radiasi CMB
Radiasi latar belakang gelombang mikro ekstragalaksi terjadi dalam rentang frekuensi dari 500 MHz hingga 500 GHz, yang sesuai dengan panjang gelombang dari 60 cm hingga 0,6 mm. Radiasi latar belakang ini membawa informasi tentang proses yang terjadi di alam semesta sebelum pembentukan galaksi, quasar, dan objek lainnya. Radiasi ini, yang disebut peninggalan, ditemukan pada tahun 1965, meskipun diprediksi pada tahun 40-an oleh Georgy Gamow dan dipelajari oleh para astronom selama beberapa dekade.
Di Alam Semesta yang mengembang, kepadatan rata-rata materi bergantung pada waktu - di masa lalu lebih besar. Namun, selama ekspansi, tidak hanya densitas yang berubah, tetapi juga energi termal materi, yang berarti bahwa pada tahap awal ekspansi, Semesta tidak hanya padat, tetapi juga panas. Akibatnya, di zaman kita harus ada radiasi sisa yang spektrumnya sama dengan spektrum benda yang benar-benar padat, dan radiasi ini harus sangat isotropik. Pada tahun 1964, A.A. Penzias dan R. Wilson, menguji antena radio sensitif, menemukan radiasi gelombang mikro latar belakang yang sangat lemah, yang tidak dapat mereka hilangkan dengan cara apa pun. Suhunya ternyata 2,73 K, yang mendekati nilai prediksi. Dari percobaan studi isotropi, ditunjukkan bahwa sumber radiasi latar belakang gelombang mikro tidak dapat ditemukan di dalam Galaksi, karena itu konsentrasi radiasi ke arah pusat Galaksi harus diamati. Sumber radiasi juga tidak dapat ditemukan di dalam tata surya. variasi diurnal dalam intensitas radiasi akan diamati. Karena itu, sebuah kesimpulan ditarik tentang sifat ekstragalaksi dari radiasi latar ini. Dengan demikian, hipotesis alam semesta yang panas menerima dasar pengamatan.
Untuk memahami sifat CMB, perlu beralih ke proses yang terjadi pada tahap awal perluasan Semesta. Mari kita perhatikan bagaimana kondisi fisik di Alam Semesta berubah selama proses ekspansi.
Sekarang setiap sentimeter kubik ruang mengandung sekitar 500 foton latar belakang gelombang mikro kosmik, dan ada jauh lebih sedikit zat dalam volume ini. Karena rasio jumlah foton dengan jumlah baryon dalam proses pemuaian dipertahankan, tetapi energi foton selama perluasan Semesta berkurang seiring waktu karena pergeseran merah, kita dapat menyimpulkan bahwa pada suatu waktu di masa lalu kerapatan energi radiasi lebih besar daripada kerapatan energi partikel materi. Kali ini disebut tahap radiasi dalam evolusi Alam Semesta. Tahap radiasi ditandai dengan kesetaraan suhu materi dan radiasi. Pada masa itu, radiasi sepenuhnya menentukan sifat perluasan Alam Semesta. Kira-kira satu juta tahun setelah dimulainya perluasan Alam Semesta, suhu turun menjadi beberapa ribu derajat dan rekombinasi elektron, yang sebelumnya merupakan partikel bebas, terjadi dengan proton dan inti helium, yaitu. pembentukan atom. Alam Semesta telah menjadi transparan terhadap radiasi, dan radiasi inilah yang sekarang kita tangkap dan sebut sebagai relik. Benar, sejak saat itu, karena perluasan Semesta, foton telah mengurangi energinya sekitar 100 kali lipat. Secara kiasan, kuanta radiasi peninggalan "mencetak" era rekombinasi dan membawa informasi langsung tentang masa lalu yang jauh.
