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 yang benar-benar hitam 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, yang 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 Alam 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…
LATAR BELAKANG MICROWAVE
(radiasi peninggalan) - kosmik. radiasi yang memiliki karakteristik spektrum tubuh benar-benar hitam pada suhu kira-kira. 3K; menentukan intensitas radiasi latar belakang Semesta dalam kisaran gelombang radio sentimeter, milimeter, dan submilimeter. Ini ditandai dengan tingkat isotropi tertinggi (intensitasnya hampir sama ke segala arah). Pembukaan M. f. dan. [TETAPI. Penzias (A. Penzias), P. Wilson (R. Wilson), 1965] membenarkan apa yang disebut. teori alam semesta panas, memberikan eksperimen yang paling penting. bukti yang mendukung konsep isotropi perluasan Semesta dan homogenitasnya dalam skala besar (lihat. Kosmologi).
Menurut teori Alam Semesta yang panas, substansi Alam Semesta yang mengembang memiliki kerapatan yang jauh lebih tinggi di masa lalu daripada saat ini dan suhu yang sangat tinggi. Pada T> 10 8 K plasma primer, terdiri dari proton, ion helium dan elektron, terus menerus memancarkan, menyebarkan dan menyerap foton, berada dalam termodinamika penuh. kesetimbangan dengan radiasi. Selama ekspansi Alam Semesta berikutnya, laju plasma dan radiasi turun. Interaksi partikel dengan foton tidak lagi memiliki waktu untuk secara nyata mempengaruhi spektrum emisi selama waktu ekspansi karakteristik ( ketebalan optik alam semesta oleh bremsstrahlung pada saat ini telah menjadi jauh lebih sedikit daripada persatuan). Namun, bahkan tanpa interaksi sama sekali antara radiasi dan materi, selama perluasan Semesta, spektrum radiasi benda hitam tetap benda hitam, hanya lajunya yang menurun. Sementara suhu melebihi 4000 K, zat utama benar-benar terionisasi, jangkauan foton dari satu peristiwa hamburan ke peristiwa lainnya jauh lebih sedikit. cakrawala peristiwa di alam semesta. Pada 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. dan. dengan akurasi 10% sama dengan 2,7 K. Cp. 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 ~ 109 foton M. f. dan. (lih. 400-500 foton / cm 3).
Seiring dengan metode langsung untuk menentukan suhu M. f. i. - menurut kurva distribusi energi dalam spektrum radiasi ( lihat hukum radiasi Planck) - ada juga metode tidak langsung - menurut populasi yang lebih rendah. tingkat energi molekul dalam medium antarbintang. Pada penyerapan foton M. f. dan. molekul bergerak dari utama negara menjadi bersemangat. Semakin tinggi laju radiasi, semakin tinggi densitas foton dengan energi yang cukup untuk mengeksitasi molekul, dan semakin besar fraksinya pada level tereksitasi. Menurut jumlah molekul tereksitasi (populasi tingkat), seseorang dapat menilai suhu radiasi tereksitasi. Dengan demikian, pengamatan optik Garis serapan antar bintang cyanogen (CN) menunjukkan bahwa itu lebih rendah. tingkat energi diisi 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.
Tidak ada bintang dan galaksi radio, tidak ada intergalaksi panas. gas, maupun emisi kembali cahaya tampak oleh debu antarbintang, dapat menghasilkan radiasi yang mendekati sifat M. f. 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 kosmologis. asal peninggalan M. f. dan.
Beras. 1. Spektrum radiasi latar belakang gelombang mikro Alam Semesta [intensitas dalam erg/(cm 2 *s*sr*Hz)]. Percobaan. titik diplot dengan indikasi kesalahan pengukuran. Titik CN, CH sesuai dengan hasil penentuan batas atas (ditunjukkan oleh panah) suhu radiasi dari tingkat populasi molekul antarbintang yang sesuai.
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. Modern galaksi dan gugusnya terbentuk sebagai hasil dari pertumbuhan ketidakhomogenan kerapatan materi, yang amplitudonya tidak signifikan, yang ada sebelum rekombinasi hidrogen di alam semesta (lihat Gambar. Fluktuasi primer di alam 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 kerapatan yang jauh lebih tinggi dari rata-rata seharusnya terpisah dari latar belakang yang mengembang secara umum dan memunculkan galaksi-galaksi dan gugus-gugusnya (lihat Gambar. Struktur alam semesta skala besar). 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 heterogenitas ada, maka kecepatan-pa M. f. dan. harus berfluktuasi tergantung pada arah pengamatan. Namun, eksperimen untuk mendeteksi fluktuasi yang diharapkan belum menghasilkan nilai yang terukur. Mereka memungkinkan untuk menunjukkan hanya bagian atas, batas nilai fluktuasi. Di sudut-sudut kecil skala (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. Eksperimen pada sudut yang besar. timbangan juga menunjukkan bahwa suhu M. f. dan. praktis tidak tergantung pada arah pengamatan: penyimpangan tidak melebihi 4 * 10 -3 K. Data yang diperoleh memungkinkan untuk mengurangi perkiraan tingkat anisotropi perluasan Semesta dengan faktor 100 dibandingkan dengan perkiraan dari 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 mempengaruhi 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, laju radiasi untuk pengamat seperti itu ternyata bergantung pada arah: di mana laju radiasi langit rata-rata, adalah kecepatan pengamat, adalah sudut antara vektor kecepatan dan arah pengamatan.
Beras. 2. Distribusi kecerahan radiasi latar belakang gelombang mikro pada bola langit. Angka-angka mencirikan penyimpangan dari suhu latar belakang gelombang mikro rata-rata di seluruh bola dalam mK.
Anisotropi radiasi peninggalan yang terkait dengan gerakan tata surya relatif terhadap medan radiasi ini telah ditetapkan dengan kuat sekarang (Gbr. 2), ia memiliki karakter dipol; di arah konstelasi Leo temp-pa M. f. dan. sebesar 3,5 * 10 -3 K melebihi 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 mengelilingi pusat Galaksi memungkinkan untuk menentukan kecepatan Galaksi relatif terhadap M. f. dan. Ini adalah km/s. Pada prinsipnya, ada metode yang memungkinkan untuk menentukan kecepatan gugus galaksi yang kaya relatif terhadap radiasi latar belakang (lihat Gambar. gugus galaksi).
Spektrum M. f. dan. pada gambar. 1 menunjukkan percobaan yang ada. data pada M. f. dan. dan kurva distribusi energi Planck dalam spektrum radiasi kesetimbangan benda hitam dengan suhu Eksperimen. poin sesuai dengan teori kurva, yang merupakan konfirmasi kuat dari model Alam Semesta yang panas.
