitsi suuri alipaine, painovoiman täytyisi väistämättä aiheuttaa ei vetovoimaa, vaan materiaalihiukkasten keskinäistä hylkimistä. Ja tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeus alkoi laajentua nopeasti, räjähdysmäisesti. Tietenkin inflaatiouniversumin malli on vain hypoteesi: jopa sen asemien epäsuora todentaminen vaatii sellaisia instrumentteja, joita ei yksinkertaisesti ole vielä luotu tällä hetkellä. Ajatus universumin nopeutetusta laajenemisesta sen evoluution varhaisessa vaiheessa on kuitenkin vakiintunut nykyaikaisessa kosmologiassa.
Varhaisesta universumista puheen ollen siirrymme yhtäkkiä suurimmista kosmisista mittakaavista mikromaailman alueelle, jota kuvaavat kvanttimekaniikan lait. Alkuainehiukkasten ja superkorkeiden energioiden fysiikka on tiiviisti kietoutunut kosmologiassa jättimäisten tähtitieteellisten järjestelmien fysiikan kanssa. Suurin ja pienin sulautuvat täällä keskenään. Tämä on maailmamme hämmästyttävä kauneus, täynnä odottamattomia yhteyksiä ja syvää yhtenäisyyttä.
Elämän ilmenemismuodot maapallolla ovat erittäin erilaisia. Elämää maapallolla edustavat ydin- ja esiydinolennot, yksisoluiset ja monisoluiset olennot; monisoluisia puolestaan edustavat sienet, kasvit ja eläimet. Mikä tahansa näistä valtakunnista yhdistää erilaisia tyyppejä, luokkia, luokkia, perheitä, suvuja, lajeja, populaatioita ja yksilöitä.
Kaikessa loputtomalta näyttävässä elävien olentojen kirjossa voidaan erottaa useita elävien olentojen organisoitumistasoja: molekyyli-, solu-, kudos-, elin-, ontogeneettinen, populaatio-, laji-, biogeosenoottinen, biosfäärinen. Luetellut tasot on korostettu opiskelun helpottamiseksi. Jos yritämme tunnistaa päätasot, jotka eivät heijasta niinkään tutkimuksen tasoja kuin elämän organisointitasoja maapallolla, tällaisen valinnan pääkriteereiksi tulisi tunnistaa tiettyjen alkeellisten, erillisten rakenteiden ja alkeisrakenteiden läsnäolo. ilmiöitä. Tällä lähestymistavalla osoittautuu tarpeelliseksi ja riittäväksi erottaa molekyyli-geneettiset, ontogeneettiset, populaatiolajit ja biogeosenoottiset tasot (N.V. Timofejev-Resovsky ja muut).
Molekyyligeneettinen taso. Tämän tason tutkimuksessa suurin selkeys on ilmeisesti saavutettu peruskäsitteiden määrittelyssä sekä alkeisrakenteiden ja -ilmiöiden tunnistamisessa. Perinnöllisyyden kromosomiteorian kehittäminen, mutaatioprosessin analyysi ja kromosomien, faagien ja virusten rakenteen tutkiminen paljasti elementaaristen geneettisten rakenteiden ja niihin liittyvien ilmiöiden organisoinnin pääpiirteet. Tiedetään, että tämän tason päärakenteet (sukupolvelta toiselle siirrettyjen perinnöllisten tietojen koodit) ovat DNA:ta, jonka pituus on erotettu koodielementeiksi - typpipitoisten emästen kolmoisiksi, jotka muodostavat geenejä.
Geenit tällä elämänorganisaation tasolla edustavat perusyksiköitä. Tärkeimmät geeneihin liittyvät alkeisilmiöt voidaan pitää niiden paikallisia rakennemuutoksia (mutaatioita) ja niihin tallennetun tiedon siirtymistä solunsisäisiin ohjausjärjestelmiin.