Setelah rekombinasi, materi untuk pertama kalinya mulai berevolusi secara independen, terlepas dari radiasi, dan densifikasi mulai muncul di dalamnya - embrio galaksi masa depan dan kelompoknya. Itulah mengapa eksperimen mempelajari sifat-sifat radiasi peninggalan - spektrum dan fluktuasi spasialnya - sangat penting bagi para ilmuwan. Upaya mereka tidak sia-sia: di awal 90-an. Eksperimen ruang angkasa Rusia "Relikt-2" dan "Kobe" Amerika menemukan perbedaan suhu radiasi peninggalan bagian langit yang berdekatan, dan penyimpangan dari suhu rata-rata hanya sekitar seperseribu persen. Variasi suhu ini membawa informasi tentang penyimpangan kerapatan materi dari nilai rata-rata selama zaman rekombinasi. Setelah rekombinasi, materi di Semesta didistribusikan hampir merata, dan di mana kepadatannya setidaknya sedikit di atas rata-rata, daya tariknya lebih kuat. Itu adalah variasi kepadatan yang kemudian mengarah pada pembentukan struktur skala besar yang diamati di Semesta, kelompok galaksi dan galaksi individu. Menurut konsep modern, galaksi pertama seharusnya terbentuk di zaman yang sesuai dengan pergeseran merah dari 4 ke 8.
Apakah ada peluang untuk melihat lebih jauh ke era sebelum rekombinasi? Sampai saat rekombinasi, tekanan radiasi elektromagnetik yang terutama menciptakan medan gravitasi, yang memperlambat perluasan Semesta. Pada tahap ini, suhu bervariasi dalam proporsi terbalik dengan akar kuadrat dari waktu yang telah berlalu sejak awal ekspansi. Mari kita pertimbangkan tahap-tahap yang berbeda secara berurutan dari perluasan Alam Semesta awal.
Pada suhu sekitar 1013 Kelvin, pasangan berbagai partikel dan antipartikel lahir dan dimusnahkan di Semesta: proton, neutron, meson, elektron, neutrino, dll. Ketika suhu turun hingga 5 * 1012 K, hampir semua proton dan neutron musnah , berubah menjadi kuanta radiasi; hanya mereka yang antipartikelnya "tidak cukup" yang tersisa. Dari proton dan neutron "berlebihan" inilah sebagian besar terdiri dari substansi Alam Semesta yang dapat diamati.
Pada = 2*1010 K neutrino yang menembus semua berhenti berinteraksi dengan materi – sejak saat itu “latar belakang peninggalan neutrino” seharusnya tetap ada, yang dapat dideteksi selama eksperimen neutrino di masa depan.
Segala sesuatu yang baru saja dikatakan terjadi pada suhu yang sangat tinggi pada detik pertama setelah awal perluasan Alam Semesta. Beberapa detik setelah momen "kelahiran" Semesta, era nukleosintesis primer dimulai, ketika inti deuterium, helium, litium, dan berilium terbentuk. Itu berlangsung sekitar tiga menit, dan hasil utamanya adalah pembentukan inti helium (25% dari massa seluruh materi Semesta). Unsur-unsur yang tersisa, lebih berat dari helium, merupakan bagian yang dapat diabaikan dari zat - sekitar 0,01%.
Setelah zaman nukleosintesis dan sebelum zaman rekombinasi (sekitar 106 tahun), ada ekspansi dan pendinginan alam semesta yang tenang, dan kemudian - ratusan juta tahun setelah permulaan - galaksi dan bintang pertama muncul.
Dalam beberapa dekade terakhir, perkembangan kosmologi dan fisika partikel elementer telah memungkinkan untuk secara teoritis mempertimbangkan periode "superdense" awal dari ekspansi Semesta. Ternyata pada awal ekspansi, ketika suhunya sangat tinggi (lebih dari 1028 K), Semesta bisa berada dalam keadaan khusus di mana ia berkembang dengan percepatan, dan energi per satuan volume tetap konstan. Tahap ekspansi ini disebut inflasi. Keadaan materi seperti itu dimungkinkan dalam satu kondisi - tekanan negatif. Tahap ekspansi inflasi ultracepat mencakup periode waktu yang kecil: itu berakhir pada waktu sekitar 10-36 detik. Dipercaya bahwa "kelahiran" partikel-partikel dasar materi dalam bentuk yang kita kenal sekarang terjadi tepat setelah akhir tahap inflasi dan disebabkan oleh runtuhnya medan hipotetis. Setelah itu, perluasan alam semesta dilanjutkan dengan inersia.
