Radiação CMB
A radiação de fundo de micro-ondas extragaláctica ocorre na faixa de frequência de 500 MHz a 500 GHz, que corresponde a comprimentos de onda de 60 cm a 0,6 mm. Essa radiação de fundo carrega informações sobre os processos que ocorreram no Universo antes da formação de galáxias, quasares e outros objetos. Essa radiação, chamada relíquia, foi descoberta em 1965, embora tenha sido prevista nos anos 40 por Georgy Gamow e estudada por astrônomos por décadas.
No Universo em expansão, a densidade média da matéria depende do tempo - no passado era maior. No entanto, durante a expansão, não apenas a densidade muda, mas também a energia térmica da matéria, o que significa que no estágio inicial da expansão o Universo não era apenas denso, mas também quente. Como consequência, em nosso tempo deve haver uma radiação residual cujo espectro seja o mesmo que o espectro de um corpo absolutamente sólido, e essa radiação deve ser altamente isotrópica. Em 1964, A.A. Penzias e R. Wilson, testando uma antena de rádio sensível, descobriram uma radiação de micro-ondas de fundo muito fraca, da qual não conseguiram se livrar de forma alguma. Sua temperatura acabou sendo 2,73 K, que está próxima do valor previsto. Foi demonstrado a partir de experimentos em estudos de isotropia que a fonte de radiação de fundo de micro-ondas não pode ser localizada dentro da Galáxia, pois então uma concentração de radiação em direção ao centro da Galáxia teria que ser observada. A fonte de radiação também não poderia estar localizada dentro do sistema solar. seria observada uma variação diurna na intensidade da radiação. Por causa disso, uma conclusão foi tirada sobre a natureza extragaláctica dessa radiação de fundo. Assim, a hipótese de um Universo quente recebeu uma base observacional.
Para entender a natureza da CMB, é necessário recorrer aos processos que ocorreram nos estágios iniciais da expansão do Universo. Vamos considerar como as condições físicas do Universo mudaram durante o processo de expansão.
Agora, cada centímetro cúbico de espaço contém cerca de 500 fótons cósmicos de fundo em micro-ondas, e há muito menos substância neste volume. Como a razão entre o número de fótons e o número de bárions no processo de expansão é preservada, mas a energia dos fótons no curso da expansão do Universo diminui com o tempo devido ao redshift, podemos concluir que em algum momento em No passado, a densidade de energia da radiação era maior que a densidade de energia das partículas de matéria. Este tempo é chamado de estágio de radiação na evolução do Universo. A etapa de radiação foi caracterizada pela igualdade da temperatura da matéria e da radiação. Naqueles dias, a radiação determinava completamente a natureza da expansão do universo. Aproximadamente um milhão de anos após o início da expansão do Universo, a temperatura caiu para vários milhares de graus e ocorreu a recombinação de elétrons, que antes eram partículas livres, com prótons e núcleos de hélio, ou seja, a formação de átomos. O Universo tornou-se transparente à radiação, e é essa radiação que agora capturamos e chamamos de relíquia. É verdade que desde aquela época, devido à expansão do Universo, os fótons reduziram sua energia em cerca de 100 vezes. Figurativamente falando, os quanta de radiação relíquia "imprimiram" a era da recombinação e carregam informações diretas sobre o passado distante.
Após a recombinação, a matéria pela primeira vez começou a evoluir independentemente, independentemente da radiação, e as densificações começaram a aparecer nela - os embriões de futuras galáxias e seus aglomerados. É por isso que experimentos sobre o estudo das propriedades da radiação relíquia - seu espectro e flutuações espaciais - são tão importantes para os cientistas. Seus esforços não foram em vão: no início dos anos 90. O experimento espacial russo "Relikt-2" e o americano "Kobe" descobriram diferenças na temperatura da radiação relíquia de seções vizinhas do céu, e o desvio da temperatura média é de apenas um milésimo de um por cento. Essas variações de temperatura carregam informações sobre o desvio da densidade da matéria do valor médio durante a época de recombinação. Após a recombinação, a matéria no Universo foi distribuída quase uniformemente, e onde a densidade estava pelo menos um pouco acima da média, a atração era mais forte. Foram as variações de densidade que posteriormente levaram à formação de estruturas de grande escala observadas no Universo, aglomerados de galáxias e galáxias individuais. De acordo com os conceitos modernos, as primeiras galáxias deveriam ter se formado em uma época que corresponde a redshifts de 4 para 8.