Perhatikan bahwa dalam rentang gelombang sentimeter dan desimeter, pengukuran suhu M. f. dan. mungkin dari permukaan bumi. Dalam milimeter dan terutama dalam rentang submilimeter, radiasi atmosfer mengganggu pengamatan M. f. dan, oleh karena itu, pengukuran dilakukan oleh bolometer pita lebar yang dipasang pada balon (silinder) dan roket. Data berharga pada spektrum M. f. dan. dalam kisaran milimeter yang diperoleh dari pengamatan garis penyerapan molekul medium antarbintang dalam spektrum bintang panas. Ternyata yang utama kontribusi terhadap densitas energi M. f. dan. memberikan radiasi dengan panjang gelombang 6 hingga 0,6 mm, yang suhunya mendekati 3 K. Dalam rentang panjang gelombang ini, rapat energi M. f. i.eV/cm3 .
Salah satu percobaan untuk menentukan fluktuasi M. f. dan., komponen dipolnya dan bagian atasnya, batas-batas radiasi kuadrupol dilakukan pada satelit "Prognoz-9" (USSR, 1983). Sudut resolusi peralatan itu kira-kira. Kontras termal terdaftar tidak melebihi K.
Banyak kosmologis teori dan teori pembentukan galaksi, yang mempertimbangkan proses penghancuran. materi dan antimateri, disipasi yang dikembangkan pergolakan, gerakan potensial skala besar, penguapan primer lubang hitam massa rendah, peluruhan partikel elementer yang tidak stabil, kemudian memprediksi pelepasan energi pada tahap awal perluasan alam semesta. Pada saat yang sama, setiap pelepasan energi pada tahap ketika suhu M. f. dan. berubah dari 3·10 8 K menjadi 3 K, seharusnya spektrum benda hitamnya terdistorsi secara nyata. T. o., 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 pemuaian
Panggilan tertentu. distorsi spektrum. Pada tahap pertama, spektrum paling terdistorsi di wilayah LW, pada tahap kedua dan ketiga - di wilayah panjang gelombang pendek. Proses rekombinasi itu sendiri berkontribusi pada distorsi spektrum di wilayah HF. Foton yang dipancarkan selama rekombinasi memiliki energi kira-kira. 10 eV, yang puluhan kali lebih tinggi dari lih. energi foton radiasi kesetimbangan dari zaman itu (di K). Ada sangat sedikit foton energik seperti itu (dari jumlah totalnya). Jadi rekombinasiradiasi, timbul selama pembentukan atom netral, seharusnya sangat terdistorsi spektrum M. f. dan. di atas ombak
Substansi Alam Semesta bisa mengalami pemanasan lain selama pembentukan galaksi. Spektrum M. f. efek Compton). Perubahan yang sangat kuat terjadi dalam kasus ini di wilayah spektrum HF. Salah satu kurva yang menunjukkan kemungkinan distorsi spektrum M. f. i., ditunjukkan pada Gambar. 1 (kurva putus-putus). Perubahan yang tersedia dalam spektrum M. f. dan. menunjukkan bahwa pemanasan sekunder materi di Semesta terjadi jauh lebih lambat daripada rekombinasi.
foton meningkat berkali-kali, 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 dipengaruhi oleh foton M.f. dan .: dalam tumbukan dengan mereka, inti terbelah, dan tumbukan dengan proton menyebabkan lahirnya partikel baru (pasangan elektrop-positron, pion, dll.). Akibatnya, energi proton dengan cepat menurun ke nilai ambang batas, di bawahnya produksi partikel menjadi tidak mungkin menurut hukum kekekalan energi dan momentum. Dengan proses-proses inilah praktik itu dikaitkan. ketidakhadiran di luar angkasa berkas partikel dengan energi 
serta sejumlah kecil inti berat.
Lit.: Zel'dovich Ya. B., "Model Panas" Alam Semesta, UFN, 1966, v. 89, hlm. 647; Weinberg S., Tiga menit pertama, trans. dari bahasa Inggris, M., 1981. P. A. Sunyaev.
- - 1) proses eksitasi gelombang elektromagnetik di lingkungan dengan berosilasi partikel bermuatan; 2) gelombang elektromagnetik sendiri disebut juga radiasi dalam proses perambatannya pada medium tertentu...
Awal Mula Ilmu Pengetahuan Alam Modern
LATAR BELAKANG Radiasi dalam astrofisika bersifat difus dan praktis merupakan radiasi elektromagnetik isotropik Alam Semesta. Spektrum radiasi latar memanjang dari gelombang radio panjang hingga sinar gamma. Kontribusi radiasi latar dapat berasal dari sumber jauh yang tidak dapat dibedakan secara terpisah dan materi difus (gas, debu) yang mengisi luar angkasa. Komponen terpenting dari radiasi latar adalah radiasi relik.
LATAR BELAKANG RADIASI - radiasi yang ada di lingkungan dalam kondisi normal. Ini harus diperhitungkan ketika mengukur radiasi dari sumber tertentu.
radiasi CMB
Radiasi bantuan (atau radiasi latar gelombang mikro kosmik dari radiasi latar gelombang mikro kosmik). Istilah "radiasi peninggalan", yang biasanya digunakan dalam literatur berbahasa Rusia, diperkenalkan oleh astrofisikawan Soviet I.S. Shklovsky - radiasi elektromagnetik kosmik dengan derajat isotropi yang tinggi dan dengan karakteristik spektrum benda yang benar-benar hitam dengan suhu 2,725 K.
Keberadaan CMB diprediksi secara teoritis dalam kerangka teori Big Bang. Meskipun banyak aspek dari teori Big Bang yang asli kini telah direvisi, dasar-dasar yang memungkinkan untuk memprediksi suhu CMB tidak berubah. Dipercayai bahwa radiasi peninggalan telah dilestarikan dari tahap awal keberadaan Semesta dan mengisinya secara merata. Keberadaannya secara eksperimental dikonfirmasi pada tahun 1965. Seiring dengan pergeseran merah kosmologis, CMB dianggap sebagai salah satu konfirmasi utama teori Big Bang.
Sifat radiasi
Menurut teori Big Bang, alam semesta awal adalah plasma panas yang terdiri dari foton, elektron, dan baryon. Berkat efek Compton, foton terus-menerus berinteraksi dengan partikel plasma lainnya, mengalami tumbukan elastis dengan mereka dan bertukar energi. Dengan demikian, radiasi berada dalam keadaan kesetimbangan termal dengan materi, dan spektrumnya sesuai dengan spektrum benda yang benar-benar hitam.
