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…
MIKROAALTOTAUSTAA
(jäännesäteily) - kosminen. säteilyä, jolla on spektriominaisuus täysin musta runko lämpötilassa n. 3 K; määrittää universumin taustasäteilyn voimakkuuden senttimetri-, millimetri- ja submillimetriradioaaltojen alueella. Sille on ominaista korkein isotropia (intensiteetti on lähes sama kaikkiin suuntiin). Avaus M. f. ja. [MUTTA. Penzias (A. Penzias), P. Wilson (R. Wilson), 1965] vahvisti ns. kuuman universumin teoria, antoi tärkeimmän kokeen. todisteita maailmankaikkeuden laajenemisen isotropian ja sen homogeenisyyden käsitteen puolesta suuressa mittakaavassa (ks. kosmologia).
Kuuman maailmankaikkeuden teorian mukaan laajenevan maailmankaikkeuden aineella oli ennen paljon suurempi tiheys kuin nykyään ja erittäin korkea lämpötila. klo T> 10 8 K primaariplasma, joka koostui protoneista, heliumioneista ja elektroneista, joka emittoi, siroi ja absorboi fotoneja, oli täysin termodynaamisesti. tasapaino säteilyn kanssa. Universumin myöhemmän laajenemisen aikana plasman ja säteilyn nopeus laski. Hiukkasten vuorovaikutus fotonien kanssa ei enää ehtinyt merkittävästi vaikuttaa emissiospektriin ominaislaajentumisajan aikana ( optinen paksuus universumin kautta bremsstrahlung tähän mennessä on tullut paljon vähemmän kuin yhtenäisyys). Kuitenkin, vaikka säteilyn ja aineen välinen vuorovaikutus puuttuisi kokonaan, universumin laajenemisen aikana mustan kappaleen säteilyspektri pysyy mustakappaleena, vain sen nopeus laskee. Vaikka lämpötila ylitti 4000 K, primaariaine oli täysin ionisoitunut, fotonien etäisyys sirontatapahtumasta toiseen oli paljon pienempi. tapahtumahorisontti universumissa. klo T< 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, плазма превратилась в смесь нейтральных атомов водорода и гелия. Вселенная стала полностью прозрачной для излучения. В ходе её дальнейшего расширения темп-pa излучения продолжала падать, но чернотельный характер излучения сохранился как реликт или "память" о раннем периоде эволюции мира. Это излучение было обнаружено сначала на волне 7,35 см, а затем и на др. волнах (от 0,6 мм до 50 см).
Temp-pa M. f. ja. 10 %:n tarkkuudella oli yhtä suuri kuin 2,7 K. Cp. tämän säteilyn fotonienergia on erittäin pieni - 3000 kertaa pienempi kuin näkyvän valon fotonienergia, mutta fotonien lukumäärä M. f. ja. hyvin suuri. Jokaista maailmankaikkeuden atomia kohden on ~ 10 9 fotonia M. f. ja. (vrt. 400-500 fotonia / cm3).
Yhdessä suoran menetelmän lämpötilan määrittämiseksi M. f. i. - säteilyspektrin energian jakautumiskäyrän mukaan ( katso Planckin säteilylaki) - on myös epäsuora menetelmä - alemman väestön mukaan. molekyylien energiatasot tähtienvälisessä väliaineessa. Fotonin absorptiossa M. f. ja. molekyyli liikkuu pääosasta tilasta innostuneeksi. Mitä suurempi säteilynopeus, sitä suurempi on niiden fotonien tiheys, joiden energia riittää molekyylien virittämiseen, ja sitä suurempi niiden osuus on viritetyllä tasolla. Kiihtyneiden molekyylien (tasopopulaatioiden) lukumäärän mukaan voidaan arvioida herättävän säteilyn lämpötila. Näin ollen havainnot optinen tähtienvälisen syanogeenin (CN) absorptioviivat osoittavat, että sen pienempi. energiatasot asutetaan 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, ei kuumia galakseja. kaasu, eikä tähtienvälisen pölyn aiheuttama näkyvän valon uudelleenemissio, voi tuottaa säteilyä, joka lähestyy ominaisuuksiltaan M. f.:tä. ja.; tämän säteilyn kokonaisenergia on liian korkea, eikä sen spektri muistuta tähtien tai radiolähteiden spektriä (kuva 1). Tämä, samoin kuin lähes täydellinen intensiteetin vaihteluiden puuttuminen taivaanpallolta (pienimuotoiset kulmavaihtelut), todistaa kosmologisen. jäännösalkuperä M. f. ja.
Riisi. 1. Universumin mikroaaltotaustasäteilyn spektri [intensiteetti erg/(cm 2 *s*sr*Hz)]. Koe. pisteet on piirretty mittausvirheiden merkinnällä. Pisteet CN, CH vastaavat vastaavien tähtienvälisten molekyylien tasopopulaatiosta saatuja tuloksia säteilylämpötilan ylärajan (näkyy nuolella) määrittämisestä.
M. f.:n vaihtelut. ja. Pienten erojen havaitseminen M. f:n intensiteetissä. ja., saatu taivaanpallon eri osista, antaisi meille mahdollisuuden tehdä useita johtopäätöksiä aineen ensisijaisten häiriöiden luonteesta, jotka myöhemmin johtivat galaksien ja galaksiklustereiden muodostumiseen. Moderni galaksit ja niiden klusterit muodostuivat amplitudiltaan merkityksettömien aineen tiheyden epähomogeenisuuksien kasvun seurauksena, jotka olivat olemassa ennen vedyn rekombinaatiota universumissa (ks. Ensisijaiset vaihtelut 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 erota yleisestä laajenevasta taustasta ja synnyttää galakseja ja niiden klustereita (ks. Universumin laajamittainen rakenne). Vain jäännössäteily voi "kertoa" alkuperäisen tiheyden epähomogeenisuuksien amplitudista rekombinaatiohetkellä. Koska ennen rekombinaatiota säteily oli jäykästi sidottu aineeseen (elektronit siroittivat fotoneja), aineen spatiaalisen jakautumisen epähomogeenisuus johti säteilyn energiatiheyden epähomogeenisuuteen eli säteilylämpötilaeroon universumin eri tiheydellä olevilla alueilla. 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 heterogeenisuutta oli olemassa, niin vauhti-pa M. f. ja. pitäisi vaihdella havaintosuunnan mukaan. Kokeet odotettujen vaihteluiden havaitsemiseksi eivät kuitenkaan ole vielä tuottaneet mitattavissa olevia arvoja. Ne mahdollistavat vain huipun, vaihteluarvojen rajan näyttämisen. Pienissä kulmissa asteikot (yhdestä kaariminuutista kuuteen kaariasteeseen) vaihtelut eivät ylitä 10 -4 K. Hakee vaihteluja M. f. ja. monimutkaistaa myös se, että taustan vaihteluihin vaikuttaa diskreetti kosmiset. radiolähteet, maapallon ilmakehän säteily vaihtelee jne. Kokeita suurista kulmista. asteikot osoittivat myös, että M. f. ja. käytännössä ei riipu havaintosuunnasta: poikkeamat eivät ylitä 4 * 10 -3 K. Saadut tiedot mahdollistivat arviota maailmankaikkeuden laajenemisen anisotropiasta kertoimella 100 verrattuna arvio suorista "väistyvien" galaksien 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 M. f:hen liittyvään koordinaattijärjestelmään. ja. Todellakin johtuen vaikuttaa doppleriin liikkuvaa havainnoijaa kohti etenevien fotonien energia on suurempi kuin häntä kiinni saavilla fotoneilla huolimatta siitä, että M. f. eli niiden energiat ovat yhtä suuret. Siksi tällaisen tarkkailijan säteilynopeus osoittautuu riippuvaiseksi suunnasta: missä on taivaan keskimääräinen säteilynopeus, on tarkkailijan nopeus, on nopeusvektorin ja havainnointisuunnan välinen kulma.