Hipotesis Alam Semesta yang mengalami inflasi menjawab sejumlah pertanyaan penting dalam kosmologi, yang hingga saat ini dianggap sebagai paradoks yang tidak dapat dijelaskan, khususnya, pertanyaan tentang penyebab perluasan Alam Semesta. Jika dalam sejarahnya Semesta benar-benar melewati era ketika ada tekanan negatif yang besar, maka gravitasi mau tidak mau harus menyebabkan bukan tarik-menarik, tetapi saling tolak-menolak partikel material. Dan itu berarti Alam Semesta mulai mengembang dengan cepat, eksplosif. Tentu saja, model Alam Semesta yang inflasioner hanyalah sebuah hipotesis: bahkan verifikasi tidak langsung dari posisinya memerlukan instrumen semacam itu, yang sama sekali belum dibuat saat ini. Namun, gagasan perluasan alam semesta yang dipercepat pada tahap awal evolusinya telah menjadi mapan dalam kosmologi modern.
Berbicara tentang Alam Semesta awal, kita tiba-tiba dipindahkan dari skala kosmik terbesar ke wilayah dunia mikro, yang dijelaskan oleh hukum mekanika kuantum. Fisika partikel elementer dan energi supertinggi terkait erat dalam kosmologi dengan fisika sistem astronomi raksasa. Yang terbesar dan terkecil bergabung di sini satu sama lain. Ini adalah keindahan yang menakjubkan dari dunia kita, penuh dengan interkoneksi yang tak terduga dan kesatuan yang mendalam.
Manifestasi kehidupan di Bumi sangat beragam. Kehidupan di Bumi diwakili oleh makhluk nuklir dan pra-nuklir, uniseluler dan multiseluler; multiseluler, pada gilirannya, diwakili oleh jamur, tumbuhan dan hewan. Setiap kerajaan ini menyatukan berbagai jenis, kelas, ordo, famili, genera, spesies, populasi, dan individu.
Dalam semua jenis makhluk hidup yang tampaknya tak berujung, beberapa tingkat organisasi makhluk hidup yang berbeda dapat dibedakan: molekuler, seluler, jaringan, organ, ontogenetik, populasi, spesies, biogeosenosis, biosfer. Tingkat yang terdaftar disorot untuk kemudahan belajar. Jika kita mencoba mengidentifikasi tingkat-tingkat utama, yang tidak terlalu mencerminkan tingkat-tingkat studi sebagai tingkat-tingkat organisasi kehidupan di Bumi, maka kriteria utama untuk pemilihan semacam itu harus dikenali sebagai adanya unsur-unsur dasar tertentu, struktur-struktur diskrit dan unsur-unsur dasar. fenomena. Dengan pendekatan ini, ternyata perlu dan cukup untuk memilih tingkat molekuler-genetik, ontogenetik, populasi-spesies dan biogeosenosis (N.V. Timofeev-Resovsky dan lainnya).
Tingkat genetik molekuler. Dalam studi tingkat ini, rupanya, kejelasan terbesar telah dicapai dalam definisi konsep-konsep dasar, serta dalam identifikasi struktur dan fenomena dasar. Perkembangan teori kromosom hereditas, analisis proses mutasi, dan studi tentang struktur kromosom, fag, dan virus mengungkapkan fitur utama organisasi struktur genetik dasar dan fenomena yang terkait dengannya. Diketahui bahwa struktur utama pada tingkat ini (kode informasi herediter yang ditransmisikan dari generasi ke generasi) adalah DNA, yang dibedakan panjangnya menjadi elemen kode - triplet basa nitrogen yang membentuk gen.
Gen pada tingkat organisasi kehidupan ini mewakili unit dasar. Fenomena dasar utama yang terkait dengan gen dapat dianggap sebagai perubahan struktural lokal (mutasi) dan transfer informasi yang disimpan di dalamnya ke sistem kontrol intraseluler.
Reduplikasi kovarian terjadi sesuai dengan prinsip matriks dengan memutus ikatan hidrogen dari heliks ganda DNA dengan partisipasi enzim DNA polimerase. Kemudian masing-masing untai membangun utas yang sesuai untuk dirinya sendiri, setelah untai baru saling melengkapi satu sama lain Basa pirimidin dan purin dari untai komplementer terikat hidrogen satu sama lain oleh DNA polimerase. Proses ini sangat cepat. Jadi, perakitan sendiri DNA Escherichia coli, yang terdiri dari sekitar 40 ribu pasangan basa, hanya membutuhkan 100 detik. Informasi genetik ditransfer dari nukleus oleh molekul mRNA ke sitoplasma ke ribosom dan terlibat dalam sintesis protein di sana. Protein yang mengandung ribuan asam amino disintesis dalam sel hidup dalam 5-6 menit, sedangkan pada bakteri lebih cepat.