Saat Semesta mengembang, pergeseran merah kosmologis menyebabkan plasma mendingin dan, pada tahap tertentu, elektron menjadi lebih disukai secara energetik untuk membentuk atom dengan menggabungkan proton - inti hidrogen dan partikel alfa - inti helium. Proses ini disebut rekombinasi. Ini terjadi pada suhu plasma sekitar 3.000 K dan perkiraan usia alam semesta 400.000 tahun. Sejak saat itu, foton tidak lagi dihamburkan oleh atom-atom netral dan dapat bergerak bebas di ruang angkasa, praktis tanpa berinteraksi dengan materi. Bola yang diamati sesuai dengan momen tertentu disebut permukaan hamburan terakhir. Ini adalah objek paling jauh yang dapat diamati dalam spektrum elektromagnetik.
Alam semesta, tidak terdistorsi oleh sumber terdekat (atmosfer bumi, radiasi dari Galaksi, dll.). Ini adalah F. ke. dan. harus melihat perangkat dengan bidang pandang yang luas, dibawa ke ruang antar galaksi. Sayangnya, eksperimen seperti itu tidak mungkin. Para astronom mempelajari F. c. dan., menggunakan instrumen berbasis darat dan ekstra-atmosfer. Dalam hal ini, pemisahan komponen latar belakang dari radiasi difus (tersebar) lokal dan galaksi. alam adalah tugas yang sulit.
Seringkali latar belakang disebut. semua interferensi yang membuat sulit untuk mengekstrak sinyal dari objek diskrit: sendiri. kebisingan instrumen, laporan sinar-x. counter yang disebabkan oleh adanya ruang. sinar, radiasi difus yang jatuh ke bidang pandang instrumen (khususnya, bisa juga F. ke. dan. ketika mengamati sumber dengan ukuran sudut kecil), dll. Harus ditekankan perbedaan antara F. ke. dan . dari konsep latar dalam arti tertentu.
penelitian F. untuk. dan. mewakili diri mereka sendiri. menarik, karena membawa informasi tentang radiasi yang memenuhi seluruh Alam Semesta, yaitu informasi tentang Alam Semesta secara keseluruhan. Selain itu, F. ke. dan. mungkin mengandung radiasi dari sejumlah besar sumber-sumber diskrit yang tidak dapat dibedakan secara individual dan pengukuran F. ke. dan. memberikan beberapa perkiraan properti mereka.
Secara historis, masalah pertama yang terkait dengan F. hingga. Dan., adalah masalah kecerahan langit malam dalam rentang yang terlihat. Sehubungan dengan itu, dirumuskan masalah kosmologis yang paling sederhana. tes, yang memasuki sejarah sains dengan nama. Paradoks Olbers, atau paradoks fotometrik: di Semesta stasioner homogen tak terbatas, pada garis pandang mana pun kita harus melihat permukaan bintang, yaitu, seluruh langit harus memiliki kecerahan yang sebanding dengan kecerahan piringan matahari. Jelas bahwa model Semesta seperti itu bertentangan dengan pengalaman kita sehari-hari - kecerahan langit malam dalam rentang yang terlihat sangat rendah. Paradoks Olbers diselesaikan secara modern. model evolusi alam semesta. Galaksi lahir ca. 10 miliar tahun yang lalu, jumlah bintang di alam semesta sangat kecil sehingga kosmologis. cakrawala ( ct~10 28 cm) bagian langit yang tertutup bintang dapat diabaikan. Selain itu, radiasi bintang pada jarak yang jauh digeser ke kisaran IR karena pergeseran merah dan tidak berkontribusi pada kecerahan langit yang diamati dalam kisaran yang terlihat.
Pengetahuan yang akurat tentang kecerahan langit malam (lebih tepatnya, F.C.I. optik, yang intensitasnya setidaknya seratus kali lebih kecil dari kecerahan langit malam, kontribusi utama yang diberikan oleh cahaya atmosfer, cahaya zodiak, dan cahaya bintang Galaksi) memberlakukan pembatasan ketat pada model tertentu dari evolusi galaksi, pada durasi fase terang evolusi mereka pada tahap "galaksi muda", dll.
Para astronom tidak hanya tertarik pada nilai kecerahan langit dalam rentang panjang gelombang e-magn tertentu. spektrum, tetapi juga ang. fluktuasi intensitas radiasi latar belakang. Di alam semesta yang mengembang secara isotropik, radiasi latar harus isotropik: intensitasnya tidak boleh bergantung pada arah. Isotropi dari latar belakang yang sebenarnya memudahkan pemisahannya dari sumber lokal radiasi difus. Pada saat yang sama, jika yang utama sumber latar belakang adalah radiasi sumber diskrit, kemudian pada sudut yang sangat kecil. ukuran, ketika di bidang pandang perangkat jatuh ke lih. urutan satu sumber, intensitas latar belakang harus berfluktuasi kuat ketika berpindah dari satu area pengamatan di langit ke yang lain. Fluktuasi ini dapat digunakan untuk menilai ruang. distribusi sumber, serta distribusinya di sepanjang aliran.
Analisis sifat F. to dan. menunjukkan bahwa di sebagian besar rentang spektrum, intensitasnya ditentukan oleh banyak. sumber radiasi yang jauh. Dalam sejumlah rentang F. ke. dan. tidak terkait dengan sumber diskrit. Keberadaannya adalah salah satu properti Semesta secara keseluruhan (yang disebut radiasi peninggalan), atau konsekuensi dari kehadiran di intergalaksi. ruang dari zat yang memancar (panas gas intergalaksi, sinar kosmik).
pada gambar. 1 dan dalam tabel. data pengukuran dan perkiraan intensitas F. to. dan.
Beras. 1. Spektrum radiasi latar belakang elektromagnetik Semesta. Garis putus-putus adalah hasil pengamatan, garis putus-putus adalah perkiraan teoritis; Iv dalam erg (cm 2. s. Hz. sr) -1.