Riisi. 2. Mikroaaltotaustasäteilyn kirkkauden jakautuminen taivaanpallolla. Numerot kuvaavat poikkeamia keskimääräisestä mikroaaltotaustalämpötilasta koko pallolla mK-yksikköinä.
Aurinkokunnan liikkeeseen liittyvän jäännössäteilyn anisotropia tämän säteilyn kenttään nähden on tähän mennessä vakiintunut (kuva 2), sillä on dipoliluonne; tähtikuvion suuntaan Leo temp-pa M. f. ja. 3,5 * 10 -3 K ylittää keskiarvon ja vastakkaisessa suunnassa (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 M. f. ja. Se on km/s. Periaatteessa on olemassa menetelmä, jolla voidaan määrittää rikkaiden galaksijoukkojen nopeudet suhteessa taustasäteilyyn (ks. galaksiklusterit).
Spektri M. f. ja. Kuvassa 1 näyttää olemassa olevat kokeet. tiedot M. f. ja. ja Planckin energian jakautumiskäyrä koelämpötilan mustan kappaleen tasapainosäteilyspektrissä. kohdat ovat hyvin sopusoinnussa teoreettisen kanssa käyrä, joka on vahva vahvistus kuuman universumin mallille.
Huomaa, että senttimetri- ja desimetriaaltojen alueella mitataan lämpötilan M. f. ja. mahdollista maan pinnalta. Millimetrin ja erityisesti alimillimetrin alueilla ilmakehän säteily häiritsee M. f:n havaintoja. ja siksi mittaukset suoritetaan laajakaistabolometreillä, jotka on asennettu ilmapalloihin (sylintereihin) ja raketteihin. Arvokasta tietoa M. f:n spektristä. ja. millimetrialueella, joka on saatu molekyylien absorptioviivojen havainnoista tähtienvälinen väliaine kuumien tähtien spektrissä. Kävi ilmi, että tärkein osuus energiatiheyteen M. f. ja. antaa säteilyä, jonka aallonpituus on 6 - 0,6 mm ja jonka lämpötila on lähellä 3 K. Tällä aallonpituusalueella energiatiheys M. f. i.eV/cm3.
Yksi kokeista M. f.:n vaihteluiden määrittämiseksi. ja., sen dipolikomponentti ja yläosa, kvadrupolisäteilyn rajat suoritettiin satelliitilla "Prognoz-9" (USSR, 1983). Kulma laitteiston resoluutio oli n. Rekisteröity lämpökontrasti ei ylittänyt K.
Monet kosmologiset galaksien muodostumisen teorioita ja teorioita, jotka käsittelevät prosesseja tuhoaminen. aine ja antimateria, kehittyneiden hajoaminen turbulenssi, laajamittaiset mahdolliset liikkeet, primääriaineen haihtuminen mustat aukot pieni massa, epävakaiden alkuainehiukkasten hajoaminen, ennustavat siksi energian vapautumista maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheessa. Samaan aikaan mikä tahansa energian vapautuminen vaiheessa, jolloin lämpötila M. f. ja. muuttunut 3·10 8 K:sta 3 K:ksi, sen olisi pitänyt vääristää huomattavasti mustan kappaleen spektriään. T.o., spektri M.f. ja. sisältää tietoa maailmankaikkeuden lämpöhistoriasta. Lisäksi tämä tieto osoittautuu eriytetyksi: energian vapautuminen jokaisessa laajenemisvaiheessa
Erityiset puhelut. spektrin vääristymä. Ensimmäisessä vaiheessa spektri on eniten vääristynyt LW-alueella, toisessa ja kolmannessa - lyhyen aallonpituuden alueella. Itse rekombinaatioprosessi myötävaikuttaa spektrin vääristymiseen HF-alueella. Rekombinaation aikana emittoivien fotonien energia on noin. 10 eV, mikä on kymmeniä kertoja suurempi kuin vrt. kyseisen aikakauden tasapainosäteilyn fotonien energia (pisteessä K). Tällaisia energeettisiä fotoneja on hyvin vähän (niiden kokonaismäärästä). Niin rekombinaatiosäteily, Neutraalien atomien muodostumisen aikana syntyneiden atomien olisi pitänyt vääristää voimakkaasti M. f:n spektriä. ja. aalloilla
Universumin aine voi kokea toisen lämpenemisen galaksien muodostumisen aikana. Spektri M. f. Compton-efekti). Erityisen voimakkaita muutoksia tapahtuu tässä tapauksessa spektrin HF-alueella. Yksi käyristä, joka osoittaa mahdollisen M. f:n spektrin vääristymisen. i., joka on esitetty kuvassa. 1 (katkoviiva). Saatavilla olevat muutokset M. f:n spektrissä. ja. osoitti, että aineen toissijainen kuumeneminen maailmankaikkeudessa tapahtui paljon myöhemmin kuin rekombinaatio.
fotoni kasvaa monta kertaa 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.
M.f.-fotonit vaikuttavat myös protoneihin ja supersuurienergisiin ytimiin. ja .: törmäyksissä niiden kanssa ytimet halkeavat ja törmäykset protonien kanssa johtavat uusien hiukkasten syntymiseen (elektro-positroniparit, pionit jne.). Tämän seurauksena protonien energia laskee nopeasti kynnysarvoon, jonka alapuolella hiukkasten tuotanto muuttuu mahdottomaksi energian ja liikemäärän säilymisen lakien mukaan. Käytäntö liittyy näihin prosesseihin. poissaolo avaruudesta hiukkassäteitä energialla 
sekä pieni määrä raskaita ytimiä.
Lit.: Zel'dovich Ya. B., "Hot Model" of the Universe, UFN, 1966, v. 89, s. 647; Weinberg S., Kolme ensimmäistä minuuttia, käänn. Englannista, M., 1981. P. A. Sunyaev.
- - 1) sähkömagneettisten aaltojen viritysprosessi ympäristössä värähtelemällä varautuneita hiukkasia; 2) itse sähkömagneettisia aaltoja kutsutaan myös säteilyksi niiden etenemisprosessissa tietyssä väliaineessa ...
Modernin luonnontieteen alku
TAUSTA Astrofysiikassa säteily on diffuusia ja käytännössä isotrooppista universumin sähkömagneettista säteilyä. Taustasäteilyn spektri ulottuu pitkistä radioaalloista gammasäteisiin. Taustasäteilyn osuus voi tulla etäisistä lähteistä, joita ei voida erottaa erikseen, ja ulkoavaruuden täyttävistä diffuusiaineista (kaasu, pöly). Taustasäteilyn tärkein komponentti on jäännesäteily.
TAUSTASÄTEILY - säteily, jota esiintyy ympäristössä normaaleissa olosuhteissa. Se tulee ottaa huomioon mitattaessa tietystä lähteestä tulevaa säteilyä.