Kovarianttireuplikaatio tapahtuu matriisiperiaatteen mukaisesti katkaisemalla DNA:n kaksoiskierteen vetysidokset DNA-polymeraasientsyymin osallistuessa. Sitten kukin säikeistä rakentaa itselleen vastaavan säikeen, jonka jälkeen uudet säikeet kytkeytyvät komplementaarisesti toisiinsa.Komplementaaristen juosteiden pyrimidiini- ja puriiniemäkset ovat vetysidoksia toisiinsa DNA-polymeraasin avulla. Tämä prosessi on erittäin nopea. Siten noin 40 tuhannesta emäsparista koostuvan Escherichia colin DNA:n itsekokoaminen vaatii vain 100 s. Geneettinen informaatio siirtyy ytimestä mRNA-molekyylien avulla sytoplasmaan ribosomeihin ja osallistuu siellä proteiinisynteesiin. Tuhansia aminohappoja sisältävä proteiini syntetisoituu elävässä solussa 5–6 minuutissa, kun taas bakteereissa se on nopeampaa.
Pääohjausjärjestelmät sekä konvariantissa reduplikaatiossa että solunsisäisessä tiedonsiirrossa käyttävät "matriisiperiaatetta", ts. ovat matriiseja, joiden viereen rakennetaan vastaavat tietyt makromolekyylit. Tällä hetkellä nukleiinihappojen rakenteeseen upotettua koodia, joka toimii matriisina spesifisten proteiinirakenteiden synteesissä soluissa, selvitetään onnistuneesti. Matriisikopiointiin perustuva reduplikaatio säilyttää geneettisen normin lisäksi myös poikkeamat siitä, ts. mutaatiot (evoluutioprosessin perusta). Molekyyligeneettisen tason riittävän tarkka tuntemus on välttämätön edellytys kaikilla muilla elämänorganisaation tasoilla tapahtuvien elämänilmiöiden selkeälle ymmärtämiselle.
Yksi yleisen taustakosmin komponenteista. sähköposti magn. säteilyä. R. i. jakautuu tasaisesti taivaanpallolle ja vastaa voimakkuudeltaan täysin mustan kappaleen lämpösäteilyä lämpötilassa n. 3 K, löysi Amer. tutkijat A. Penzias ja ... Fyysinen tietosanakirja
RELICT-säteily, joka täyttää universumin kosmisella säteilyllä, jonka spektri on lähellä täysin mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on noin 3 K. Se havaitaan useista mm:stä kymmeniin cm:iin, lähes isotrooppisesti. Alkuperä...... Nykyaikainen tietosanakirja
Taustakosminen säteily, jonka spektri on lähellä täysin mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on n. 3 K. Se havaitaan useista mm:stä kymmeniin cm:iin, lähes isotrooppisesti. Jäännössäteilyn alkuperä liittyy ... Suuri tietosanakirja
taustasäteilyä- Taustakosminen radiosäteily, joka muodostui maailmankaikkeuden kehityksen alkuvaiheessa. [GOST 25645.103 84] Aiheet ehdottavat fyysistä tilaa. avaruus FI jäännesäteily… Teknisen kääntäjän käsikirja
Kosminen taustasäteily, jonka spektri on lähellä mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on noin 3°K. Se havaitaan aallonpituuksilla muutamasta millimetristä kymmeniin senttimetreihin, lähes isotrooppisesti. Jäännössäteilyn alkuperä ...... tietosanakirja
Sähkömagneettinen säteily, joka täyttää universumin havaittavan osan (katso Universe). R. i. oli olemassa jo maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheessa ja sillä oli tärkeä rooli sen kehityksessä; on ainutlaatuinen tietolähde hänen menneisyydestään... Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja
CMB-säteilyä- (lat. relicium jäänne) kosminen sähkömagneettinen säteily, joka liittyy maailmankaikkeuden evoluutioon, joka alkoi kehittyä "alkuräjähdyksen" jälkeen; kosminen taustasäteily, jonka spektri on lähellä täysin mustan kappaleen spektriä ... ... Modernin luonnontieteen alku