Kepadatan energi dan jumlah foton radiasi latar dalam rentang yang berbeda
Hanya dalam rentang optik dan radio pengamatan F. hingga. dan. dapat dihasilkan dari permukaan bumi. Penelitian di UV, sinar-X. dan pita-g spektrum menjadi mungkin hanya berkat keberhasilan astronomi ekstra-atmosfer.
alokasi F. untuk. dan. dengan latar belakang radiasi Galaxy ternyata menjadi tugas yang sulit. pada gambar. Gambar 2 menunjukkan hubungan antara radiasi difus Galaksi dan F. to. dan.
pita radio. L o n w o w o f r a d i o d i o o e ( v<600 МГц; l>50cm). Teleskop radio menerima radiasi FCT dan sinkrotron dari elektron relativistik di medium antarbintang Galaksi, yang membuatnya sulit untuk mengisolasi FCT. Radiasi sinkrotron dari Galaxy sangat tidak merata di langit. Yang menarik adalah area di langit dengan min. suhu kecerahan T b sama dengan 80 K pada frekuensi 178 MHz. Jelas bahwa ini adalah yang teratas. batas pada suhu kecerahan F. untuk. dan. pada frekuensi ini. Pilih ekstragalaksi komponen hanya mungkin jika spektrum emisi Galaksi berbeda dari spektrum F. ke. dan. Sayangnya, mereka cukup dekat. Analisis yang cermat menunjukkan bahwa suhu kecerahan latar belakang pada frekuensi 178 MHz mendekati 30 K, dan indeks spektral bertepatan dengan lih. indeks spektral radiasi galaksi radio a=0,75. Ini memungkinkan Anda untuk menemukan suhu kecerahan dan intensitas F. to. dan. pada setiap panjang gelombang dalam rentang meter T b 30 (l/1,7m) 2,75 K, Iv= 3 . 10 -19. (l/1,7m) 0,75 erg (
lihat 2. s. Hz. lihat) -1 . Kebetulan indeks spektral F. ke dan. dan galaksi radio mengarah pada asumsi bahwa gelombang panjang F. ke. dan. mewakili total radiasi dari sumber pancaran radio yang jauh dan kuat: galaksi radio dan quasar. Namun, diamati di sekitar ruang galaksi kita. kepadatan galaksi radio dan luminositas radionya (lihat. Kilau) ternyata tidak cukup untuk menjelaskan intensitas F. to. dan. Hanya setelah perhitungan yang cermat dari sumber radio yang lemah (dan, oleh karena itu, jauh) barulah dimungkinkan untuk maju dalam menyelesaikan masalah ini. Ketergantungan jumlah sumber pada fluks ternyata jauh lebih curam dari yang diharapkan. Ini menunjukkan bahwa sebelumnya, ketika Semesta jauh lebih muda, ada sumber radio yang jauh lebih kuat daripada sekarang (lebih tepatnya, ada lebih banyak sumber radio untuk sejumlah galaksi tertentu). Ada kosmologis evolusi sumber radio. Galaksi radio dan quasar jauh yang kuat diamati hari ini sebagai sumber radio yang lemah. Ternyata ini yang banyak sumber mendefinisikan F. ke. dan. di daerah gelombang radio yang panjang.
Beras. 2. Rasio kepadatan energi latar belakang radiasi alam semesta dan radiasi difus haasal laktat; r dalam eV / cm 3.
jangkauan inframerah(10 12Hz< v<3 10 14 Гц; 1 мкм
Sensitivitas modern instrumentasi tidak cukup untuk non-perantara. pengamatan inframerah F. to. dan. pada gambar. 1, 2 dan tabel menunjukkan hasil teoritis. perkiraan total radiasi quasar dan inti galaksi berdasarkan data pengamatan radiasi inframerah dari sumber individu dan data kepadatan mereka di alam semesta. Rentang Terlihat<
1 m). Untuk alokasi terlihat F. ke. dan. dari radiasi difus yang diamati, perlu untuk mengurangi radiasi dari sumber yang relatif dekat: emisi atmosfer, cahaya zodiak(cahaya Matahari tersebar di debu antarplanet), cahaya integral dari bintang-bintang Galaksi. Emisi atmosfer menjadi tidak signifikan untuk pengamatan di luar atmosfer bumi. Dalam pengamatan berbasis darat, untuk mengecualikannya, koreksi diperkenalkan berdasarkan studi transmisi atmosfer pada sudut yang berbeda ke zenith. Kontribusi cahaya zodiak, pada prinsipnya, dapat diperhitungkan dengan meluncurkan kosmik perangkat tegak lurus terhadap bidang ekliptika pada jarak ~ 1 AU. yaitu, ke wilayah di mana praktis tidak ada debu antarplanet. Cara lain, yang sekarang lebih mudah diakses, adalah dengan menggunakan model pendaran debu zodiak, serta dalam pengamatan F. to. dan. di garis Fraunhofer, di mana radiasi matahari lemah dan oleh karena itu cahaya zodiak melemah. Studi intensif sedang dilakukan pada sifat-sifat cahaya zodiak dari roket dan satelit dengan tujuan mengisolasi F. to. dan. Faktor ketiga dapat diperkirakan dari fungsi luminositas dan ruang. distribusi bintang di galaksi. Faktor ini menyumbang Ch. ketidakpastian dalam studi ekstragalaksi. komponen optik. langit bersinar.
Selama pengamatan dari Bumi, tidak ada jejak komponen isotropik yang terlihat dari F. to. dan. Atas. batasnya ternyata sekitar 100 kali lebih kecil dari total kecerahan langit yang diamati dalam rentang yang terlihat. Mengetahui spektrum emisi galaksi, kerapatannya dalam ruang dan jarak ke galaksi, adalah mungkin untuk menghitung radiasi integralnya. Pada saat yang sama, ternyata kontribusi untuk F. terlihat dan. memberikan aturan. galaksi (lebih tepatnya, radiasi bintang penyusunnya).
Juga harus diperhitungkan bahwa jika intergalaksi ruang yang dipenuhi bintang, gugusan bintang atau galaksi kerdil, mereka hampir mustahil untuk dideteksi dengan modern. tingkat teknologi pengamatan. Dalam hal ini, kontribusi benda-benda "bercahaya" ini untuk lih. kerapatan materi di alam semesta tidak diketahui. Di sini batas atas ternyata berguna. batas intensitas F. sampai. dan. dalam kisaran yang terlihat. Jika objek tak kasat mata ini memiliki rasio massa - luminositas yang sama dengan rata-rata galaksi, maka gunakan eksperimen. Dari data, dapat ditunjukkan bahwa massa benda bercahaya di Semesta kecil untuk Semesta tertutup (lihat Gambar. Kosmologi).
Jangkauan UV. Wilayah spektrum ini secara kondisional dapat dibagi menjadi dua bagian: yang pertama tersedia untuk pengamatan dari satelit dan roket, yang kedua pada dasarnya tidak dapat diakses untuk pengamatan langsung dari tata surya.