Sistem kontrol utama, baik dalam reduplikasi konvarian dan dalam transfer informasi intraseluler, menggunakan "prinsip matriks", yaitu. adalah matriks, di sebelah mana makromolekul spesifik yang sesuai dibangun. Saat ini, kode yang tertanam dalam struktur asam nukleat, yang berfungsi sebagai matriks dalam sintesis struktur protein tertentu dalam sel, berhasil diuraikan. Reduplikasi berdasarkan penyalinan matriks tidak hanya mempertahankan norma genetik, tetapi juga penyimpangan darinya, mis. mutasi (dasar dari proses evolusi). Pengetahuan yang cukup akurat tentang tingkat molekuler-genetik merupakan prasyarat yang diperlukan untuk pemahaman yang jelas tentang fenomena kehidupan yang terjadi di semua tingkat organisasi kehidupan lainnya.
Salah satu komponen dari latar belakang umum kosm. surel besar radiasi. R.i. terdistribusi secara merata di atas bola langit dan sesuai dalam intensitasnya dengan radiasi termal dari benda yang benar-benar hitam pada suhu sekitar. 3 K, menemukan Amer. ilmuwan A. Penzias dan ... Ensiklopedia Fisik
Radiasi RELICT, mengisi Semesta dengan radiasi kosmik, spektrum yang dekat dengan spektrum benda hitam mutlak dengan suhu sekitar 3 K. Ini diamati pada gelombang dari beberapa mm hingga puluhan cm, hampir secara isotropik. Asal... ... Ensiklopedia Modern
Radiasi kosmik latar belakang, yang spektrumnya dekat dengan spektrum benda hitam pekat dengan suhu kira-kira. 3 K. Ini diamati pada gelombang dari beberapa mm hingga puluhan cm, hampir secara isotropik. Asal usul radiasi peninggalan dikaitkan dengan evolusi ... Kamus Ensiklopedis Besar
radiasi latar belakang- Emisi radio kosmik latar belakang, yang terbentuk pada tahap awal perkembangan Semesta. [GOST 25645.103 84] Subjek mengkondisikan ruang fisik. radiasi peninggalan luar angkasa EN… Buku Pegangan Penerjemah Teknis
Radiasi kosmik latar belakang, spektrumnya dekat dengan spektrum benda hitam dengan suhu sekitar 3°K. Itu diamati pada panjang gelombang dari beberapa milimeter hingga puluhan sentimeter, hampir secara isotropik. Asal usul radiasi peninggalan ... ... kamus ensiklopedis
Radiasi elektromagnetik yang mengisi bagian alam semesta yang dapat diamati (Lihat Alam Semesta). R.i. sudah ada pada tahap awal perluasan Semesta dan memainkan peran penting dalam evolusinya; adalah sumber informasi unik tentang masa lalunya... Ensiklopedia Besar Soviet
radiasi CMB- (dari sisa relicium lat.) radiasi elektromagnetik kosmik yang terkait dengan evolusi Semesta, yang mulai berkembang setelah "ledakan besar"; radiasi kosmik latar belakang, spektrum yang dekat dengan spektrum benda yang sepenuhnya hitam dengan ... ... Awal dari ilmu alam modern
Ruang latar belakang radiasi, spektrum yang dekat dengan spektrum benda hitam mutlak dengan suhu kira-kira. 3 K. Diamati pada gelombang dari beberapa. mm hingga puluhan cm, hampir secara isotropik. asal R. dan. terkait dengan evolusi alam semesta, ke surga di masa lalu ... ... Ilmu pengetahuan Alam. kamus ensiklopedis
Radiasi kosmik latar belakang termal, spektrum yang dekat dengan spektrum benda hitam mutlak dengan suhu 2,7 K. Asal usul R. i. terkait dengan evolusi Alam Semesta, yang di masa lalu memiliki suhu dan kepadatan radiasi yang tinggi ... ... kamus astronomi
Kosmologi Zaman Semesta Big Bang Jarak kosmik Radiasi peninggalan Persamaan keadaan kosmologis Energi gelap Massa tersembunyi Alam Semesta Friedmann Prinsip kosmologi Model kosmologi Pembentukan ... Wikipedia
Buku
- Satu set meja. Evolusi Alam Semesta (12 tabel), . Album edukasi 12 lembar. Pasal - 5-8676-012. struktur astronomi. hukum Hubble. model Friedman. Periode evolusi Alam Semesta. alam semesta awal. nukleosintesis primer. peninggalan…
- Kosmologi, Steven Weinberg. Sebuah monografi monumental oleh peraih Nobel Steven Weinberg merangkum hasil kemajuan yang dicapai selama dua dekade terakhir dalam kosmologi modern. Dia unik dalam…