Existe alguma chance de olhar ainda mais para a era anterior à recombinação? Até o momento da recombinação, era a pressão da radiação eletromagnética que criava principalmente o campo gravitacional, que retardava a expansão do Universo. Nesta fase, a temperatura variou na proporção inversa da raiz quadrada do tempo decorrido desde o início da expansão. Consideremos sucessivamente diferentes estágios da expansão do Universo primitivo.
A uma temperatura de aproximadamente 1013 Kelvin, pares de várias partículas e antipartículas nasceram e aniquilaram no Universo: prótons, nêutrons, mésons, elétrons, neutrinos, etc. Quando a temperatura caiu para 5 * 1012 K, quase todos os prótons e nêutrons aniquilaram , transformando-se em quanta de radiação; apenas aqueles para os quais não havia antipartículas “suficientes” permaneceram. É desses prótons e nêutrons "excessivos" que consiste principalmente a substância do universo observável moderno.
Em Т= 2*1010 K neutrinos totalmente penetrantes deixaram de interagir com a matéria – a partir desse momento o “fundo de neutrinos relíquia” deveria ter permanecido, o que pode ser detectado no decorrer de futuros experimentos com neutrinos.
Tudo o que acabamos de dizer ocorreu em temperaturas superaltas no primeiro segundo após o início da expansão do Universo. Alguns segundos após o momento do “nascimento” do Universo, começou a era da nucleossíntese primária, quando se formaram os núcleos de deutério, hélio, lítio e berílio. Durou aproximadamente três minutos, e seu principal resultado foi a formação de núcleos de hélio (25% da massa de toda a matéria do Universo). Os elementos restantes, mais pesados que o hélio, compunham uma parte insignificante da substância - cerca de 0,01%.
Após a época da nucleossíntese e antes da época da recombinação (cerca de 106 anos), houve uma calma expansão e resfriamento do Universo, e então - centenas de milhões de anos após o início - surgiram as primeiras galáxias e estrelas.
Nas últimas décadas, o desenvolvimento da cosmologia e da física de partículas elementares tornou possível considerar teoricamente o período inicial, “superdenso” da expansão do Universo. Acontece que no início da expansão, quando a temperatura era incrivelmente alta (mais de 1028 K), o Universo poderia estar em um estado especial no qual se expandia com aceleração e a energia por unidade de volume permanecia constante. Essa fase de expansão foi chamada de inflacionária. Tal estado da matéria é possível sob uma condição - pressão negativa. O estágio de expansão inflacionária ultrarrápida cobriu um pequeno período de tempo: terminou por volta de 10-36 s. Acredita-se que o verdadeiro "nascimento" de partículas elementares de matéria na forma em que as conhecemos agora ocorreu logo após o fim do estágio inflacionário e foi causado pelo colapso do campo hipotético. Depois disso, a expansão do universo continuou por inércia.
A hipótese de um Universo inflacionário responde a uma série de questões importantes na cosmologia, que até recentemente eram consideradas paradoxos inexplicáveis, em particular, a questão da causa da expansão do Universo. Se em sua história o Universo realmente passou por uma época em que houve uma grande pressão negativa, então a gravidade inevitavelmente teria causado não atração, mas repulsão mútua de partículas materiais. E isso significa que o Universo começou a se expandir rapidamente, de forma explosiva. É claro que o modelo do Universo inflacionário é apenas uma hipótese: mesmo uma verificação indireta de suas posições requer tais instrumentos, que simplesmente ainda não foram criados no momento. No entanto, a ideia de expansão acelerada do Universo no estágio inicial de sua evolução tornou-se firmemente estabelecida na cosmologia moderna.
Falando do Universo primitivo, somos subitamente transferidos das maiores escalas cósmicas para a região do micromundo, que é descrita pelas leis da mecânica quântica. A física das partículas elementares e energias superaltas está intimamente entrelaçada na cosmologia com a física dos sistemas astronômicos gigantes. O maior e o menor se fundem aqui um com o outro. Esta é a incrível beleza do nosso mundo, cheio de interconexões inesperadas e profunda unidade.
As manifestações da vida na Terra são extremamente diversas. A vida na Terra é representada por seres nucleares e pré-nucleares, unicelulares e multicelulares; multicelulares, por sua vez, são representados por fungos, plantas e animais. Qualquer um desses reinos une vários tipos, classes, ordens, famílias, gêneros, espécies, populações e indivíduos.