Taustatilaa säteilyä, jonka spektri on lähellä täysin mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on n. 3 K. Havaittu useilta aalloilla. mm:stä kymmeniin cm:iin, lähes isotrooppisesti. R:n alkuperä ja. liittyy maailmankaikkeuden evoluutioon, paratiisiin menneisyydessä ... ... Luonnontiede. tietosanakirja
Kosminen taustasäteily, jonka spektri on lähellä täysin mustan kappaleen spektriä, jonka lämpötila on 2,7 K. R. i. liittyy maailmankaikkeuden evoluutioon, jolla oli kaukaisessa menneisyydessä korkea lämpötila ja säteilytiheys ... ... Tähtitieteellinen sanakirja
Kosmologia Maailmankaikkeuden ikä Alkuräjähdys Kosminen etäisyys Jäännössäteily Kosmologinen tilayhtälö Pimeä energia Piilotettu massa Friedmannin universumi Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Muodostuminen ... Wikipedia
Kirjat
- Pöytien sarja. Universumin evoluutio (12 taulukkoa), . 12 arkin opetusalbumi. Artikkeli - 5-8676-012. tähtitieteelliset rakenteet. Hubblen laki. Friedman malli. Universumin evoluutiojaksot. varhainen universumi. primaarinen nukleosynteesi. Jäänne…
- Kosmologia, Steven Weinberg. Nobel-palkitun Steven Weinbergin monumentaalinen monografia tiivistää tulokset kahden viime vuosikymmenen aikana saavutetusta edistyksestä modernissa kosmologiassa. Hän on ainutlaatuinen…
Mikroaaltotaustasäteily (CMB)
- kosminen säteilyä, jonka spektriominaisuus lämpötilassa n. ZK; määrittää universumin taustasäteilyn voimakkuuden lyhytaaltoradioalueella (sentti-, millimetri- ja submillimetriaaloilla). Sille on ominaista korkein isotropia (intensiteetti on lähes sama kaikkiin suuntiin). M. f. ja. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) vahvisti ns. , antoi tärkeimmät kokeelliset todisteet ajatusten puolesta maailmankaikkeuden laajenemisen isotropiasta ja sen homogeenisuudesta suurissa mittakaavassa (katso ).Kuuman maailmankaikkeuden mallin mukaan laajenevan universumin aineella oli aikaisemmin paljon suurempi tiheys kuin nyt ja erittäin korkea lämpötila. klo T> 10 8 K primääri, joka koostui protoneista, heliumioneista ja elektroneista, jatkuvasti emittoivista, siroavista ja absorboivista fotoneista, oli täydessä säteilyssä. Universumin myöhemmän laajenemisen aikana plasman ja säteilyn lämpötila laski. Hiukkasten vuorovaikutus fotonien kanssa ei enää ehtinyt merkittävästi vaikuttaa säteilyspektriin ominaisen laajenemisajan aikana (tässä vaiheessa universumista oli tullut paljon pienempi kuin yksikkö bremsstrahlungin suhteen). Kuitenkin, vaikka säteilyn ja aineen vuorovaikutusta ei olisikaan, universumin laajenemisen aikana mustan kappaleen säteilyspektri pysyy mustakappaleena, vain säteilyn lämpötila laskee. Vaikka lämpötila ylitti 4000 K, primääriaine oli täysin ionisoitunut, fotonien etäisyys sirontatapahtumasta toiseen oli paljon pienempi. 4000 K:ssa esiintyi protoneja ja elektroneja, plasma muuttui neutraalien vety- ja heliumiatomien seokseksi, maailmankaikkeus muuttui täysin läpinäkyväksi säteilylle. Jatkolaajentumisensa aikana säteilyn lämpötila jatkoi laskuaan, mutta säteilyn mustakappaleluonne säilyi jäännöksenä, "muistona" maailman evoluution alkukaudesta. Tämä säteily löydettiin ensin 7,35 cm:n aallonpituudella ja sitten muilla aallonpituuksilla (0,6 mm - 50 cm).