Jangkauan yang tersedia untuk observasi. Kecerahan langit di wilayah spektrum UV ditentukan oleh radiasi bintang panas di Galaksi kita. Jelas, semakin tinggi suhu T permukaan bintang, semakin banyak foton yang dipancarkannya dalam kisaran UV. Jumlah bintang dengan suhu tertentu berkurang dengan cepat seiring bertambahnya T. Oleh karena itu, radiasi total bintang-bintang di Galaksi juga berkurang dengan cepat seiring dengan penurunan panjang gelombang. Jadi, menurut pengukuran di ruang angkasa. stasiun "Venus", luminositas integral Galaksi kita (tidak termasuk kontribusi inti yang tidak diketahui) di pita 1225-1340 diperkirakan 10 40 -10 41 erg / s, yang hanya 10 -3 -10 -4 darinya luminositas dalam rentang yang terlihat. Oleh karena itu, diharapkan bahwa pemilihan extragalactic komponen dalam rentang UV akan lebih ringan daripada yang terlihat, dan akan membawa informasi di bagian utama. tentang sumber non-bintang - inti galaksi, quasar, intergalaksi. gas. Benar, radiasi kuat karena emisi ulang garis oleh hidrogen antarplanet juga termasuk dalam kisaran UV yang dapat diakses untuk pengamatan. L asal matahari. Namun, radiasi ini dapat dikecualikan oleh filter. Terlepas dari semua upaya untuk memilih metagalactic Radiasi UV belum berhasil. Hanya bagian atas yang didirikan secara eksperimental. batas intensitasnya (sesuai dengan kecerahan langit minimum yang diamati dan hingga kontribusi sinar kosmik terhadap jumlah instrumen).
Dengan analogi dengan Galaksi kita, wajar untuk menganggap bahwa semuanya normal. galaksi memancarkan sedikit sinar UV, dan bahwa intensitas komponen F. to. kecil. Namun, gelombang besar radiasi UV yang tak terduga terdeteksi dari wilayah inti galaksi M31 (Nebula Andromeda) dan dari sejumlah galaksi lain. Sumber penting F. to. dan. dalam rentang spektrum UV, menurut pengamatan dari seorang spesialis. satelit harus quasar.
Mempelajari ultra-violet F. to. dan. penting untuk menentukan jumlah dan sifat intergalaksi panas. gas, yang, mungkin, menentukan kepadatan materi di alam semesta. Secara khusus, ruang kosmologis yang bergeser merah jatuh ke dalam pita yang disorot oleh filter yang ada. garis emisi bergeser L a elemen paling umum di Semesta, hidrogen, jika terletak pada jarak tidak melebihi 600 Mpc (pada konstanta Hubble Absen dalam spektrum quasar jauh dari pita serapan yang sesuai dengan L a , berbicara tentang kepadatan yang dapat diabaikan dari intergalaksi netral. hidrogen, yaitu, ionisasi intergalaksi tingkat tinggi. gas 
, di mana n Tangan n P adalah jumlah atom hidrogen dan proton dalam 1 cm 3 intergalaksi. ruang angkasa.
Rentang tidak tersedia untuk pengamatan langsung. Wilayah spektrum ini pada dasarnya tidak dapat diakses untuk pengamatan langsung dari luar tata surya karena penyerapan foton radiasi UV oleh hidrogen antarbintang yang netral. Hanya ada metode tidak langsung untuk memperkirakan intensitas pengion F. to. Radiasi UV latar belakang harus menciptakan zona ionisasi hidrogen di sekitar galaksi, mirip dengan zona HII yang ada di sekitar bintang panas. Jelas, jika tingkat latar belakang sangat tinggi, maka foton UV dapat mengionisasi seluruh gas antarbintang. Bahkan, pengawasan radio Saluran radio hidrogen 21 cm menyebabkan penemuan gas netral jauh melampaui optik. batas galaksi. Kepadatan hidrogen di sana sangat rendah, dan fakta bahwa hidrogen tidak terionisasi menunjukkan intensitas rendah dari ultraviolet FK, puncaknya. batasnya adalah 100 kali lebih rendah daripada kisaran yang diamati di sekitarnya. Hidrogen di pinggiran galaksi ternyata 100 kali lebih sensitif daripada detektor di satelit dan roket. Batas yang dihasilkan tidak begitu rendah: itu sesuai dengan 10.000 foton pengion yang jatuh pada 1 cm 2 permukaan galaksi dalam 1 detik.
Jangkauan sinar-X Pengamatan dari roket, satelit dan silinder menunjukkan bahwa radiasi dalam kelas-sich. sinar-x daerah 
sangat isotropik, yaitu memiliki galaksi ekstragalaktik alam. Hanya di daerah sinar-x lunak. sinar (untuk foton dengan energi e<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.
Sumber utama sinar-X. F. ke. dan. masih belum diketahui. Rupanya, ini adalah inti galaksi, intergalaksi panas. gas masuk gugusan galaksi dan quasar (galaksi biasa menyediakan tidak lebih dari 1% dari latar belakang sinar-X yang diamati). Dengan survei mendalam dari sejumlah area langit dengan sinar-X Einstein. observatorium (dari satelit HEAO-B, USA, 1978), hingga sepuluh roentgen ditemukan pada setiap derajat persegi. sumber. Analisis terperinci mereka di Opt. kisaran menunjukkan bahwa 20-30% dari mereka adalah quasar, 20-30% adalah galaksi jauh, 20-30% adalah bintang dari Galaksi kita. Namun, radiasi benda-benda ini dapat memberikan tidak lebih dari 50% intensitas F. to. dan. di rontgen. jangkauan. Beberapa sinar-X lemah. sumber tidak dapat diidentifikasi dengan objek optik atau radio. Peluncuran sinar-X direncanakan. satelit, to-rye harus mengambil peta seluruh langit dalam kisaran 0,5 hingga 1,5 keV dan meletakkannya di beberapa. ratusan ribu rontgen. sumber.
Asal usul sinar-X. F. ke. dan. mungkin karena hamburan foton frekuensi rendah oleh elektron kosmik relativistik. sinar (terbalik efek Compton). Dengan hamburan seperti itu, energi foton meningkat berkali-kali dan jatuh ke sinar-x. jangkauan. Dalam inti galaksi, tampaknya, hamburan Compton berganda oleh elektron termal efektif, yang mengarah pada pembentukan sinar-X yang keras. radiasi dalam plasma Maxwellian nonrelativistik panas. Mekanisme penting lain dari radiasi sinar-X. foton adalah bremsstrahlung dari gas panas.
Rentang gamma Seperti rontgen. radiasi, g-radiasi dapat timbul di bawah efek Compton terbalik dan sebagai bremsstrahlung elektron relativistik selama interaksi mereka dengan gas. Selain itu, g-foton juga dapat diproduksi dalam proses lain. Ini termasuk, pertama-tama, tumbukan proton di ruang angkasa. sinar dengan inti atom dari medium antarbintang, yang mengarah pada kelahiran p 0 -meson; pemusnahan proton dan antiproton, disertai dengan produksi dan peluruhan p0-meson menjadi dua g-foton; selain itu, eksitasi oleh partikel nontermal dan radiasi inti berikutnya, pemusnahan elektron dan positron. Karena penampang dan probabilitas dari semua proses ini cukup dikenal, para ahli teori menghitung terlebih dahulu fluks yang diharapkan dari sumber radiasi gamma diskrit, fluks radiasi y dari bidang Galaksi kita, dan memperkirakan intensitas radiasi gamma. Latar Belakang.