Em toda a variedade aparentemente infinita de seres vivos, vários níveis diferentes de organização dos seres vivos podem ser distinguidos: molecular, celular, tecido, órgão, ontogenético, populacional, espécie, biogeocenótico, biosférico. Os níveis listados são destacados para facilitar o estudo. Se tentarmos identificar os níveis principais, refletindo não tanto os níveis de estudo quanto os níveis de organização da vida na Terra, então os principais critérios para tal seleção devem ser reconhecidos como a presença de estruturas elementares específicas, discretas e fenômenos elementares . Com esta abordagem, torna-se necessário e suficiente destacar os níveis molecular-genético, ontogenético, de espécie populacional e biogeocenótico (N.V. Timofeev-Resovsky e outros).
Nível genético molecular. No estudo deste nível, aparentemente, a maior clareza foi alcançada na definição dos conceitos básicos, bem como na identificação de estruturas e fenômenos elementares. O desenvolvimento da teoria cromossômica da hereditariedade, a análise do processo mutacional e o estudo da estrutura de cromossomos, fagos e vírus revelaram as principais características da organização das estruturas genéticas elementares e dos fenômenos relacionados a elas. Sabe-se que as principais estruturas desse nível (códigos de informações hereditárias transmitidas de geração em geração) são o DNA, diferenciado em comprimento em elementos de código - trigêmeos de bases nitrogenadas que formam os genes.
Os genes neste nível de organização da vida representam unidades elementares. Os principais fenômenos elementares associados aos genes podem ser considerados suas mudanças estruturais locais (mutações) e a transferência de informações neles armazenadas para sistemas de controle intracelular.
A reduplicação covariante ocorre de acordo com o princípio da matriz, quebrando as ligações de hidrogênio da dupla hélice do DNA com a participação da enzima DNA polimerase. Em seguida, cada uma das fitas constrói um fio correspondente para si mesma, após o que as novas fitas são complementarmente conectadas entre si.As bases pirimidina e purina das fitas complementares são ligadas por hidrogênio uma à outra pela DNA polimerase. Este processo é muito rápido. Assim, a automontagem do DNA de Escherichia coli, que consiste em cerca de 40 mil pares de bases, requer apenas 100 s. A informação genética é transferida do núcleo por moléculas de mRNA para o citoplasma para os ribossomos e aí está envolvida na síntese de proteínas. Uma proteína contendo milhares de aminoácidos é sintetizada em uma célula viva em 5 a 6 minutos, enquanto nas bactérias é mais rápido.
Os principais sistemas de controle, tanto na reduplicação convariante quanto na transferência de informação intracelular, utilizam o "princípio da matriz", ou seja, são matrizes, ao lado das quais as macromoléculas específicas correspondentes são construídas. Atualmente, o código embutido na estrutura dos ácidos nucléicos, que serve como matriz na síntese de estruturas proteicas específicas nas células, está sendo decifrado com sucesso. A reduplicação baseada na cópia de matriz retém não apenas a norma genética, mas também os desvios dela, ou seja, mutações (a base do processo evolutivo). O conhecimento suficientemente preciso do nível genético-molecular é um pré-requisito necessário para uma compreensão clara dos fenômenos da vida que ocorrem em todos os outros níveis de organização da vida.