Radiasi latar gelombang mikro (CMB)
- kosmik radiasi memiliki karakteristik spektrum pada suhu sekitar. ZK; menentukan intensitas radiasi latar Semesta dalam rentang radio gelombang pendek (pada gelombang sentimeter, milimeter, dan submilimeter). Ini ditandai dengan tingkat isotropi tertinggi (intensitasnya hampir sama ke segala arah). Pembukaan M.f. dan. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) membenarkan apa yang disebut. , memberikan bukti eksperimental paling penting yang mendukung gagasan tentang isotropi perluasan Semesta dan homogenitasnya dalam skala besar (lihat ).Menurut model Alam Semesta yang panas, substansi Alam Semesta yang mengembang di masa lalu memiliki kerapatan yang jauh lebih tinggi daripada sekarang, dan suhu yang sangat tinggi. Pada T> 10 8 K primer, terdiri dari proton, ion helium dan elektron, terus menerus memancarkan, menghamburkan dan menyerap foton, berada dalam radiasi penuh. Selama ekspansi Alam Semesta berikutnya, suhu plasma dan radiasi turun. Interaksi partikel dengan foton tidak lagi memiliki waktu untuk secara nyata mempengaruhi spektrum radiasi selama waktu karakteristik ekspansi (saat ini Semesta telah menjadi jauh lebih kecil daripada kesatuan dalam hal bremsstrahlung). Namun, bahkan tanpa interaksi antara radiasi dan materi selama perluasan Semesta, spektrum radiasi benda hitam tetap benda hitam, hanya suhu radiasi yang menurun. Sementara suhu melebihi 4000 K, zat utama sepenuhnya terionisasi, jangkauan foton dari satu peristiwa hamburan ke peristiwa lainnya jauh lebih sedikit. Pada 4000 K, proton dan elektron terjadi, plasma berubah menjadi campuran atom hidrogen dan helium netral, Semesta menjadi benar-benar transparan terhadap radiasi. Dalam perjalanan ekspansi lebih lanjut, suhu radiasi terus turun, tetapi sifat radiasi benda hitam dipertahankan sebagai peninggalan, sebagai "kenangan" dari periode awal evolusi dunia. Radiasi ini ditemukan pertama kali pada panjang gelombang 7,35 cm, dan kemudian pada panjang gelombang lain (dari 0,6 mm hingga 50 cm).
Temp-ra M. f. dan. dengan akurasi 10% ternyata sama dengan 2,7 K. Cf. energi foton radiasi ini sangat kecil - 3000 kali lebih kecil dari energi foton cahaya tampak, tetapi jumlah foton M. f. dan. sangat besar. Untuk setiap atom di Alam Semesta, ada ~ 10 9 foton M. f. dan. (rata-rata 400-500 foton per 1 cm 3).
Seiring dengan metode langsung untuk menentukan suhu M. f. dan. - menurut kurva distribusi energi dalam spektrum radiasi (lihat), ada juga metode tidak langsung - menurut populasi tingkat energi molekul yang lebih rendah dalam medium antarbintang. Pada penyerapan foton M. f. dan. molekul bergerak dari utama negara menjadi bersemangat. Semakin tinggi suhu radiasi, semakin tinggi kerapatan foton dengan energi yang cukup untuk mengeksitasi molekul, dan semakin besar proporsinya pada tingkat tereksitasi. Dengan jumlah molekul yang tereksitasi (tingkat populasi) seseorang dapat menilai suhu radiasi yang tereksitasi. Dengan demikian, pengamatan optik Garis penyerapan sianogen antarbintang (CN) menunjukkan bahwa tingkat energinya yang lebih rendah terisi seolah-olah molekul CN berada dalam medan radiasi benda hitam tiga derajat. Fakta ini ditetapkan (tetapi tidak sepenuhnya dipahami) pada awal tahun 1941, jauh sebelum penemuan M. f. dan. pengamatan langsung.Baik bintang dan galaksi radio, maupun antargalaksi panas. gas, maupun emisi kembali cahaya tampak oleh debu antarbintang, dapat menghasilkan radiasi yang mendekati St. Petersburg. dan .: energi total radiasi ini terlalu tinggi, dan spektrumnya tidak menyerupai spektrum bintang atau spektrum sumber radio (Gbr. 1). Ini, serta hampir tidak adanya fluktuasi intensitas di atas bola langit (fluktuasi sudut skala kecil), membuktikan asal mula peninggalan kosmologis M. f. dan.