CMB-säteilyä
Helpotusta säteilyä (tai kosmista mikroaaltotaustasäteilyä _en. kosmisesta mikroaaltotaustasäteilystä). Termi "jäännössäteily", jota yleensä käytetään venäjänkielisessä kirjallisuudessa, otettiin käyttöön Neuvostoliiton astrofyysikon I.S. Shklovsky - kosminen sähkömagneettinen säteily, jolla on korkea isotropia ja jonka spektri on ominaista täysin mustalle kappaleelle, jonka lämpötila on 2,725 K.
CMB:n olemassaolo ennustettiin teoreettisesti Big Bang -teorian puitteissa. Vaikka monia alkuperäisen Big Bang -teorian näkökohtia on nyt tarkistettu, perustekijät, jotka mahdollistivat CMB:n lämpötilan ennustamisen, eivät ole muuttuneet. Uskotaan, että jäännesäteily on säilynyt maailmankaikkeuden olemassaolon alkuvaiheista lähtien ja täyttää sen tasaisesti. Sen olemassaolo vahvistettiin kokeellisesti vuonna 1965. Kosmologisen punasiirtymän ohella CMB:tä pidetään yhtenä Big Bang -teorian tärkeimmistä vahvistuksista.
Säteilyn luonne
Alkuräjähdysteorian mukaan varhainen universumi oli kuuma plasma, joka koostui fotoneista, elektroneista ja baryoneista. Compton-ilmiön ansiosta fotonit olivat jatkuvasti vuorovaikutuksessa muiden plasmahiukkasten kanssa, kokien elastisia törmäyksiä niiden kanssa ja vaihtaen energiaa. Siten säteily oli termisessä tasapainossa aineen kanssa ja sen spektri vastasi täysin mustan kappaleen spektriä.
Universumin laajentuessa kosmologinen punasiirtymä sai plasman jäähtymään ja jossain vaiheessa elektronien oli energeettisesti parempi muodostaa atomeja yhdistymällä protonien - vetyytimien ja alfahiukkasten - heliumytimien kanssa. Tätä prosessia kutsutaan rekombinaatioksi. Tämä tapahtui plasman lämpötilassa noin 3 000 K ja universumin likimääräisen iän ollessa 400 000 vuotta. Siitä hetkestä lähtien fotonit lakkasivat sirouttamasta nyt neutraaleja atomeja ja pystyivät liikkumaan vapaasti avaruudessa käytännössä olematta vuorovaikutuksessa aineen kanssa. Tiettyä hetkeä vastaavaa havaittua palloa kutsutaan viimeiseksi sirontapinnaksi. Se on kaukaisin esine, joka voidaan havaita sähkömagneettisessa spektrissä.
Universumi, jota lähellä olevat lähteet (Maan ilmakehä, galaksin säteily jne.) eivät vääristä. Se on F. to. ja. täytyisi havaita laitteita, joilla on laaja näkökenttä galaksien väliseen tilaan. Valitettavasti tällainen kokeilu on mahdoton. Tähtitieteilijät tutkivat F. c. ja. käyttäen maanpäällisiä ja ilmakehän ulkopuolisia instrumentteja. Tässä suhteessa taustakomponentin erottaminen paikallisen ja galaktisen hajasäteilystä. luonto on vaikea tehtävä.
Usein taustaa kutsutaan. kaikki häiriöt, jotka vaikeuttavat signaalin erottamista erillisestä objektista: oma. instrumentin melu, röntgenraportit. tilan olemassaolon aiheuttamia laskureita. säteet, instrumentin näkökenttään putoava hajasäteily (erityisesti se voi olla myös F. to. ja. kun tarkkaillaan lähteitä, joiden kulma on pieni) jne. On syytä korostaa eroa F. - ja. . taustan käsitteestä tietyssä mielessä.
F:n tutkimus ja. edustaa itseään. kiinnostusta, koska se kuljettaa tietoa koko universumin täyttävästä säteilystä eli tietoa koko maailmankaikkeudesta. Lisäksi F. to. ja. voi sisältää suuren määrän yksitellen erottumattomien erillisten lähteiden säteilyä ja F. - ja -mittauksen. antaa joitain arvioita niiden ominaisuuksista.
Historiallisesti ensimmäinen ongelma, joka liittyy F. to. And.:iin, oli yötaivaan kirkkauden ongelma näkyvällä alueella. Sen yhteydessä muotoiltiin yksinkertaisin kosmologinen ongelma. testi, joka astui tieteen historiaan nimellä. Olbersin paradoksi tai fotometrinen paradoksi:äärettömässä homogeenisessa kiinteässä universumissa missä tahansa näkölinjassa meidän on nähtävä tähden pinta, eli koko taivaalla on oltava aurinkolevyn kirkkautta vastaava kirkkaus. On selvää, että tällainen universumin malli on ristiriidassa arkipäivän kokemuksemme kanssa - yötaivaan kirkkaus näkyvällä alueella on hyvin alhainen. Olbersin paradoksi on ratkaistu modernissa. universumin evoluutiomallit. Galaksit syntyivät n. 10 miljardia vuotta sitten universumin tähtien määrä oli niin pieni, että kosmologinen. horisontti ( ct~10 28 cm) tähtien peittämä osa taivaasta on mitätön. Lisäksi suurilla etäisyyksillä olevien tähtien säteily siirtyy IR-alueelle punasiirtymän vuoksi eikä vaikuta havaittuun taivaan kirkkauteen näkyvällä alueella.
Tarkka tieto yötaivaan kirkkaudesta (tarkemmin optisesta F.C.I.:stä, jonka intensiteetti on vähintään sata kertaa pienempi kuin yötaivaan kirkkaus, johon pääosan antavat ilmakehän hehku, eläinradan valo ja valo galaksin tähdet) asettaa vakavia rajoituksia tietyille galaksien evoluution malleille, niiden evoluution kirkkaan vaiheen kestolle "nuoren galaksin" vaiheessa jne.
Tähtitieteilijät eivät ole kiinnostuneita vain taivaan kirkkauden arvosta tietyllä aallonpituusalueella e-magn. spektri, mutta myös ang. taustasäteilyn voimakkuuden vaihtelut. Isotrooppisesti laajenevassa universumissa taustasäteilyn tulee olla isotrooppista: sen intensiteetti ei saa riippua suunnasta. Todellisen taustan isotropia helpottaa sen erottamista paikallisista hajasäteilyn lähteistä. Samaan aikaan, jos tärkein taustan lähde on erillisten lähteiden säteily, silloin hyvin pienissä kulmissa. koot, kun laite osuu näkökenttään vrt. yhden lähteen järjestyksessä, taustan intensiteetin tulisi vaihdella voimakkaasti siirryttäessä havaintoalueelta taivaalla toiselle. Näitä vaihteluja voidaan käyttää tilojen arvioimiseen. lähteiden jakautuminen sekä niiden jakautuminen virtausta pitkin.
F. to. and. luonteen analyysi. osoittaa, että useimmilla spektrin alueilla sen intensiteetin määräävät monet. kaukaiset erilliset säteilylähteet. Useilla F:n vaihteluvälillä ja. ei liity erillisiin lähteisiin. Sen olemassaolo on joko koko maailmankaikkeuden ominaisuus (ns. jäännössäteily) tai seuraus intergalaktisessa läsnäolosta. säteilevän aineen tila (kuuma intergalaktinen kaasu, kosmiset säteet).
Kuvassa 1 ja taulukossa. tiedot mittauksista ja arviot intensiteetistä F. ja.
Riisi. 1. Sähkömagneettisen taustasäteilyn spektri Universumi. Kiinteä viiva on havaintojen tuloksia, katkoviiva on teoreettisia arvioita; Iv in erg (cm 2. s. Hz. sr) -1.