Um dos componentes do cosmos de fundo geral. o email magn. radiação. R. e. uniformemente distribuído sobre a esfera celeste e corresponde em intensidade à radiação térmica de um corpo absolutamente negro a uma temperatura de aprox. 3 K, descobriu Amer. cientistas A. Penzias e ... Enciclopédia Física
Radiação RELICT, enchendo o Universo de radiação cósmica, cujo espectro se aproxima do espectro de um corpo absolutamente negro com uma temperatura de cerca de 3 K. Observa-se em ondas de vários mm a dezenas de cm, quase isotropicamente. Origem... ... Enciclopédia Moderna
Radiação cósmica de fundo, cujo espectro está próximo do espectro de um corpo completamente negro com uma temperatura de aprox. 3 K. Observa-se em ondas de vários mm a dezenas de cm, quase isotropicamente. A origem da radiação relíquia está associada à evolução da ... Grande Dicionário Enciclopédico
radiação de fundo- Emissão de rádio cósmica de fundo, que se formou nos estágios iniciais do desenvolvimento do Universo. [GOST 25645.103 84] Assuntos condicionam o espaço físico. espaço PT radiação relíquia … Manual do Tradutor Técnico
Radiação cósmica de fundo, cujo espectro está próximo do espectro de um corpo negro com uma temperatura de cerca de 3°K. É observado em comprimentos de onda de alguns milímetros a dezenas de centímetros, quase isotropicamente. A origem da radiação relíquia ... ... dicionário enciclopédico
Radiação eletromagnética que preenche a parte observável do Universo (Ver Universo). R. e. já existia nos estágios iniciais da expansão do Universo e desempenhou um papel importante em sua evolução; é uma fonte única de informações sobre seu passado... Grande Enciclopédia Soviética
Radiação CMB- (de lat. relicium remanescente) radiação eletromagnética cósmica associada à evolução do Universo, que iniciou seu desenvolvimento após o "big bang"; radiação cósmica de fundo, cujo espectro é próximo ao espectro de um corpo completamente negro com ... ... Primórdios da ciência natural moderna
Espaço de fundo radiação, cujo espectro está próximo do espectro de um corpo absolutamente negro com uma temperatura de aprox. 3 K. Observado em ondas de vários. mm a dezenas de cm, quase isotropicamente. A origem de R. e. associado à evolução do universo, ao paraíso no passado... ... Ciência natural. dicionário enciclopédico
Radiação cósmica de fundo térmico, cujo espectro está próximo ao espectro de um corpo absolutamente negro com uma temperatura de 2,7 K. A origem de R. i. associada à evolução do Universo, que no passado distante teve uma alta temperatura e densidade de radiação ... ... Dicionário astronômico
Cosmologia Idade do Universo Big Bang Distância cósmica Radiação relíquia Equação cosmológica de estado Energia escura Massa oculta Universo de Friedmann Princípio cosmológico Modelos cosmológicos Formação ... Wikipedia
Livros
- Um conjunto de mesas. Evolução do Universo (12 tabelas), . Álbum educativo de 12 folhas. Artigo - 5-8676-012. estruturas astronômicas. Lei de Hubble. Modelo Friedman. Períodos de evolução do Universo. universo primitivo. nucleossíntese primária. Relíquia…
- Cosmologia, Steven Weinberg. Uma monografia monumental do Prêmio Nobel Steven Weinberg resume os resultados do progresso feito nas últimas duas décadas na cosmologia moderna. Ela é única em…
Radiação de fundo de microondas (CMB)
- cósmico radiação com um espectro característico a uma temperatura de aprox. ZK; determina a intensidade da radiação de fundo do Universo na faixa de rádio de ondas curtas (em ondas centimétricas, milimétricas e submilimétricas). É caracterizada pelo mais alto grau de isotropia (a intensidade é quase a mesma em todas as direções). Abertura de M. f. e. (A. Penzias, R. Wilson, 1965, EUA) confirmou o chamado. , deu a evidência experimental mais importante a favor das ideias sobre a isotropia da expansão do Universo e sua homogeneidade em grandes escalas (ver ).De acordo com o modelo do Universo quente, a substância do Universo em expansão tinha no passado uma densidade muito maior do que agora e uma temperatura extremamente alta. No T> 10 8 K primário, consistindo de prótons, íons de hélio e elétrons, continuamente emitindo, espalhando e absorvendo fótons, estava em plena radiação. Durante a expansão subsequente do Universo, a temperatura do plasma e da radiação caiu. A interação de partículas com fótons não teve mais tempo de afetar visivelmente o espectro de radiação durante o tempo característico de expansão (a essa altura o Universo havia se tornado muito menos que a unidade em termos de bremsstrahlung). No entanto, mesmo na ausência de interação entre radiação e matéria, durante a expansão do Universo, o espectro de radiação do corpo negro permanece como corpo negro, apenas a temperatura da radiação diminui. Enquanto a temperatura ultrapassou 4000 K, a substância primária foi completamente ionizada, a faixa de fótons de um evento de espalhamento para outro foi muito menor. A 4000 K, prótons e elétrons ocorreram, o plasma se transformou em uma mistura de átomos neutros de hidrogênio e hélio, o Universo tornou-se completamente transparente à radiação. No curso de sua expansão, a temperatura da radiação continuou a cair, mas o caráter de corpo negro da radiação foi preservado como uma relíquia, como uma "memória" do período inicial da evolução do mundo. Essa radiação foi descoberta primeiro em um comprimento de onda de 7,35 cm e depois em outros comprimentos de onda (de 0,6 mm a 50 cm).