Temp-ra M. f. ja. 10 % tarkkuudella osoittautui 2,7 K:ksi. tämän säteilyn fotonien energia on erittäin pieni - 3000 kertaa pienempi kuin näkyvän valon fotonien energia, mutta M. f.:n fotonien määrä. ja. hyvin suuri. Jokaista maailmankaikkeuden atomia kohden on ~ 10 9 fotonia M. f. ja. (keskimäärin 400-500 fotonia per 1 cm 3).
Yhdessä suoran menetelmän lämpötilan määrittämiseksi M. f. ja. - säteilyspektrin energian jakautumiskäyrän mukaan (katso), on olemassa myös epäsuora menetelmä - tähtienvälisessä väliaineessa olevien molekyylien alempien energiatasojen populaation mukaan. Fotonin absorptiossa M. f. ja. molekyyli liikkuu pääosasta tilasta innostuneeksi. Mitä korkeampi säteilylämpötila on, sitä suurempi on niiden fotonien tiheys, joiden energia riittää molekyylien virittämiseen, ja sitä suurempi niiden osuus on viritetyllä tasolla. Kiihtyneiden molekyylien lukumäärän (tasopopulaatio) perusteella voidaan arvioida herättävän säteilyn lämpötila. Näin ollen havainnot optinen Tähtienvälisen syanogeenin (CN) absorptioviivat osoittavat, että sen alemmat energiatasot ovat asuttuja ikään kuin CN-molekyylit olisivat kolmen asteen mustan kappaleen säteilykentässä. Tämä tosiasia todettiin (mutta ei täysin ymmärretty) jo vuonna 1941, kauan ennen M. f.:n löytämistä. ja. suoria havaintoja.Ei tähtiä ja radiogalakseja, eivätkä kuumia galakseja. kaasu eikä tähtienvälisen pölyn näkyvän valon uudelleensäteily voi tuottaa säteilyä, joka lähestyy St. ja .: tämän säteilyn kokonaisenergia on liian korkea, eikä sen spektri muistuta tähtien spektriä eikä radiolähteiden spektriä (kuva 1). Tämä, samoin kuin intensiteetin vaihteluiden lähes täydellinen puuttuminen taivaanpallolla (pienimuotoiset kulmavaihtelut), todistaa M. f.:n kosmologisen, jäännösperäisen alkuperän. ja.
M. f.:n vaihtelut. ja.
Pienten erojen havaitseminen intensiteetissä M. f. ja., saatu taivaanpallon eri osista, antaisi meille mahdollisuuden tehdä useita johtopäätöksiä aineen ensisijaisten häiriöiden luonteesta, jotka myöhemmin johtivat galaksien ja galaksiklustereiden muodostumiseen. Nykyaikaiset galaksit ja niiden klusterit muodostuivat aineen tiheyden merkityksettömän amplitudi-epähomogeenisuuden kasvun seurauksena, joka oli olemassa ennen vedyn rekombinaatiota universumissa. Kaikille kosmologisille Mallissa voidaan löytää epähomogeenisuuksien amplitudin kasvulaki universumin laajenemisen aikana. Jos tiedät, mitkä olivat aineen epähomogeenisuuden amplitudit rekombinaation aikana, voit määrittää, kuinka kauan ne voisivat kasvaa ja muodostua yhtenäisiksi. Sen jälkeen alueiden, joiden tiheys on paljon keskimääräistä suurempi, olisi pitänyt erottua yleisestä laajenevasta taustasta ja synnyttää galakseja ja niiden klustereita. Vain jäännössäteily voi "kertoa" alkuperäisen tiheyden epähomogeenisuuksien amplitudista rekombinaatiohetkellä. Koska ennen rekombinaatiota säteily oli jäykästi sidottu aineeseen (elektronit siroittivat fotoneja), aineen tilajakauman epähomogeenisuudet johtivat säteilyn energiatiheyden epähomogeenisuuteen eli säteilylämpötilan eroon universumin