Semesta transparan untuk hard g-radiasi hingga nilai pergeseran merah z~100. Oleh karena itu, menurut intensitas yang diamati F. to. seseorang dapat menarik kesimpulan penting tentang jumlah antimateri di Semesta: tidak mungkin ada antimateri sebanyak jumlah materi di Semesta (lihat Gambar. Asimetri Baryon Semesta). Memang, selama waktu yang sesuai dengan perubahan z dari 0 hingga 100 (selama ini, radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik mendingin sekitar 100 kali - dari 300 K menjadi 2,7 K), memusnahkan tidak lebih dari sepersejuta materi Semesta. Jika tidak, intensitas radiasi latar belakang akan jauh lebih tinggi daripada yang diamati. Dapat diharapkan bahwa daya tembus radiasi g yang tinggi akan membuat g-astronomi menjadi alat yang ampuh untuk mempelajari evolusi Semesta.
Lit.: Longhair M.S., Sunyaev R.A., Radiasi elektromagnetik di Alam Semesta, "UFN", 1971, v. 105, hlm. 41. R.A. Sunyaev.
Artikel ini ditulis oleh Vladimir Gorunovich untuk situs ini dan situs Wikiknowledge.
radiasi CMB(sumber) atau lebih tepatnya radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang (Radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik Inggris) - radiasi elektromagnetik kosmik yang bukan berasal dari bintang-bintang Semesta, dengan karakteristik spektrum benda hitam mutlak dengan suhu 2,725 K dan dengan derajat isotropi yang tinggi. Maksimum radiasi jatuh pada frekuensi 160,4 GHz, yang sesuai dengan panjang gelombang 1,9 mm.
Keberadaan radiasi latar belakang kosmik (peninggalan) diprediksi secara teoritis dalam kerangka hipotesis Big Bang. Dalam kerangka hipotesis ini, diasumsikan bahwa radiasi peninggalan telah diawetkan dari tahap awal keberadaan Semesta dan mengisinya secara merata. Seiring dengan pergeseran merah kosmologis, radiasi latar belakang kosmik (relik) dianggap oleh beberapa fisikawan sebagai salah satu konfirmasi hipotesis Big Bang.
Saat ini, fisika mengklaim bahwa radiasi kosmik (peninggalan) latar belakang memiliki sumber selain Big Bang. Oleh karena itu, nama historis radiasi ini salah mencerminkan sifatnya dan menyesatkan. Ini juga dibuktikan oleh fakta bahwa keberadaan "Big Bang" dalam sejarah alam semesta sekarang ditolak oleh fisika karena tidak sesuai dengan alam dan hukum-hukumnya.
Keberadaan radiasi latar belakang kosmik (peninggalan) secara eksperimental dikonfirmasi pada tahun 1965.
- 1 Radiasi latar kosmik dan hipotesis Big Bang
- 2 Radiasi latar kosmik dan teori medan
- 3 Latar belakang radiasi kosmik dan elektrodinamika klasik
- 4 Latar belakang radiasi kosmik dan hukum kekekalan energi
- 5 Sumber alami radiasi latar belakang kosmik
- 6 Mekanisme alami pembentukan komponen utama radiasi kosmik latar belakang
- 7 CMB: Ringkasan
1. Radiasi kosmik latar belakang dan hipotesis Big Bang
Menurut hipotesis Big Bang, Alam Semesta awal adalah plasma panas yang terdiri dari proton, neutron, elektron dan foton (yaitu, baryon, salah satu lepton dan foton). Dikatakan bahwa karena efek Compton, foton terus berinteraksi dengan partikel plasma lainnya (proton, neutron dan elektron), mengalami tumbukan elastis dengan mereka dan bertukar energi. Dengan demikian, radiasi harus berada dalam keadaan kesetimbangan termal dengan materi, dan spektrumnya harus sesuai dengan spektrum benda yang benar-benar hitam.
Karena perluasan Alam Semesta diasumsikan oleh hipotesis Big Bang, pergeseran merah kosmologis (seperti yang diharapkan) seharusnya menyebabkan plasma mendingin, dan pada tahap tertentu seharusnya menjadi lebih disukai secara energetik bagi elektron untuk bergabung dengan proton (inti hidrogen) dan partikel alfa (inti helium), dan membentuk atom. Proses ini disebut rekombinasi. Ini bisa terjadi pada suhu plasma sekitar 3000 K dan perkiraan usia alam semesta sekitar 400.000 tahun. Sejak saat itu, foton, seperti yang diharapkan, berhenti dihamburkan oleh atom-atom netral dan dapat bergerak bebas di ruang angkasa, praktis tanpa berinteraksi dengan materi. Bola yang diamati sesuai dengan momen tertentu disebut permukaan hamburan terakhir dalam hipotesis Big Bang. Diasumsikan bahwa ini adalah objek terjauh yang dapat diamati dalam spektrum elektromagnetik. Sebagai hasil dari perluasan Alam Semesta yang diharapkan lebih lanjut, suhu radiasi telah menurun dan sekarang menjadi 2,725 K. (Data diambil dari Wikipedia dan sedikit dimodifikasi).
Dan sekarang sedikit kritik dari sudut pandang fisika.
Neutron (tersembunyi di balik kata "baryon") adalah partikel elementer yang tidak stabil dan setelah beberapa waktu (sekitar 1000 detik), setiap neutron akan meluruh menjadi proton, elektron, dan elektron antineutrino. Jadi, "koktail" ini harus terdiri dari proton, elektron, foton, dan antineutrino elektron. Dalam proses peluruhan neutron, elektron antineutrino, sebagai partikel elementer dengan massa diam terkecil, akan mengambil bagian yang signifikan dari energi peluruhan. Kemudian, sebagai akibat dari tumbukan di ruang intergalaksi dengan antineutrino lain, kedua partikel akan berpindah ke keadaan tereksitasi dengan emisi foton berenergi rendah berikutnya - radiasi kosmik latar belakang. Jadi ketidaktahuan hipotesis Big Bang tentang hukum alam tidak membebaskan hipotesis ini dari tindakan mereka.