Temp-ra M. f. e. com uma precisão de 10% acabou por ser igual a 2,7 K. Cf. a energia dos fótons desta radiação é extremamente pequena - 3000 vezes menor que a energia dos fótons de luz visível, mas o número de fótons de M. f. e. muito grande. Para cada átomo no Universo, existem ~ 10 9 fótons de M. f. e. (média de 400-500 fótons por 1 cm3).
Juntamente com o método direto para determinar a temperatura de M. f. e. - de acordo com a curva de distribuição de energia no espectro de radiação (ver), existe também um método indireto - de acordo com a população dos níveis de energia mais baixos das moléculas no meio interestelar. No momento da absorção de um fóton M. f. e. a molécula se move do principal estado para excitado. Quanto maior a temperatura de radiação, maior a densidade de fótons com energia suficiente para excitar as moléculas, e maior sua proporção no nível excitado. Pelo número de moléculas excitadas (população de nível) pode-se julgar a temperatura da radiação excitante. Assim, as observações de óptica As linhas de absorção do cianogênio interestelar (CN) mostram que seus níveis de energia mais baixos são preenchidos como se as moléculas de CN estivessem em um campo de radiação de corpo negro de três graus. Este fato foi estabelecido (mas não totalmente compreendido) já em 1941, muito antes da descoberta de M. f. e. observações diretas.Nem estrelas e galáxias de rádio, nem intergaláxias quentes. gás, nem a reemissão de luz visível pela poeira interestelar, podem produzir radiação que se aproxima de St. e .: a energia total dessa radiação é muito alta, e seu espectro não se assemelha nem ao espectro das estrelas nem ao espectro das fontes de rádio (Fig. 1). Isso, bem como a quase completa ausência de flutuações de intensidade sobre a esfera celeste (flutuações angulares de pequena escala), prova a origem cosmológica e relíquia de M. f. e.
Flutuações de M. f. e.
Detecção de pequenas distinções em intensidade M. f. e., recebidas de diferentes partes da esfera celeste, permitiriam tirar uma série de conclusões sobre a natureza das perturbações primárias na matéria, que posteriormente levaram à formação de galáxias e aglomerados de galáxias. As galáxias modernas e seus aglomerados foram formados como resultado do crescimento de inomogeneidades insignificantes em amplitude na densidade da matéria que existiam antes da recombinação do hidrogênio no Universo. Para qualquer cosmologia modelo, pode-se encontrar a lei do crescimento da amplitude das heterogeneidades no curso da expansão do Universo. Se você souber quais eram as amplitudes da não homogeneidade da substância no momento da recombinação, você pode determinar por quanto tempo elas podem crescer e se tornar aproximadamente a unidade. Depois disso, regiões com densidade muito superior à média deveriam ter se destacado do fundo geral de expansão e dado origem a galáxias e seus aglomerados. Apenas a radiação relíquia pode "dizer" sobre a amplitude das heterogeneidades de densidade inicial no momento da recombinação. Como antes da recombinação a radiação estava rigidamente ligada à matéria (elétrons espalhados fótons), a heterogeneidade na distribuição espacial da matéria levou a heterogeneidades na densidade de energia da radiação, ou seja, a uma diferença na temperatura da radiação em regiões do Universo com densidade diferente. Quando, após a recombinação, a substância deixou de interagir com a radiação e tornou-se transparente para ela, M. f. e. deveria preservar todas as informações sobre as heterogeneidades de densidade no Universo durante o período de recombinação. Se existissem heterogeneidades, então a temperatura de M. f. e. deve flutuar dependendo da direção de observação. No entanto, os experimentos para detectar as flutuações esperadas ainda não possuem precisão suficientemente alta. Eles fornecem apenas limites superiores em valores de flutuação. Em pequenas escalas angulares (de um minuto de arco a seis graus de arco), as flutuações não excedem 10 -4 K. Pesquisas por flutuações de M. f. e. também são complicados pelo fato de que a contribuição para as flutuações de fundo é dada por cósmica discreta. fontes de rádio, a radiação da atmosfera da Terra flutua, etc. Experimentos em grandes escalas angulares também mostraram que a temperatura do M. f. e. praticamente não depende da direção de observação: os desvios não excedem K. Os dados obtidos permitiram reduzir a estimativa do grau de anisotropia da expansão do Universo por um fator de 100 em comparação com a estimativa baseada em observações de galáxias em "recuo".