Fluktuasi M. f. dan.
Deteksi perbedaan kecil dalam intensitas M. f. dan, diterima dari berbagai bagian bola langit, akan memungkinkan kita untuk menarik sejumlah kesimpulan tentang sifat gangguan utama dalam materi, yang kemudian mengarah pada pembentukan galaksi dan kelompok galaksi. Galaksi modern dan kelompoknya terbentuk sebagai hasil dari pertumbuhan ketidakhomogenan amplitudo yang tidak signifikan dalam kepadatan materi yang ada sebelum rekombinasi hidrogen di Semesta. Untuk setiap kosmologis model, orang dapat menemukan hukum pertumbuhan amplitudo ketidakhomogenan selama perluasan Semesta. Jika Anda tahu berapa amplitudo ketidakhomogenan zat pada saat rekombinasi, Anda dapat menentukan berapa lama mereka bisa tumbuh dan menjadi satu. Setelah itu, wilayah dengan kepadatan yang jauh lebih tinggi dari rata-rata seharusnya menonjol dari latar belakang umum yang meluas dan memunculkan galaksi dan gugusnya. Hanya radiasi peninggalan yang dapat "memberitahu" tentang amplitudo ketidakhomogenan kerapatan awal pada saat rekombinasi. Karena sebelum rekombinasi, radiasi terikat secara kaku pada materi (elektron menyebarkan foton), ketidakhomogenan dalam distribusi spasial materi menyebabkan ketidakhomogenan dalam kerapatan energi radiasi, yaitu, pada perbedaan suhu radiasi di wilayah Semesta dengan kerapatan berbeda. Ketika, setelah rekombinasi, zat tersebut berhenti berinteraksi dengan radiasi dan menjadi transparan terhadapnya, M. f. dan. seharusnya menyimpan semua informasi tentang ketidakhomogenan kepadatan di Alam Semesta selama periode rekombinasi. Jika ketidakhomogenan ada, maka suhu M. f. dan. harus berfluktuasi tergantung pada arah pengamatan. Namun, eksperimen untuk mendeteksi fluktuasi yang diharapkan belum memiliki akurasi yang cukup tinggi. Mereka hanya memberikan batas atas pada nilai fluktuasi. Pada skala sudut kecil (dari satu menit busur sampai enam derajat busur), fluktuasi tidak melebihi 10 -4 K. Mencari fluktuasi M. f. dan. juga diperumit oleh fakta bahwa kontribusi terhadap fluktuasi latar belakang diberikan oleh kosmik diskrit. sumber radio, radiasi atmosfer bumi berfluktuasi, dll. Percobaan pada skala sudut besar juga menunjukkan bahwa suhu M. f. dan. praktis tidak tergantung pada arah pengamatan: penyimpangan tidak melebihi K. Data yang diperoleh memungkinkan untuk mengurangi perkiraan tingkat anisotropi perluasan Semesta dengan faktor 100 dibandingkan dengan perkiraan dari data pengamatan langsung galaksi "menyusut".
M.f. dan. sebagai "udara baru".
M.f. dan. isotropik hanya dalam sistem koordinat yang terkait dengan galaksi "surut", dalam apa yang disebut. kerangka acuan bergerak (kerangka ini berkembang seiring dengan Semesta). Dalam sistem koordinat lainnya, intensitas radiasi tergantung pada arahnya. Fakta ini membuka kemungkinan untuk mengukur kecepatan Matahari relatif terhadap sistem koordinat yang terkait dengan M. f. dan. Memang, karena efek Doppler, foton yang merambat ke arah pengamat yang bergerak memiliki energi yang lebih tinggi daripada yang mengejarnya, meskipun faktanya dalam sistem yang terkait dengan M. f. yaitu, energi mereka sama. Oleh karena itu, suhu radiasi untuk pengamat seperti itu ternyata bergantung pada arah: , di mana T 0 - lih. melintasi suhu radiasi langit, v- kecepatan pengamat, - sudut antara vektor kecepatan dan arah pengamatan.