Dan dari proton dan elektron ternyata - hanya hidrogen. Akibatnya, Semesta hidrogen harus diperoleh, dalam radiasi "peninggalan" di mana garis spektral hidrogen harus ada. Atom helium tidak memiliki apa pun untuk dibuat, jika Anda tidak menggunakan bintang dan reaksi termonuklirnya. Tetapi kemudian 400.000 tahun yang diberikan oleh hipotesis untuk pembentukan helium oleh bintang-bintang jelas tidak cukup.
Tidak ada yang membuktikan perluasan Semesta - ini hanya asumsi yang didasarkan pada interpretasi sepihak dari pergeseran merah yang mendukung efek Doppler dan mengabaikan interaksi partikel elementer. Ini juga merupakan pernyataan dongeng bahwa setelah 400.000 tahun, foton dapat bergerak bebas di ruang angkasa, praktis tanpa berinteraksi dengan materi. Di sini mereka lupa tentang antineutrino, yang dihasilkan dari peluruhan neutron, dan tentang interaksi foton-neutrino, yang diabaikan oleh model standar. Mereka juga lupa tentang interaksi antineutrino itu sendiri. Dan, akhirnya, fisika belum menemukan bukti bahwa ada Big Bang dalam sejarah alam semesta.
Sekarang mengapa itu terjadi, atau lebih tepatnya, mengapa alih-alih teori Dentuman Besar, muncul hipotesis yang salah.
Dalam fisika, seseorang harus sangat berhati-hati dalam memilih landasan teori yang dikembangkan. Setelah meletakkan model standar yang salah di dasar teori yang dikembangkan, penulis mengambil jalan yang salah dan membuat hipotesis yang salah. Dan ini bukan kesalahan mereka bahwa mereka mempercayai pidato bersuara manis dari para pendukung model standar - tetapi kemalangan mereka. Pertama-tama orang seharusnya bertanya-tanya apakah Model Standar memiliki terlalu banyak parameter arbitrer yang digunakan dengan sangat baik agar sesuai dengan data eksperimen baru. Dan jika Anda masih memperhatikan manipulasi hukum alam, maka semuanya akan menjadi jelas. Tetapi tidak ada Fisika Baru pada waktu itu dan kami harus mengambil apa yang ada - model standar.
Sehingga kesalahan dalam memilih foundation tentu saja berujung pada hasil yang salah. Untuk fisika, semua ini jelas, tapi mungkin untuk kosmologi ini baru. Dan jika demikian, maka kosmologi harus menjalani kursus menghormati hukum alam dengan seorang guru yang tegas bernama "Alam", seperti dulu dengan fisika. Benar, perlu dicatat bahwa sebagian kecil fisika (fisika partikel elementer), dengan ketekunan yang layak untuk penerapan yang lebih baik, mencoba mengendalikan hukum kekekalan energi yang bertentangan dengan alam. Dan apa yang keluar dari lelucon ini sekarang terlihat jelas: "teori" yang luar biasa.
Dengan demikian, radiasi kosmik latar belakang, yang secara keliru disebut "relik", tidak diciptakan oleh Big Bang dan pasti memiliki sumber lain di alam .
2. Radiasi kosmik latar belakang dan teori medan
Teori medan partikel elementer sebagai salah satu sumber radiasi kosmik latar menunjukkan interaksi neutrino (antineutrino), yang dipancarkan bintang dalam jumlah raksasa. Karena neutrino, karena sangat ringan (tidak lebih dari 0,052 eV), membawa sebagian besar energi fusi termonuklir, mereka bergerak dengan kecepatan relativistik dan dengan mudah meninggalkan tidak hanya sistem bintang, tetapi juga galaksi. Bertabrakan di ruang intergalaksi dengan neutrino dari bintang lain, partikel elementer berpindah ke keadaan tereksitasi. Kemudian, setelah waktu tertentu, neutrino yang tereksitasi beralih ke keadaan energi yang lebih rendah dengan emisi foton energi rendah. Dalam hal ini, emisi foton terjadi di ruang intergalaksi. Dengan demikian, ilusi penampakan radiasi elektromagnetik dari ketiadaan (tampaknya melanggar hukum kekekalan energi) atau dari masa lalu yang jauh (Big Bang) tercipta.
Sumber radiasi kosmik latar belakang berikutnya adalah interaksi foton dengan neutrino. Foton dari jangkauan cahaya, ultraviolet atau inframerah, bertabrakan dengan neutrino, memberikannya sebagian kecil, tetapi bukan nol, dari energinya. Akibatnya, di satu sisi, neutrino beralih ke keadaan tereksitasi, diikuti oleh emisi kuantum radiasi gelombang mikro, dan di sisi lain, energi foton yang bertabrakan berkurang - yaitu. pergeseran merah dibuat. Oleh karena itu, mekanisme pembentukan pergeseran merah merupakan salah satu sumber radiasi kosmik latar belakang.
Sumber lain dari radiasi kosmik latar belakang adalah reaksi pemusnahan pasangan partikel elementer - ini adalah pemusnahan sepasang "neutrino-antineutrino", di sini Anda juga dapat menambahkan sepasang "elektron-positron".
Dengan demikian, latar belakang radiasi kosmik (peninggalan) harus mencakup radiasi elektromagnetik neutrino tereksitasi (antineutrino) , selama transisi mereka ke keadaan dengan energi yang lebih rendah. Saat ini, fisika tidak dapat mengukur massa diam elektron dan muon neutrino, atau energi keadaan tereksitasinya. Oleh karena itu, fisika saat ini tidak dapat dengan jelas mengatakan apakah radiasi kosmik (peninggalan) latar belakang sebagian besar merupakan hasil tumbukan neutrino, atau apakah ia memiliki komponen penting lainnya.
3. Latar belakang radiasi kosmik dan elektrodinamika klasik
Elektrodinamika klasik menyatakan bahwa radiasi elektromagnetik apa pun, termasuk radiasi kosmik latar belakang, hanya dapat diciptakan jika hukum elektromagnetisme, serta hukum alam lainnya, dipatuhi. Radiasi ini hanya dapat diciptakan oleh medan elektromagnetik partikel elementer atau senyawanya (atom, molekul, ion, dll.). Dalam hal ini, radiasi yang diciptakan akan selalu berinteraksi dengan medan elektromagnetik partikel elementer lainnya dan terlepas dari "tahap penciptaan Semesta". - Jika ada Semesta, maka ada hukum Semesta, termasuk hukum elektromagnetisme, sebagai bagian integral dari Semesta.
Pendinginan plasma dalam kesetimbangan termal hanya mungkin jika energi kinetik dihabiskan, misalnya, pada pembentukan pasangan "partikel-antipartikel" baru. Tapi kemudian, bersama dengan materi, antimateri juga akan diciptakan dengan semua konsekuensi berikutnya dan bencana alam semesta di masa depan. Dan perluasan Alam Semesta tidak boleh didalilkan, tetapi dibuktikan.