M. f. e. como "novo ar".
M. f. e. isotrópico apenas no sistema de coordenadas associado a galáxias "recuantes", nas chamadas galáxias. referencial móvel (este referencial está se expandindo junto com o Universo). Em qualquer outro sistema de coordenadas, a intensidade da radiação depende da direção. Este fato abre a possibilidade de medir a velocidade do Sol em relação ao sistema de coordenadas associado ao M. f. e. De fato, devido ao efeito Doppler, os fótons que se propagam em direção a um observador em movimento têm uma energia mais alta do que aqueles que o alcançam, apesar do fato de que no sistema associado a M. f. ou seja, suas energias são iguais. Portanto, a temperatura de radiação para tal observador acaba por depender da direção: , onde T 0 - ver. através da temperatura de radiação do céu, v- a velocidade do observador, - o ângulo entre o vetor velocidade e a direção de observação.
A anisotropia dipolar da radiação relíquia, associada ao movimento do sistema solar em relação ao campo desta radiação, está agora firmemente estabelecida (Fig. 2): na direção da constelação de Leão, a temperatura de M. f. e. 3,5 mK acima da média e na direção oposta (a constelação de Aquário) pela mesma quantidade abaixo da média. Consequentemente, o Sol (junto com a Terra) se move em relação ao M. f. e. a uma velocidade de aprox. 400 km/s em direção à constelação de Leão. A precisão das observações é tão alta que os experimentadores fixam a velocidade da Terra em torno do Sol, que é de 30 km/s. A contabilização da velocidade do Sol em torno do centro da Galáxia permite determinar a velocidade da Galáxia em relação ao campo magnético. e. São 600 km/s. Em princípio, existe um método que permite determinar as velocidades de aglomerados ricos de galáxias em relação à radiação de fundo (ver ).
Espectro M. f. e.
Na fig. 1 mostra os dados experimentais existentes sobre M. f. e. e a curva de Planck de distribuição de energia no espectro de radiação de equilíbrio de um corpo absolutamente negro, com temperatura de 2,7 K. As posições dos pontos experimentais estão de acordo com o teórico. torto. Esta é uma forte confirmação do modelo do universo quente.
Observe que na faixa de ondas de centímetros e decímetros, as medições da temperatura de M. f. e. possível da superfície da Terra usando radiotelescópios. Na faixa milimétrica e especialmente nas faixas submilimétricas, a radiação da atmosfera interfere nas observações de M. f. e., portanto, as medições são realizadas por banda larga, instalada em balões (cilindros) e foguetes. Dados valiosos sobre o espectro de M. t. e. na faixa milimétrica foram obtidos a partir de observações das linhas de absorção das moléculas do meio interestelar nos espectros de estrelas quentes. Descobriu-se que o principal contribuição para a densidade de energia de M. f. e. dá radiação de 6 a 0,6 mm, cuja temperatura é próxima de 3 K. Nesta faixa de comprimento de onda, a densidade de energia do M. f. e. \u003d 0,25 eV/cm3.
Muitos dos cosmológicos teorias e teorias da formação de galáxias, que consideram os processos de matéria e antimatéria, a dissipação de movimentos potenciais desenvolvidos em grande escala, a evaporação de pequenas massas primárias, o decaimento de instáveis, predizem meios. liberação de energia nos estágios iniciais da expansão do universo. Ao mesmo tempo, qualquer liberação de energia align="absmiddle" width="127" height="18"> no estágio em que a temperatura do M. f. e. alterado de até 3 K, deveria ter distorcido visivelmente seu espectro de corpo negro. Assim, o espectro de M. f. e. carrega informações sobre a história térmica do universo. Além disso, essa informação acaba sendo diferenciada: liberação de energia em cada um dos três estágios de expansão (K; 3T 4000 K). Existem muito poucos desses fótons energéticos (~ 10 -9 de seu número total). Portanto, a radiação de recombinação decorrente da formação de átomos neutros deve ter distorcido fortemente o espectro do campo magnético. e. em ondas de 250 μm.A substância pode sofrer outro aquecimento durante a formação das galáxias. Espectro M. f. e. também poderia mudar neste caso, uma vez que o espalhamento de fótons relíquia por elétrons quentes aumenta a energia do fóton (ver ). Mudanças especialmente fortes ocorrem neste caso na região de comprimento de onda curto do espectro. Uma das curvas demonstrando a possível distorção do espectro de M. f. i., mostrado na Fig. 1 (curva tracejada). Alterações disponíveis no espectro de M. t. e. mostraram que o aquecimento secundário da matéria no Universo ocorreu muito mais tarde do que a recombinação.