Anisotropi dipol dari radiasi peninggalan, terkait dengan gerakan tata surya relatif terhadap medan radiasi ini, kini telah ditetapkan dengan kuat (Gbr. 2): di arah konstelasi Leo, suhu M. f. dan. 3,5 mK di atas rata-rata, dan dalam arah yang berlawanan (rasi bintang Aquarius) dengan jumlah yang sama di bawah rata-rata. Akibatnya, Matahari (bersama dengan Bumi) bergerak relatif terhadap M. f. dan. dengan kecepatan kira-kira. 400 km/s menuju konstelasi Leo. Keakuratan pengamatan sangat tinggi sehingga para peneliti menetapkan kecepatan Bumi mengelilingi Matahari, yaitu 30 km/s. Perhitungan kecepatan Matahari di sekitar pusat Galaksi memungkinkan untuk menentukan kecepatan Galaksi relatif terhadap medan magnet. dan. Kecepatannya 600 km/s. Pada prinsipnya, ada metode yang memungkinkan untuk menentukan kecepatan gugusan galaksi yang kaya relatif terhadap radiasi latar belakang (lihat ).
Spektrum M. f. dan.
pada gambar. 1 menunjukkan data eksperimen yang ada pada M. f. dan. dan kurva distribusi energi Planck dalam spektrum radiasi kesetimbangan dari benda hitam mutlak yang memiliki suhu 2,7 K. Posisi titik-titik percobaan sesuai dengan teori. bengkok. Ini adalah konfirmasi kuat dari model alam semesta panas.
Perhatikan bahwa dalam rentang gelombang sentimeter dan desimeter, pengukuran suhu M. f. dan. mungkin dari permukaan bumi menggunakan teleskop radio. Dalam milimeter dan terutama dalam rentang submilimeter, radiasi atmosfer mengganggu pengamatan M. f. dan, oleh karena itu, pengukuran dilakukan melalui broadband, dipasang pada balon (silinder) dan roket. Data berharga pada spektrum M. t. dan. dalam kisaran milimeter diperoleh dari pengamatan garis serapan molekul medium antarbintang dalam spektrum bintang panas. Ternyata yang utama kontribusi terhadap densitas energi M. f. dan. memberikan radiasi dari 6 hingga 0,6 mm, yang suhunya mendekati 3 K. Dalam rentang panjang gelombang ini, rapat energi M. f. dan. \u003d 0,25 eV / cm 3.
Banyak kosmologis teori dan teori pembentukan galaksi, yang mempertimbangkan proses materi dan antimateri, disipasi gerakan potensial skala besar yang dikembangkan, penguapan massa kecil primer, peluruhan yang tidak stabil, memprediksi cara. pelepasan energi pada tahap awal perluasan alam semesta. Pada saat yang sama, setiap pelepasan energi align="absmiddle" width="127" height="18"> pada tahap ketika suhu M. f. dan. berubah dari hingga 3 K, seharusnya spektrum benda hitamnya sangat terdistorsi. Jadi, spektrum M. f. dan. membawa informasi tentang sejarah termal alam semesta. Selain itu, informasi ini ternyata dibedakan: pelepasan energi pada masing-masing dari tiga tahap ekspansi (K; 3T 4000 K). Ada sangat sedikit foton energik seperti itu (~10 -9 dari jumlah totalnya). Oleh karena itu, radiasi rekombinasi yang timbul dari pembentukan atom netral pasti telah mendistorsi kuat spektrum medan magnet. dan. pada gelombang 250 m.Substansi bisa mengalami pemanasan lain selama pembentukan galaksi. Spektrum M. f. dan. juga bisa berubah dalam kasus ini, karena hamburan foton peninggalan oleh elektron panas meningkatkan energi foton (lihat ). Perubahan yang sangat kuat terutama terjadi dalam kasus ini di wilayah spektrum dengan panjang gelombang pendek. Salah satu kurva yang menunjukkan kemungkinan distorsi spektrum M. f. i., ditunjukkan pada Gambar. 1 (kurva putus-putus). Perubahan yang tersedia dalam spektrum M. t. dan. menunjukkan bahwa pemanasan sekunder materi di Semesta terjadi jauh lebih lambat daripada rekombinasi.
M.f. dan. dan sinar kosmik.