alueilla, joilla on eri tiheys. Kun rekombinaation jälkeen aine lakkasi olemasta vuorovaikutuksessa säteilyn kanssa ja tuli sille läpinäkyväksi, M. f. ja. Sen piti säilyttää kaikki tiedot tiheyden epähomogeenisuudesta universumissa rekombinaatiojakson aikana. Jos epähomogeenisuuksia oli olemassa, niin lämpötila M. f. ja. pitäisi vaihdella havaintosuunnan mukaan. Kokeilut odotettujen vaihteluiden havaitsemiseksi eivät kuitenkaan ole vielä riittävän tarkkoja. Ne antavat vain ylärajat vaihteluarvoille. Pienissä kulma-asteikoissa (yhdestä kaaren minuutista kuuteen kaariasteeseen) vaihtelut eivät ylitä 10 -4 K. Hakee M. f:n vaihteluja. ja. monimutkaistaa myös se, että taustan vaihteluihin vaikuttaa diskreetti kosmiset. radiolähteet, Maan ilmakehän säteily vaihtelee jne. Kokeet suurilla kulma-asteikoilla osoittivat myös, että M. f. ja. käytännössä ei riipu havaintosuunnasta: poikkeamat eivät ylitä K. Saatujen tietojen ansiosta universumin laajenemisen anisotropia-asteen arviota oli voitu pienentää kertoimella 100 verrattuna tiedoista saatuun arvioon "väistyvien" galaksien suorista havainnoista.
M. f. ja. "uusi ilmana".
M. f. ja. isotrooppinen vain "väistyviin" galakseihin liittyvässä koordinaattijärjestelmässä, ns. comoving vertailukehys (tämä kehys laajenee maailmankaikkeuden mukana). Missä tahansa muussa koordinaattijärjestelmässä säteilyn voimakkuus riippuu suunnasta. Tämä seikka avaa mahdollisuuden mitata Auringon nopeutta suhteessa koordinaattijärjestelmään, joka liittyy M. f. ja. Doppler-ilmiöstä johtuen liikkuvaa tarkkailijaa kohti etenevien fotonien energia on todellakin suurempi kuin häntä umpeen, huolimatta siitä, että M. f.:hen liittyvässä järjestelmässä. eli niiden energiat ovat yhtä suuret. Siksi tällaisen tarkkailijan säteilylämpötila osoittautuu riippuvaiseksi suunnasta: , missä T 0 - vrt. säteilyn lämpötila taivaalla, v- tarkkailijan nopeus, - nopeusvektorin ja havaintosuunnan välinen kulma.
Jäännössäteilyn dipolianisotropia, joka liittyy aurinkokunnan liikkeeseen tämän säteilyn kenttään nähden, on nyt vakiintunut (kuva 2): Leijonan tähdistön suunnassa lämpötila M. f. ja. 3,5 mK keskiarvon yläpuolella ja vastakkaiseen suuntaan (Vesimiehen tähdistö) saman verran alle keskiarvon. Näin ollen Aurinko (yhdessä Maan kanssa) liikkuu suhteessa M. f. ja. nopeudella n. 400 km/s kohti Leijonan tähdistöä. Havaintojen tarkkuus on niin korkea, että kokeet mittaavat Maan nopeuden Auringon ympäri, joka on 30 km/s. Kun otetaan huomioon Auringon nopeus galaksin keskustan ympärillä, on mahdollista määrittää galaksin nopeus suhteessa magneettikenttään. ja. Se on 600 km/s. Periaatteessa on olemassa menetelmä, jolla voidaan määrittää rikkaiden galaksijoukkojen nopeudet suhteessa taustasäteilyyn (katso ).
Spektri M. f. ja.
Kuvassa 1 esittää olemassa olevat kokeelliset tiedot M. f. ja. ja energian jakautumisen Planck-käyrä täysin mustan kappaleen, jonka lämpötila on 2,7 K, tasapainosäteilyn spektrissä. Koepisteiden sijainnit ovat hyvin sopusoinnussa teoreettisen kanssa. kiero. Tämä on vahva vahvistus kuuman universumin mallille.