Taustasäteilyn energiatiheys ja fotonien lukumäärä eri alueilla
Vain optisilla ja radiohavaintoalueilla F. - ja. voidaan tuottaa maan pinnalta. UV-, röntgentutkimus. ja spektrin g-kaistat tulivat mahdollisiksi vain ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen menestyksen ansiosta.
F:n määrärahat ja. Galaxyn säteilyn taustalla osoittautui vaikeaksi tehtäväksi. Kuvassa Kuva 2 esittää galaksin ja F.:n ja F.:n hajasäteilyn välistä suhdetta.
radioyhtye. L o n w o w o f r a d i o d i o n e ( v<600 МГц; l>50 cm). Radioteleskoopit vastaanottavat sekä FCT- että synkrotronisäteilyä relativistisista elektroneista galaksin tähtienvälisessä väliaineessa, mikä vaikeuttaa FCT:n eristämistä. Galaxyn synkrotronisäteily jakautuu erittäin epätasaisesti taivaalla. Kiinnostava on alue taivaalla min. kirkkauslämpötila T b vastaa 80 K taajuudella 178 MHz. On selvää, että tämä on huippu. kirkkauslämpötilan F. - ja -raja. tällä taajuudella. Valitse ekstragalaktinen komponentit on mahdollista vain, jos Galaxyn emissiospektri eroaa F. to. ja. Valitettavasti ne ovat tarpeeksi lähellä. Huolellinen analyysi osoittaa, että taustan kirkkauslämpötila taajuudella 178 MHz on lähellä 30 K ja spektriindeksi osuu yhteen vrt. säteilyn spektriindeksi radiogalaksit a = 0,75. Tämän avulla voit löytää kirkkauslämpötilan ja intensiteetin F. - ja. millä tahansa metrialueen aallonpituudella T b 30 (l/1,7 m) 2,75 K, Iv= 3. 10-19. (l/1,7 m) 0,75 erg (
katso 2. s. Hz. cf) -1. Spektriindeksien yhteensopivuus F. - ja. ja radiogalaksit johtivat olettamukseen, että pitkän aallon F. ja. edustaa kaukaisten voimakkaiden erillisten radiosäteilylähteiden kokonaissäteilyä: radiogalaksit ja kvasaarit. Kuitenkin havaittiin avaruuden galaksimme läheisyydessä. radiogalaksien tiheys ja niiden radioluminositeetti (ks. Kirkkaus) osoittautui riittämättömäksi selittämään F.:n ja. Vasta heikkojen (ja siten kaukaisten) radiolähteiden huolellisten laskelmien jälkeen oli mahdollista edetä tämän ongelman ratkaisemisessa. Lähteiden lukumäärän riippuvuus vuosta osoittautui paljon odotettua jyrkemmäksi. Tämä viittaa siihen, että aikaisemmin, kun universumi oli paljon nuorempi, radiolähteitä oli paljon tehokkaampia kuin nyt (tarkemmin sanottuna radiolähteitä oli enemmän tietylle määrälle galakseja). Siellä oli kosmologinen radiolähteiden kehitys. Kaukaisia voimakkaita radiogalakseja ja kvasaareita havaitaan nykyään heikkoina radiolähteinä. Kävi ilmi, että näitä on monia lähteet määrittelevät F. to. ja. pitkien radioaaltojen alueella.
Riisi. 2. Taustan energiatiheysten suhde maailmankaikkeuden säteily ja hajasäteily hamaitohappoperäinen; r eV / cm3.
infrapuna-alue(10 12 Hz< v<3 10 14 Гц; 1 мкм
Nykyajan herkkyys instrumentointi ei riitä muille kuin välituotteille. havainnot infrapuna F. ja. Kuvassa 1, 2 ja taulukko esittää teoreettisten tulosten. arviot kvasaarien ja galaktisten ytimien kokonaissäteilystä, jotka perustuvat yksittäisten lähteiden infrapunasäteilyn havaintoihin ja tietoihin niiden tiheydestä universumissa. Näkyvä alue<
1 µm). Näkyvän F.:n jakamiseen ja. havaitusta hajasäteilystä on vähennettävä suhteellisen lähellä olevien lähteiden säteily: ilmakehän emissio, eläinradan valo(Auringon valo, joka on hajallaan planeettojenväliselle pölylle), galaksin tähtien kiinteä valo. Ilmakehän päästöistä tulee merkityksettömiä Maan ilmakehän ulkopuolisissa havainnoissa. Maanpäällisissä havainnoissa sen poissulkemiseksi otetaan käyttöön korjaus, joka perustuu tutkimuksiin ilmakehän siirtymisestä eri kulmissa zeniittiin. Horoskooppivalon panos voidaan periaatteessa ottaa huomioon laukaisemalla kosminen laitteet, jotka ovat kohtisuorassa ekliptiikan tasoon nähden ~ 1 AU:n etäisyydellä. eli alueelle, jossa ei käytännössä ole planeettojen välistä pölyä. Toinen, nyt helpommin saavutettavissa oleva tapa on käyttää eläinradan pölyn luminesenssimalleja sekä näkyvän F. - ja -havaintoja. Fraunhofer-linjoilla, joissa auringon säteily on heikkoa ja siksi eläinradan valo on heikentynyt. Raketeista ja satelliiteista tulevan eläinradan valon ominaisuuksista tehdään intensiivisiä tutkimuksia, joiden tarkoituksena on eristää näkyvä F. ja. Kolmas tekijä voidaan arvioida valoisuuden ja tilan funktiosta. tähtien jakautuminen galaksissa. Tämä tekijä vaikuttaa Ch. epävarmuus ekstragalaktisen tutkimuksen tutkimuksessa. optinen komponentti. taivas hehkuu.
Maasta tehtyjen havaintojen aikana ei havaittu jälkiä isotrooppisesta näkyvästä komponentista F. - ja. Ylös. raja osoittautui noin 100 kertaa pienemmäksi kuin taivaan kokonaiskirkkaus näkyvällä alueella. Emissiospektrin tunteminen galakseja, niiden tiheyttä avaruudessa ja etäisyyksiä galakseihin, on mahdollista laskea niiden integraalinen säteily. Samalla käy ilmi, että panos näkyvään F. ja. anna säännöt. galaksit (tarkemmin sanottuna niiden muodostavien tähtien säteily).
On myös otettava huomioon, että jos intergalaktinen avaruus on täynnä tähtiä, tähtijoukkoja tai kääpiögalakseja, niitä on lähes mahdoton havaita nykyaikaisilla. havaintotekniikan taso. Tässä suhteessa näiden "valaisevien" esineiden panos vrt. aineen tiheys maailmankaikkeudessa on tuntematon. Tässä ylärajat osoittautuvat hyödyllisiksi. intensiteetin raja F. - ja. näkyvällä alueella. Jos näillä näkymättömillä esineillä on massa-valoisuussuhde sama kuin galakseilla keskimäärin, niin kokeilemalla. Tietojen perusteella voidaan osoittaa, että universumin valokappaleiden massa on pieni, jotta maailmankaikkeus olisi suljettu (katso kuva. Kosmologia).
UV-alue. Tämä spektrin alue voidaan jakaa ehdollisesti kahteen osaan: ensimmäinen on käytettävissä satelliittien ja rakettien havaintoihin, toinen on pohjimmiltaan saavuttamaton suoria havaintoja varten aurinkokunnasta.