Artikel Big Bang menunjukkan kontradiksi antara elektrodinamika klasik dan hipotesis Big Bang. Karena itu, latar belakang radiasi kosmik (peninggalan) harus memiliki sumber alami selain Big Bang .
4. Latar belakang radiasi kosmik dan hukum kekekalan energi
Menurut hukum kekekalan energi (yang terus bekerja di alam), radiasi elektromagnetik (termasuk radiasi latar kosmik) tidak dapat diciptakan dari bentuk energi yang tidak ada di alam sebagai akibat dari Big Bang hipotetis, juga sebagai akibat dari fluktuasi kuantum hipotetis dalam ruang hampa. Radiasi kosmik latar belakang harus memiliki sumber alami , misalnya: interaksi, reaksi dan transformasi partikel elementer (dipancarkan oleh bintang).
5. Sumber alami radiasi kosmik latar belakang
Karena kemungkinan Big Bang ditolak oleh fisika, radiasi kosmik latar belakang tidak bisa menjadi radiasi peninggalan. Oleh karena itu, radiasi kosmik latar belakang harus memiliki sumber alami.
Di antara kemungkinan sumber alami radiasi kosmik latar belakang, fisika menyarankan sumber-sumber berikut:
- radiasi neutrino tereksitasi (baik elektronik dan muon),
- reaksi pemusnahan pasangan elektron neutrino-antineutrino,
- reaksi peluruhan muon neutrino menjadi elektron dengan emisi foton (osilasi neutrino),
- radiasi atom atau molekul individu,
- radiasi molekul gas neutrino (keadaan terikat beberapa neutrino elektron).
Dalam hal ini, neutrino akan masuk ke keadaan tereksitasi baik dari tumbukan dengan neutrino lain, dan dari perjalanan foton rentang tampak, ultraviolet, inframerah, dan lainnya melalui neutrino, di mana energi foton melebihi nilai neutrino. energi eksitasi. Dengan demikian, sumber eksitasi neutrino juga adalah cahaya yang datang dari galaksi yang jauh, yaitu. pergeseran merah.
6. Mekanisme alami pembentukan komponen utama radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang (artikel dalam pengembangan)
Saat ini, fisika telah menetapkan mekanisme alami untuk pembentukan komponen utama radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang dan, oleh karena itu, salah satu sumber alami utamanya.
Untuk memahami hal ini, mari kita lihat peta radiasi latar kosmik (asli, tanpa penyesuaian untuk "radiasi latar kosmik"), ditempatkan di awal artikel (di atas). Seperti yang Anda lihat, ia dipotong setengah oleh strip horizontal merah, yang mencerminkan fakta bahwa radiasi terbesar yang tercatat berasal dari galaksi kita. Akibatnya, di galaksi kita ada proses alami yang menciptakan radiasi kosmik latar belakang. Proses serupa terjadi di galaksi lain, serta (lebih lemah) di ruang intergalaksi.
Dan sekarang mari kita bertanya pada diri sendiri: sebagai akibatnya radiasi ini dapat muncul di ruang antarbintang, atau antargalaksi. Untuk melakukan ini, mari kita perhatikan partikel elementer yang "sulit dipahami" dan senyawa molekulnya, yang kurang dipelajari oleh fisika.
Menurut teori medan partikel elementer, neutrino elektron harus berinteraksi dengan neutrino elektron lain melalui medan elektromagnetiknya. Contoh energi potensial interaksi sepasang elektron neutrino yang terletak pada bidang yang sama dengan putaran antiparalel ditunjukkan pada gambar.
Gambar tersebut menunjukkan adanya sumur potensial dengan kedalaman 1,54×10 -3 ev dengan jarak minimum 8,5×10 -5 cm Seperti yang Anda lihat, sepasang elektron neutrino harus memiliki keadaan terikat dengan nol berputar dengan energi orde 3 ev (nilai yang lebih tepat dapat ditentukan menggunakan mekanika kuantum).
Keadaan terikat ini akan menyerupai molekul hidrogen, dengan perbedaan bahwa dalam “molekul” ini (ν e2) neutrino berinteraksi dengan medan elektromagnetiknya. Sebagai akibat dari nilai energi ikat yang sangat rendah, molekul e2 akan stabil dalam kondisi yang mendekati suhu dingin mutlak dan tanpa adanya tumbukan dengan neutrino elektron lain dan bukan hanya neutrino elektron.
Neutrino elektronik juga dapat membentuk keadaan terikat yang lebih kompleks, dengan energi ikat yang lebih tinggi, misalnya, e4 (dst.). Akibatnya, Semesta harus memiliki bentuk materi neutrino dalam bentuk gas neutrino, yang sebagian besar terdiri dari molekul e2 , apalagi e4 .
Dan gas neutrino ini akan berinteraksi baik dengan cahaya (menciptakan pergeseran merah) dan dengan elektron neutrino yang dipancarkan dalam jumlah besar oleh bintang. Sebagai hasil dari interaksi ini, senyawa molekul neutrino elektron dipecah menjadi beberapa bagian. Dan selama proses sebaliknya - fusi sepasang elektron neutrino menjadi senyawa molekuler, energi dilepaskan dalam bentuk radiasi elektromagnetik gelombang mikro dengan panjang gelombang yang sesuai dengan komponen utama radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang (996). Selain itu, ketika sepasang molekul e2 bergabung menjadi molekul e4 bahkan lebih banyak energi dilepaskan, yang sesuai dengan bagian dari spektrum 34 pada gambar.
Dengan demikian, radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang (secara keliru disebut "radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik") telah kehilangan asal ilahinya dan memperoleh sumber-sumber alami..
7. CMB: Ringkasan
Radiasi gelombang mikro kosmik latar belakang, yang secara historis (salah) disebut peninggalan harus memiliki sumber alami . Salah satu sumber tersebut adalah interaksi neutrino.
Secara umum, perlu untuk mempelajari secara rinci seluruh spektrum radiasi kosmik latar belakang (di seluruh rentang frekuensi, tidak terbatas pada frekuensi gelombang mikro) dan menentukan komponennya, serta kemungkinan sumbernya, daripada menulis kisah alkitabiah baru sekarang tentang penciptaan alam semesta. Untuk semua jenis dongeng "ilmiah", ada tempat yang bagus dalam sastra anak-anak, kecuali, tentu saja, yang terakhir ingin menendang pantat mereka, seperti yang terjadi baru-baru ini, dan fisika akan terus berlanjut.
Vladimir Gorunovich