Huomaa, että senttimetri- ja desimetriaaltojen alueella mitataan lämpötilan M. f. ja. mahdollista maan pinnalta radioteleskooppien avulla. Millimetri- ja erityisesti submillimetrialueilla ilmakehän säteily häiritsee M. f:n havaintoja. ja siksi mittaukset suoritetaan laajakaistalla, joka on asennettu ilmapalloihin (sylintereihin) ja raketteihin. Arvokasta tietoa spektristä M. t. ja. millimetrin alueella saatiin tähtienvälisen väliaineen molekyylien absorptioviivojen havainnoista kuumien tähtien spektrissä. Kävi ilmi, että tärkein vaikutus M. f:n energiatiheyteen. ja. antaa 6 - 0,6 mm säteilyä, jonka lämpötila on lähellä 3 K. Tällä aallonpituusalueella energiatiheys M. f. ja. \u003d 0,25 eV / cm 3.
Monet kosmologiset teoriat ja teoriat galaksien muodostumisesta, jotka tarkastelevat aineen ja antiaineen prosesseja, kehittyneiden, laajamittaisten potentiaalisten liikkeiden hajoamista, primääristen pienten massojen haihtumista, epävakaiden hajoamista, ennustavat keinoja. energian vapautuminen maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheessa. Samanaikaisesti mikä tahansa energian vapautuminen align="absmiddle" width="127" height="18"> vaiheessa, jolloin M. f. ja. muuttunut jopa 3 K:ksi, sen olisi pitänyt vääristää huomattavasti mustan kappaleen spektriä. Siten M. f.:n spektri. ja. sisältää tietoa maailmankaikkeuden lämpöhistoriasta. Lisäksi tämä tieto osoittautuu eriytetyksi: energian vapautuminen jokaisessa kolmessa laajennusvaiheessa (K; 3T 4000 K). Tällaisia energeettisiä fotoneja on hyvin vähän (n. 10 -9 niiden kokonaismäärästä). Siksi neutraalien atomien muodostumisesta syntyvän rekombinaatiosäteilyn on täytynyt vääristää voimakkaasti magneettikentän spektriä. ja. 250 μm:n aalloilla.Aine voi kokea toisen lämpenemisen galaksien muodostumisen aikana. Spektri M. f. ja. saattaa myös muuttua tässä tapauksessa, koska jäännösfotonien sironta kuumien elektronien toimesta lisää fotonien energiaa (katso ). Erityisen voimakkaita muutoksia tapahtuu tässä tapauksessa spektrin lyhyen aallonpituuden alueella. Yksi käyristä, joka osoittaa mahdollisen M. f:n spektrin vääristymisen. i., joka on esitetty kuvassa. 1 (katkoviiva). Saatavilla olevat muutokset M. t.:n spektrissä. ja. osoitti, että aineen toissijainen kuumeneminen maailmankaikkeudessa tapahtui paljon myöhemmin kuin rekombinaatio.
M. f. ja. ja kosmiset säteet.
Avaruus Säteet (suurenergiset protonit ja ytimet; ultrarelatiiviset elektronit, jotka määräävät meidän ja muiden metrialueen galaksiemme radiosäteilyn) kuljettavat tietoa jättimäisistä räjähdysprosesseista tähdissä ja galaktisissa ytimissä, joissa ne syntyvät. Kuten kävi ilmi, korkeaenergisten hiukkasten elinikä universumissa riippuu suurelta osin M. f.:n fotoneista. ja., joilla on vähän energiaa, mutta erittäin lukuisia - niitä on miljardi kertaa enemmän kuin atomeja maailmankaikkeudessa (tämä suhde säilyy universumin laajenemisprosessissa). Ultrarelativististen elektronien törmäyksessä kosmisia. säteet fotoneilla M. f. ja. energia ja vauhti jakautuvat uudelleen. Fotonin energia moninkertaistuu ja radiofotoni muuttuu röntgenfotoniksi. säteilyä, kun taas elektronin energia muuttuu merkityksettömästi. Koska tämä prosessi toistetaan monta kertaa, elektroni menettää vähitellen kaiken energiansa. Havaittu satelliiteista ja radioaktiivisista raketteista. taustasäteily näyttää johtuvan osittain tästä prosessista.