Havaintoalue käytettävissä. Taivaan kirkkaus spektrin UV-alueella määräytyy galaksissamme olevien kuumien tähtien säteilyn mukaan. Ilmeisesti mitä korkeampi lämpötila T Mitä enemmän fotoneja se lähettää UV-alueella. Tietyn lämpötilan omaavien tähtien määrä vähenee nopeasti kasvaessa T. Siksi myös galaksin tähtien kokonaissäteily vähenee nopeasti aallonpituuden pienentyessä. Avaruuden mittojen mukaan siis. asemilla "Venus", galaksimme integraalinen kirkkaus (lukuun ottamatta sen ytimen tuntematonta panosta) kaistalla 1225-1340 on arviolta 10 40 -10 41 erg/s, mikä on vain 10 -3 -10 -4 sen voimakkuudesta. kirkkaus näkyvällä alueella. Siksi oli odotettavissa, että valinta ekstragalaktinen UV-alueella oleva komponentti tulee olemaan vaaleampi kuin näkyvässä, ja että se kuljettaa tietoa pääasiassa. ei-tähtilähteistä - galaksien ytimistä, kvasaarit, galaksien väliset. kaasua. Totta, voimakas säteily, joka johtuu linjan uudelleensäteilystä planeettojen välisestä vedystä, kuuluu myös havainnointiin käytettävissä olevalle UV-alueelle. L aurinkoinen alkuperä. Tämä säteily voidaan kuitenkin sulkea pois suodattimilla. Huolimatta kaikista yrityksistä erottaa metagalaktinen UV-säteily ei ole vielä onnistunut. Vain huippu on kokeellisesti vahvistettu. sen intensiteetin rajat (taivaan havaitun vähimmäiskirkkauden ja kosmisten säteiden osuuden mukaan instrumenttien lukemiin).
Analogisesti galaksimme kanssa olisi luonnollista olettaa, että kaikki on normaalia. galaksit säteilevät vähän UV-säteissä, ja että tämän komponentin intensiteetti F. to. pieni. Kuitenkin odottamattoman suuri UV-säteilyvuo havaittiin M31-galaksin ytimen alueelta (Andromeda-sumu) ja useista muista galakseista. Tärkeitä lähteitä F. to. ja. spektrin UV-alueella asiantuntijan havaintojen mukaan. satelliittien on oltava kvasaareita.
Ultravioletti F. opiskelu ja. tärkeä kuuman intergalaktisten alueiden lukumäärän ja ominaisuuksien määrittämiseksi. kaasu, joka ehkä määrittää aineen tiheyden maailmankaikkeudessa. Erityisesti punasiirretty kosmologinen avaruus putoaa olemassa olevien suodattimien korostamalle kaistalle. päästöraja siirtynyt L a universumin yleisimmästä alkuaineesta vedystä, jos se sijaitsee enintään 600 Mpc:n etäisyydellä (Hubble-vakiolla Poissaolo absorptiokaistan kaukaisten kvasaarien spektrissä, joka vastaa L a , puhuu mitättömästä neutraalien galaktisten välisestä tiheydestä. vety, eli galaktisten välisten alueiden korkea ionisaatioaste. kaasua 
, missä n H ja n P on vetyatomien ja protonien lukumäärä 1 cm3:n intergalaktissa. tilaa.
Alue ei ole käytettävissä suoria havaintoja varten. Tämä spektrin alue on pohjimmiltaan saavuttamaton suorille havainnoille aurinkokunnan ulkopuolelta, koska neutraali tähtienvälinen vety absorboi UV-säteilyn fotonit. On olemassa vain epäsuora menetelmä ionisoivan F. to -intensiteetin arvioimiseksi. Tausta UV-säteilyn pitäisi luoda vetyionisaatiovyöhykkeitä galaksien ympärille, samanlaisia kuin HII-alueet joita on kuumien tähtien ympärillä. On selvää, että jos taustataso olisi erittäin korkea, UV-fotonit voisivat ionisoida koko tähtienvälisen kaasun. Itse asiassa radiovalvonta 21 cm vetyradiojohdot johti neutraalin kaasun löytämiseen kauas optisen ulkopuolella. galaksien rajat. Vedyn tiheys on siellä äärimmäisen alhainen, ja se, että se ei ole ionisoitu, kertoo ultravioletti-FK:n, sen huipun, alhaisesta intensiteetistä. raja on 100 kertaa pienempi kuin viereisellä havaitulla alueella. Vety galaksien reunalla osoittautui 100 kertaa herkemmäksi ilmaisimeksi kuin satelliittien ja rakettien laskurit. Tuloksena oleva raja ei ole niin matala: se vastaa 10 000 ionisoivaa fotonia, jotka putoavat 1 cm 2:lle galaksien pinnasta 1 sekunnissa.
Röntgenalue Havainnot raketteista, satelliiteista ja sylintereistä osoittivat, että säteilyn luokka-sich. röntgenkuvaus alueilla 
erittäin isotrooppinen, eli sillä on ekstragalaktinen luonto. Vain pehmeiden röntgensäteiden alueella. säteet (fotoneille, joilla on energiaa esim<250 эВ) обнаруживается сильная
зависимость интенсивности диффузного излучения от галактич. координат. Спектр
рентг. Ф. к. и. оказался степенным. Исследования практически всего неба при
помощи приборов на спутниках позволили оценить амплитуду (<3%) мелкомасштабных
угл. флуктуации рентг. Ф. к. и. Эти наблюдения важны для космологии: в принципе,
наблюдения дипольной анизотропии рентг. фона позволят уточнить скорость движения
Солнечной системы относительно системы координат, в к-рой изотропно фоновое
излучение, создаваемое далёкими источниками. Наблюдения изотропии рентг. фона
могут дать ценную информацию об однородности и изотропии Вселенной.
Tärkeimmät röntgensäteiden lähteet. F. to. ja. ovat edelleen tuntemattomia. Ilmeisesti nämä ovat galaksien ytimiä, kuumia intergalaktisia. kaasua sisään galaksijoukkoja ja kvasaarit (tavalliset galaksit tarjoavat enintään 1 % havaitusta röntgentaustasta). Syviä tutkimuksia useista taivaan alueista Einsteinin röntgenkuvauksella. observatoriosta (satelliitista HEAO-B, USA, 1978), jokaisesta neliöasteesta löydettiin jopa kymmenen röntgensäteitä. lähteet. Niiden yksityiskohtainen analyysi Opt. alue osoitti, että 20-30% niistä on kvasaareita, 20-30% on kaukaisia galakseja ja 20-30% on galaksimme tähtiä. Näiden esineiden säteily voi kuitenkin tarjota korkeintaan 50 % intensiteetistä F. - ja. röntgenissä. alue. Jotkut heikot röntgenkuvat. lähteitä ei voida tunnistaa optisista tai radioobjekteista. Röntgenlaukaisuja suunnitellaan. satelliitit, to-rye on otettava kartta koko taivaasta alueella 0,5-1,5 keV ja asetettava siihen useita. satoja tuhansia röntgensäteitä. lähteet.
Röntgensäteiden alkuperä. F. to. ja. voi johtua matalataajuisten fotonien sironnasta relativististen kosmisten elektronien toimesta. säteet (käänteinen Compton-efekti Tällaisella sironnalla fotonien energia kasvaa monta kertaa ja ne putoavat röntgensäteeseen. alue. Galaksien ytimissä ilmeisesti termisten elektronien aiheuttama moninkertainen Compton-sironta on tehokasta, mikä johtaa kovan röntgensäteen muodostumiseen. säteily kuumassa ei-relativistisessa Maxwellin plasmassa. Toinen tärkeä röntgensäteilyn mekanismi. fotonit on kuuman kaasun jarrutus.