M. f. e. e raios cósmicos.
Espaço os raios (prótons e núcleos de alta energia; elétrons ultrarelativos que determinam a emissão de rádio da nossa e de outras galáxias na faixa do metro) carregam informações sobre processos explosivos gigantes em estrelas e núcleos galácticos, nos quais nascem. Como se viu, o tempo de vida das partículas de alta energia no Universo depende em grande parte dos fótons do M. f. e., possuindo baixa energia, mas extremamente numerosos - há um bilhão de vezes mais deles do que átomos no Universo (esta proporção é preservada no processo de expansão do Universo). Na colisão de elétrons ultrarelativísticos cósmicos. raios com fótons M. f. e. energia e momento são redistribuídos. A energia do fóton aumenta muitas vezes, e o fóton de rádio se transforma em um fóton de raios X. radiação, enquanto a energia do elétron muda insignificantemente. Como esse processo é repetido muitas vezes, o elétron perde gradualmente toda a energia. Observado a partir de satélites e foguetes roentgen. a radiação de fundo parece ser em parte devido a este processo.
Prótons e núcleos de superalta energia também estão sujeitos à ação de fótons de M. f. e .: em colisões com eles, os núcleos se dividem, e colisões com prótons levam ao nascimento de novas partículas (pares elétron-pósitron, -mésons, etc.). Como resultado, a energia dos prótons diminui rapidamente para um valor limite, abaixo do qual a criação de partículas se torna impossível de acordo com as leis de conservação de energia e momento. É a esses processos que a prática está associada. ausência no espaço feixes de partículas com uma energia de 10 20 eV, bem como um pequeno número de núcleos pesados.
Aceso.:
Zel'dovich Ya.B., modelo "Quente" do Universo, UFN, 1966, v. 89, c. 4, pág. 647; Weinberg S., Os primeiros três minutos, trad. de Inglês, M., 1981.
Como o leitor provavelmente já percebeu, a história da radioastronomia se desenvolveu de tal forma que as descobertas mais importantes nesse campo da ciência foram feitas por acaso. O início da radioastronomia foi estabelecido pela descoberta acidental por Jansky de fontes discretas de radiação vindo do espaço para a Terra. Ao pesquisar
fenômenos de cintilação de ondas de rádio como um resultado acidental, secundário, mas muito mais importante, os pulsares foram descobertos.
Outra grande descoberta de nossos dias foi feita inesperadamente para aqueles que descobriram um novo fenômeno. Em 1965, Penzias e Wilson, dois especialistas em rádio, em nome da Bell, investigaram um dos receptores de rádio mais sensíveis e fizeram melhorias para eliminar os efeitos de todas as interferências possíveis. Quando, após um longo trabalho, chegaram à conclusão de que tinham feito tudo nesse sentido e a influência das fontes terrestres de emissão de rádio deveria ser completamente destruída, descobriu-se que o dispositivo receptor direcionado ao céu continua recebendo, embora emissão de rádio muito fraca, mas certamente registrada. Sua peculiaridade era que a intensidade da radiação mostrava uma constância quase estrita para todas as direções, com exceção, é claro, daquelas em que se localizam os selos discretos de emissão de rádio cósmica.
O significado da descoberta feita ficou claro quando estudos posteriores mostraram que a distribuição da radiação incidente em comprimentos de onda corresponde à radiação de um "corpo negro". É o que seria causado por um corpo com uma temperatura extremamente baixa: 3 kelvin (Kelvin). De acordo com a lei de Wien (λ m · T = 0,2897) a energia máxima de radiação nessa temperatura cai em um comprimento de onda de cerca de 1 mm.
Da independência quase completa da intensidade da emissão de rádio detectada da direção (sua isotropia), segue-se que o Universo é permeado por essa radiação, preenche todo o espaço entre estrelas e galáxias. A distribuição de energia no espectro de acordo com a lei para um corpo absolutamente negro com temperatura de 3 K mostra que essa radiação não é uma radiação transformada de estrelas, nebulosas e galáxias, mas é uma substância independente que preenche o espaço do Universo . Por isso, é chamada de radiação de fundo.