Ruang angkasa sinar (proton dan inti energi tinggi; elektron ultrarelativ yang menentukan emisi radio galaksi kita dan galaksi lain dalam jarak meter) membawa informasi tentang proses ledakan raksasa di bintang dan inti galaksi, tempat mereka dilahirkan. Ternyata, masa hidup partikel berenergi tinggi di Semesta sangat bergantung pada foton M. f. dan., memiliki energi rendah, tetapi sangat banyak - ada satu miliar kali lebih banyak daripada atom di Semesta (rasio ini dipertahankan dalam proses ekspansi Semesta). Dalam tabrakan elektron kosmik ultrarelativistik. sinar dengan foton M. f. dan. energi dan momentum didistribusikan kembali. Energi foton meningkat berkali-kali lipat, dan foton radio berubah menjadi foton sinar-x. radiasi, sedangkan energi elektron berubah tidak signifikan. Karena proses ini diulang berkali-kali, elektron secara bertahap kehilangan semua energinya. Diamati dari satelit dan roket roentgen. radiasi latar tampaknya sebagian disebabkan oleh proses ini.
Proton dan inti energi super tinggi juga tunduk pada aksi foton M. f. dan .: dalam tumbukan dengan mereka, inti terbelah, dan tumbukan dengan proton menyebabkan lahirnya partikel baru (pasangan elektron-positron, -meson, dll.). Akibatnya, energi proton berkurang dengan cepat ke nilai ambang batas, di bawahnya pembentukan partikel menjadi tidak mungkin menurut hukum kekekalan energi dan momentum. Dengan proses-proses inilah praktik itu dikaitkan. ketidakhadiran di luar angkasa balok partikel dengan energi 10 20 eV, serta sejumlah kecil inti berat.
Lit.:
Zel'dovich Ya.B., model Semesta "Panas", UFN, 1966, v. 89, c. 4, hal. 647; Weinberg S., Tiga menit pertama, trans. dari bahasa Inggris, M., 1981.
Seperti yang mungkin telah diketahui oleh pembaca, sejarah astronomi radio telah berkembang sedemikian rupa sehingga penemuan-penemuan terpenting dalam bidang ilmu ini dibuat secara tidak sengaja. Awal astronomi radio diletakkan oleh penemuan tak sengaja oleh Jansky tentang sumber-sumber radiasi terpisah yang datang ke Bumi dari luar angkasa. Saat meneliti
fenomena kedipan gelombang radio sebagai hasil yang tidak disengaja, sekunder, tetapi jauh lebih penting, ditemukan pulsar.
Penemuan besar lainnya pada zaman kita dibuat secara tak terduga bagi mereka yang menemukan fenomena baru. Pada tahun 1965, Penzias dan Wilson, dua spesialis radio, atas nama Bell, menyelidiki salah satu perangkat paling sensitif untuk menerima gelombang radio dan membuat perbaikan untuk menghilangkan efek dari semua kemungkinan interferensi. Ketika, setelah lama bekerja, mereka sampai pada kesimpulan bahwa mereka telah melakukan segalanya ke arah ini dan pengaruh sumber emisi radio terestrial harus dihancurkan sepenuhnya, ternyata perangkat penerima yang diarahkan ke langit terus menerima, meskipun sangat lemah, tapi pasti emisi radio terdaftar. Keunikannya adalah bahwa intensitas radiasi menunjukkan kekonstanan yang hampir ketat untuk semua arah, dengan pengecualian, tentu saja, di mana sadel emisi radio kosmik diskrit berada.
Pentingnya penemuan yang dibuat menjadi jelas ketika penelitian lebih lanjut menunjukkan bahwa distribusi radiasi yang masuk melalui panjang gelombang sesuai dengan radiasi dari "benda hitam". Hal ini seperti yang akan disebabkan oleh benda yang memiliki suhu yang sangat rendah: 3 kelvin (Kelvin).Sesuai dengan hukum Wien (λ m · T = 0,2897) energi radiasi maksimum pada suhu ini jatuh pada panjang gelombang sekitar 1 mm.
Dari independensi hampir penuh dari intensitas pancaran radio yang terdeteksi dari arah (isotropi-nya), maka Semesta diresapi oleh radiasi ini, ia mengisi semua ruang antara bintang dan galaksi. Distribusi energi dalam spektrum menurut hukum untuk benda hitam mutlak dengan suhu 3 K menunjukkan bahwa radiasi ini bukan radiasi transformasi bintang, nebula dan galaksi, tetapi merupakan zat independen yang mengisi ruang Semesta. . Oleh karena itu, disebut radiasi latar.