Gamma-alue Kuten röntgen. säteily, g-säteily voi syntyä käänteisen Compton-ilmiön alaisena ja relativististen elektronien bremsstrahlungina niiden vuorovaikutuksessa kaasun kanssa. Lisäksi g-fotoneita voidaan tuottaa myös muissa prosesseissa. Näitä ovat ennen kaikkea protonien törmäykset avaruudessa. säteet, joissa on tähtienvälisen väliaineen atomiytimiä, mikä johtaa p 0 -mesonien syntymiseen; protonien ja antiprotonien tuhoaminen, johon liittyy p0-mesonien muodostuminen ja myöhempi hajoaminen kahdeksi g-fotoniksi; lisäksi ei-termisten hiukkasten aiheuttama viritys ja sitä seuraava ytimien säteily, elektronien ja positronien tuhoutuminen. Koska kaikkien näiden prosessien poikkileikkaukset ja todennäköisyydet ovat melko hyvin tiedossa, teoreetikot laskivat etukäteen odotettavissa olevat vuot erillisistä gammasäteilyn lähteistä, galaksimme tasosta tulevan y-säteilyn vuon ja arvioivat gammasäteilyn intensiteetin. tausta.
Universumi on läpinäkyvä kovalle g-säteilylle punasiirtymäarvoihin z ~ 100 asti. Siksi havaitun intensiteetin mukaan F. to. voidaan tehdä tärkeä johtopäätös antiaineen määrästä universumissa: on epätodennäköistä, että universumissa olisi yhtä paljon antiainetta kuin on ainetta (ks. Universumin baryonien epäsymmetria). Itse asiassa muutosta vastaavana aikana z 0 - 100 (tänä aikana kosminen mikroaaltotaustasäteily jäähtyy noin 100 kertaa - 300 K - 2,7 K), tuhosi enintään miljoonasosan maailmankaikkeuden aineesta. Muuten taustan g-säteilyn intensiteetti olisi paljon suurempi kuin havaittu. Voidaan odottaa, että g-säteilyn suuri läpäisykyky tekee g-astronomiasta tehokkaan työkalun maailmankaikkeuden evoluution tutkimiseen.
Lit.: Longhair M.S., Sunyaev R.A., Electromagnetic radiation in the Universe, "UFN", 1971, v. 105, s. 41. R. A. Sunyaev.
Tämän artikkelin on kirjoittanut Vladimir Gorunovich tälle sivustolle ja Wikiknowledge-sivustolle.
CMB-säteilyä(lähde) tai tarkemmin tausta kosminen mikroaaltosäteily (englanniksi cosmic microwave background radiation) - kosminen sähkömagneettinen säteily, joka ei ole peräisin universumin tähdistä, jonka spektri on ominaista täysin mustalle kappaleelle, jonka lämpötila on 2,725 K ja jolla on korkea isotropia. Säteilymaksimi putoaa taajuudella 160,4 GHz, mikä vastaa 1,9 mm:n aallonpituutta.
Kosmisen (jäännöksen) taustasäteilyn olemassaolo ennustettiin teoreettisesti alkuräjähdyksen hypoteesin puitteissa. Tämän hypoteesin puitteissa oletetaan, että jäännesäteily on säilynyt maailmankaikkeuden olemassaolon alkuvaiheista lähtien ja täyttää sen tasaisesti. Kosmologisen punasiirtymän ohella jotkut fyysikot pitävät kosmista taustasäteilyä yhtenä alkuräjähdyksen hypoteesin vahvistuksista.
Tällä hetkellä fysiikka väittää, että taustalla olevalla kosmisella (jäänne)säteilyllä on muita lähteitä kuin alkuräjähdys. Siksi tämän säteilyn historiallinen nimi kuvastaa väärin sen luonnetta ja on harhaanjohtava. Tämän todistaa myös se tosiasia, että fysiikka hylkää nyt "alkuräjähdyksen" olemassaolon universumin historiassa, koska se ei vastaa luontoa ja sen lakeja.
Kosmisen (jäännöksen) taustasäteilyn olemassaolo vahvistettiin kokeellisesti vuonna 1965.
- 1 Kosminen taustasäteily ja alkuräjähdyksen hypoteesi
- 2 Kosminen taustasäteily ja kenttäteoria
- 3 Taustaa kosminen säteily ja klassinen sähködynamiikka
- 4 Kosmisen taustasäteilyn ja energian säilymisen laki
- 5 Kosmisen taustasäteilyn luonnolliset lähteet
- 6 Kosmisen taustasäteilyn pääkomponentin luonnollinen muodostumismekanismi
- 7 CMB: Yhteenveto
1. Taustakosminen säteily ja alkuräjähdyksen hypoteesi
Big Bang -hypoteesin mukaan varhainen universumi oli kuuma plasma, joka koostui protoneista, neutroneista, elektroneista ja fotoneista (eli baryoneista, yksi leptoneista ja fotoneista). Väitetään, että Compton-ilmiön vuoksi fotonit olivat jatkuvasti vuorovaikutuksessa muiden plasmahiukkasten (protonien, neutronien ja elektronien) kanssa, kokeen elastisia törmäyksiä niiden kanssa ja vaihtaen energiaa. Säteilyn oli siis oltava termisessä tasapainossa aineen kanssa ja sen spektrin tulee vastata täysin mustan kappaleen spektriä.
Koska alkuräjähdyksen hypoteesi olettaa universumin laajenemista, kosmologisen punasiirtymän (kuten odotettiin) olisi pitänyt saada plasma jäähtymään, ja jossain vaiheessa elektronien olisi pitänyt olla energeettisesti edullisempaa yhdistyä protonien (vetyytimien) kanssa. ja alfahiukkaset (heliumytimet) ja muodostavat atomeja. Tätä prosessia kutsutaan rekombinaatioksi. Tämä voisi tapahtua plasman lämpötilassa noin 3000 K ja universumin arvioidulla iällä 400 000 vuotta. Siitä hetkestä lähtien fotonit lakkasivat, kuten odotettiin, siroittamasta nyt neutraaleja atomeja ja pystyivät liikkumaan vapaasti avaruudessa käytännössä olematta vuorovaikutuksessa aineen kanssa. Tiettyä hetkeä vastaavaa havaittua palloa kutsutaan alkuräjähdyksen hypoteesin viimeiseksi sirontapinnaksi. Oletetaan, että tämä on kaukaisin kohde, joka voidaan havaita sähkömagneettisessa spektrissä. Universumin jatkolaajenemisen seurauksena säteilylämpötila on laskenut ja on nyt 2,725 K. (Tiedot otettu Wikipediasta ja hieman muokattu).
Ja nyt vähän kritiikkiä fysiikan näkökulmasta.
Neutronit (piilotettu sanan "baryons" taakse) ovat epävakaita alkuainehiukkasia ja ajan kuluttua (noin 1000 sekuntia) jokainen neutroni hajoaa protoniksi, elektroniksi ja elektroniantineutriinoksi. Siten tämän "cocktailin" tulisi koostua protoneista, elektroneista, fotoneista ja elektronien antineutriinoista. Neutronien hajoamisprosessissa elektroniantineutrino ottaa pienimmän lepomassan omaavana alkuainehiukkasena merkittävän osan hajoamisenergiasta. Sitten galaksien välisessä avaruudessa toisen antineutrinon kanssa tapahtuvien törmäysten seurauksena molemmat hiukkaset siirtyvät virittyneisiin tiloihin, minkä jälkeen ne lähettävät matalaenergisiä fotoneja - kosmista taustasäteilyä. Joten tietämättömyys luonnonlakeja koskevasta alkuräjähdyksen hypoteesista ei vapauta tätä hypoteesia niiden toiminnasta.