Protonit ja supersuurienergiset ytimet ovat myös M. f.:n fotonien vaikutuksen alaisia. ja .: törmäyksissä niiden kanssa ytimet halkeavat ja törmäykset protonien kanssa johtavat uusien hiukkasten syntymiseen (elektroni-positroniparit, -mesonit jne.). Tämän seurauksena protonien energia laskee nopeasti kynnykseen, jonka alapuolella hiukkasten luominen tulee mahdottomaksi energian ja liikemäärän säilymisen lakien mukaan. Käytäntö liittyy näihin prosesseihin. poissaolo avaruudesta hiukkassäteet, joiden energia on 10 20 eV, sekä pieni määrä raskaita ytimiä.
Lit.:
Zel'dovich Ya.B., "Kuuma" universumin malli, UFN, 1966, v. 89, c. 4, s. 647; Weinberg S., Kolme ensimmäistä minuuttia, käänn. Englannista, M., 1981.
Kuten lukija on jo luultavasti huomannut, radioastronomian historia on kehittynyt niin, että tärkeimmät löydöt tällä tieteenalalla tehtiin sattumalta. Radioastronomian alku syntyi, kun Jansky löysi vahingossa avaruudesta Maahan tulevia erillisiä säteilylähteitä. Kun tutkitaan
Radioaaltojen välkkymisen ilmiöt vahingossa, toissijaisena, mutta paljon tärkeämpänä tuloksena löydettiin pulsarit.
Toinen aikamme suuri löytö tehtiin aivan odottamatta niille, jotka löysivät uuden ilmiön. Vuonna 1965 Penzias ja Wilson, kaksi radioasiantuntijaa Bellin puolesta, tutkivat yhtä herkimmistä radioaaltojen vastaanottamiseen tarkoitetuista laitteista ja tekivät siihen parannuksia poistaakseen kaikkien mahdollisten häiriöiden vaikutukset. Kun he pitkän työn jälkeen tulivat siihen tulokseen, että he olivat tehneet kaiken tähän suuntaan ja maanpäällisten radiosäteilylähteiden vaikutus pitäisi tuhota kokonaan, kävi ilmi, että taivaalle suunnattu vastaanottolaite jatkaa vastaanottamista, vaikka erittäin heikko, mutta varmasti rekisteröity radiolähetys. Sen erikoisuus oli, että säteilyn intensiteetti osoitti lähes tiukkaa pysyvyyttä kaikkiin suuntiin, lukuun ottamatta tietysti niitä, joissa erilliset kosmiset radiosäteilysatulat sijaitsevat.
Tehdyn löydön merkitys tuli selväksi, kun lisätutkimukset osoittivat, että tulevan säteilyn jakautuminen aallonpituuksille vastaa "mustan kappaleen" säteilyä. Se johtuu siitä, että kehon lämpötila on erittäin alhainen: 3 kelviniä (Kelvin) Wienin lain mukaisesti (λ m · T = 0,2897) suurin säteilyenergia tässä lämpötilassa putoaa noin 1 mm:n aallonpituudella.
Havaitun radiosäteilyn intensiteetin lähes täydellisestä riippumattomuudesta suunnasta (sen isotropiasta) seuraa, että tämä säteily läpäisee maailmankaikkeuden, se täyttää kaiken tähtien ja galaksien välisen tilan. Energian jakautuminen spektrissä lain mukaan absoluuttisen mustalle kappaleelle, jonka lämpötila on 3 K, osoittaa, että tämä säteily ei ole tähtien, sumujen ja galaksien muuntunutta säteilyä, vaan se on itsenäinen aine, joka täyttää universumin tilan. . Siksi sitä kutsutaan taustasäteilyksi.