Ja protoneista ja elektroneista käy ilmi - vain vety. Tuloksena pitäisi saada vetyuniversumi, jonka "jäännöksessä" säteilyssä tulisi olla vedyn spektriviivoja. Heliumatomeilla ei ole mitään luotavaa, jos ei turvaudu tähtiin ja niiden lämpöydinreaktioihin. Mutta sitten hypoteesin varaama 400 000 vuotta heliumin muodostumiselle tähtien toimesta ei selvästikään riitä.
Kukaan ei ole todistanut maailmankaikkeuden laajenemista - tämä on vain olettamus, joka perustuu yksipuoliseen tulkintaan punasiirtymästä Doppler-ilmiön hyväksi ja jättämällä huomiotta alkuainehiukkasten vuorovaikutukset. Se on myös satulausunto, että 400 000 vuoden jälkeen fotonit pystyivät liikkumaan vapaasti avaruudessa käytännössä ilman vuorovaikutusta aineen kanssa. Täällä he unohtivat antineutriinot, jotka johtuvat neutronien hajoamisesta, ja fotoni-neutrino-vuorovaikutuksista, jotka standardimallissa ei huomioitu. He unohtivat myös itse antineutriinojen vuorovaikutuksen. Ja lopuksi, fysiikka ei ole löytänyt todisteita siitä, että maailmankaikkeuden historiassa olisi ollut alkuräjähdys.
Miksi se nyt tapahtui, tai tarkemmin sanottuna, miksi Big Bang -teorian sijasta osoittautui virheellinen hypoteesi.
Fysiikassa on oltava erittäin varovainen valittaessa kehitettävän teorian perustaa. Laskettuaan virheellisen standardimallin kehitettävän teorian perustalle kirjoittajat valitsivat väärän tien ja loivat virheellisen hypoteesin. Ja tämä ei ole heidän syynsä, että he uskoivat vakiomallin kannattajien suloisia puheita - vaan heidän epäonnensa. Ensin olisi pitänyt miettiä, onko Standardimallissa liikaa mielivaltaisia parametreja, joita käytetään erinomaisesti uuden kokeellisen tiedon sovittamiseen. Ja jos kiinnität edelleen huomiota luonnonlakien manipulointiin, kaikki tulee selväksi. Mutta tuolloin ei ollut uutta fysiikkaa, ja meidän oli otettava se, mikä oli - vakiomalli.
Joten virhe perustan valinnassa johti luonnollisesti virheelliseen tulokseen. Fysiikalle tämä kaikki on ilmeistä, mutta ehkä kosmologialle se on uutta. Ja jos näin on, niin kosmologian on suoritettava luonnonlakeja kunnioittava kurssi tiukan "luonto"-nimisen opettajan kanssa, kuten se oli joskus fysiikan kanssa. On totta, että pieni osa fysiikkaa (alkuainehiukkasten fysiikka) yrittää paremman sovelluksen arvoisella sinnikkyydellä hallita luonnonvastaista energian säilymisen lakia. Ja mitä tästä kepposesta tuli, on nyt selvästi nähtävissä: upeita "teorioita".
Täten, kosmista taustasäteilyä, jota kutsutaan virheellisesti "jäännökseksi", ei syntynyt alkuräjähdyksessä ja sillä täytyy olla muita lähteitä luonnossa .
2. Taustaa kosminen säteily ja kenttäteoria
Alkuainehiukkasten kenttäteoria yhtenä kosmisen taustasäteilyn lähteistä ehdottaa neutriinojen (antineutriinojen) vuorovaikutusta, joita tähdet lähettävät jättimäisinä määrinä. Koska neutriinot äärimmäisen keveytensä (enintään 0,052 eV) vuoksi kuljettavat pois merkittävän osan lämpöydinfuusion energiasta, ne liikkuvat suhteellisuusnopeuksilla ja poistuvat helposti paitsi tähtijärjestelmästä, myös galaksista. Alkuainehiukkaset törmäävät galaksien välisessä avaruudessa muiden tähtien neutriinojen kanssa virittyneisiin tiloihin. Sitten, tietyn ajan kuluttua, virittyneet neutriinot siirtyvät alhaisemman energian tiloihin matalaenergiaisten fotonien emission kanssa. Tässä tapauksessa fotonien emissio tapahtuu intergalaktisessa avaruudessa. Näin syntyy illuusio sähkömagneettisen säteilyn ilmestymisestä tyhjästä (ilmeinen energian säilymislain rikkominen) tai kaukaisesta menneisyydestä (alkuräjähdys).
Seuraava kosmisen taustasäteilyn lähde on fotonin vuorovaikutus neutriinon kanssa. Valon, ultravioletti- tai infrapunaalueen fotonit, jotka törmäävät neutriinoon, antavat sille pienen, mutta ei nollan osan energiastaan. Tämän seurauksena toisaalta neutrino siirtyy virittyneeseen tilaan, jota seuraa mikroaaltosäteilyn kvantin emissio, ja toisaalta törmäävän fotonin energia pienenee - ts. punasiirtymä syntyy. Siksi punasiirtymän muodostumismekanismi on yksi kosmisen taustasäteilyn lähteistä.
Toinen kosmisen taustasäteilyn lähde on alkuainehiukkasparien tuhoutumisreaktiot - tämä on "neutrino-antineutrino" -parin tuhoutuminen, tähän voit myös lisätä "elektroni-positroniparin".
Täten, Kosmisen (jäännöksen) taustasäteilyn tulisi sisältää virittyneiden neutriinojen sähkömagneettista säteilyä (antineutriinoja) , niiden siirtyessä alhaisemman energian tiloihin. Nykyään fysiikka ei pysty mittaamaan elektronin ja myonin neutriinojen lepomassaa eikä niiden virittyneiden tilojen energiaa. Siksi fysiikka ei voi nykyään yksiselitteisesti sanoa, onko taustalla oleva kosminen (jäänne)säteily pääasiassa neutriinotörmäysten tulosta vai onko siinä muita merkittäviä komponentteja.
3. Taustakosminen säteily ja klassinen sähködynamiikka
Klassinen sähködynamiikka väittää, että mitä tahansa sähkömagneettista säteilyä, mukaan lukien kosminen taustasäteily, voidaan luoda vain, jos sähkömagnetismin lakeja, kuten myös muita luonnonlakeja, noudatetaan. Tätä säteilyä voivat luoda vain alkuainehiukkasten tai niiden yhdisteiden (atomit, molekyylit, ionit jne.) sähkömagneettiset kentät. Tässä tapauksessa luotu säteily on vuorovaikutuksessa muiden alkuainehiukkasten sähkömagneettisten kenttien kanssa aina ja riippumatta "universumin luomisvaiheesta". - Jos universumi on olemassa, on olemassa maailmankaikkeuden lait, mukaan lukien sähkömagnetismin lait, kiinteänä osana universumia.
Plasman jäähdyttäminen lämpötasapainossa on mahdollista vain, jos kineettinen energia käytetään esimerkiksi uusien "hiukkas-antihiukkas" -parien muodostukseen. Mutta sitten aineen ohella luodaan myös antimateriaa kaikkine seurauksineen ja tulevaisuuden yleismaailmallisine kataklysmeineen. Ja universumin laajenemista ei pidä olettaa, vaan todistaa.
Big Bang -artikkeli osoitti klassisen sähködynamiikan ja alkuräjähdyksen hypoteesin väliset ristiriidat. Siten, Kosmisen (jäännöksen) taustasäteilyn on oltava peräisin muista luonnollisista lähteistä kuin alkuräjähdyksestä .
4. Taustakosminen säteily ja energian säilymisen laki
Energian säilymislain (joka jatkaa toimintaansa luonnossa) mukaan sähkömagneettista säteilyä (johon sisältyy kosminen taustasäteily) ei myöskään voida synnyttää sellaisista energiamuodoista, joita luonnossa ei ole olemassa hypoteettisen alkuräjähdyksen seurauksena. hypoteettisten kvanttivaihteluiden seurauksena tyhjiössä. Kosmisen taustasäteilyn on oltava luonnollisia lähteitä , esimerkiksi: (tähtien säteilemien) alkuainehiukkasten vuorovaikutukset, reaktiot ja muunnokset.
5. Kosmisen taustasäteilyn luonnolliset lähteet
Koska fysiikka hylkää alkuräjähdyksen mahdollisuuden, kosminen taustasäteily ei voi olla jäännössäteilyä. Siksi kosmisella taustasäteilyllä on oltava luonnollisia lähteitä.
Mahdollisista luonnollisista kosmisen taustasäteilyn lähteistä fysiikka ehdottaa seuraavia lähteitä:
- virittyneiden neutriinojen (sekä elektronisten että myonien) säteily,
- elektronin neutriino-antineutrino -parin tuhoutumisreaktio,
- myonin neutrinon hajoamisreaktiot elektroniksi ja fotonien emission (neutrinovärähtelyt),
- yksittäisten atomien tai molekyylien säteily,
- neutriinokaasumolekyylien säteily (usean elektronineutriinon sidotut tilat).
Tässä tapauksessa neutrino siirtyy virittyneisiin tiloihin sekä törmäyksestä toisen neutriinon kanssa että näkyvän, ultravioletti-, infrapuna- ja muiden alueiden fotonien kulkemisesta neutrinon läpi, jolloin fotonienergia ylittää neutrinon arvon. viritysenergiaa. Siten neutriinovirityksen lähde on myös kaukaisista galakseista tuleva valo, ts. punainen muutos.
6. Kosmisen mikroaaltosäteilyn taustasäteilyn pääkomponentin luonnollinen muodostumismekanismi (artikkeli kehitteillä)
Nykyään fysiikka on luonut luonnollisen mekanismin kosmisen taustan mikroaaltosäteilyn pääkomponentin muodostumiselle ja siten yhdeksi sen tärkeimmistä luonnollisista lähteistä.
Tämän ymmärtämiseksi katsotaanpa artikkelin alkuun (ylhäällä) olevaa kosmisen taustasäteilyn karttaa (aitoa, ilman "kosmisen taustasäteilyn" säätöä). Kuten näet, se on leikattu kahtia punaisella vaakasuoralla nauhalla, mikä kuvastaa sitä tosiasiaa, että suurin tallennettu säteily tulee galaksistamme. Tämän seurauksena galaksissamme on luonnollisia prosesseja, jotka luovat kosmista taustasäteilyä. Samanlaisia prosesseja tapahtuu muissa galakseissa sekä (heikommin) intergalaktisessa avaruudessa.
Ja nyt kysytään itseltämme kysymys: minkä seurauksena tämä säteily voi syntyä tähtienvälisessä tai intergalaktisessa avaruudessa. Tätä varten kiinnitetään huomiota fysiikan heikosti tutkimiin "hyödyllisiin" alkuainehiukkasiin ja sen molekyyliyhdisteisiin.
Alkuainehiukkasten kenttäteorian mukaan elektronineutriinon on oltava vuorovaikutuksessa muiden elektronineutriinojen kanssa sähkömagneettisilla kentillään. Kuvassa on esimerkki samassa tasossa antirinnakkaisspinien kanssa olevan elektronineutriinoparin vuorovaikutuksen potentiaalienergiasta.
Kuvassa on potentiaalikaivon olemassaolo, jonka syvyys on 1,54 × 10 -3 ev minimietäisyydellä 8,5 × 10 -5 cm. Kuten näette, elektronineutrinoparin tulisi olla sidottu tila, jossa on nolla spin, jonka energia on luokkaa 3 ev (tarkempi arvo voidaan määrittää kvanttimekaniikan avulla).
Tämä sidottu tila muistuttaa vetymolekyyliä sillä erolla, että tässä "molekyylissä" (ν e2) neutriinot ovat vuorovaikutuksessa sähkömagneettisten kenttiensä kanssa. Sitoutumisenergian äärimmäisen alhaisesta arvosta johtuen ν e2-molekyyli on stabiili olosuhteissa, jotka ovat lähellä absoluuttista kylmää ja ilman törmäyksiä muihin elektronineutriinoihin eikä vain.
Elektroniset neutriinot voivat myös muodostaa monimutkaisempia sidottuja tiloja, joilla on suurempi sitoutumisenergia, esimerkiksi ν e4 (jne.). Tämän seurauksena maailmankaikkeudessa pitäisi olla neutriinomainen aineen muoto neutriinokaasun muodossa, joka koostuu pääasiassa molekyyleistä ν e2 , paljon harvemmin ν e4 .
Ja tämä neutrinokaasu on vuorovaikutuksessa sekä valon kanssa (luoen punasiirtymän) että elektronineutriinojen kanssa, joita tähdet lähettävät valtavia määriä. Tämän vuorovaikutuksen seurauksena elektronineutriinojen molekyyliyhdisteet hajoavat paloiksi. Ja käänteisen prosessin aikana - elektronineutrinoparin fuusiossa molekyyliyhdisteeksi, energiaa vapautuu mikroaaltomagneettisen säteilyn muodossa, jonka aallonpituus vastaa kosmisen taustan mikroaaltosäteilyn pääkomponenttia (996). Lisäksi kun molekyylipari ν e2 sulautuu molekyyliksi ν e4 energiaa vapautuu vielä enemmän, mikä vastaa osaa kuvan spektristä 34.
Täten taustakosminen mikroaaltosäteily (jota kutsutaan virheellisesti "kosmiksi mikroaaltotaustasäteilyksi") on menettänyt jumalallisen alkuperänsä ja hankkinut luonnolliset lähteensä..
7. CMB: Yhteenveto
Kosmisen taustasäteilyn mikroaaltosäteilyllä, jota historiallisesti (virheellisesti) kutsutaan jäännökseksi, täytyy olla luonnollisia lähteitä . Yksi tällainen lähde on neutriinovuorovaikutus.
Yleisesti ottaen on tarpeen tutkia yksityiskohtaisesti koko kosmisen taustasäteilyn spektri (koko taajuusalueella, ei rajoitu mikroaaltotaajuuksiin) ja määrittää sen komponentit sekä niiden mahdolliset lähteet sen sijaan, että kirjoitettaisiin nyt uusia raamatullisia tarinoita maailmankaikkeuden luominen. Kaikenlaisissa "tieteellisissä" saduissa on loistava paikka lastenkirjallisuudessa, ellei jälkimmäinen tietysti halua potkia heitä perseeseen, kuten äskettäin, ja fysiikka tekee jatkossakin.
Vladimir Gorunovich
