CMB žiarenie
Extragalaktické mikrovlnné žiarenie pozadia spadá do frekvenčného rozsahu od 500 MHz do 500 GHz, čo zodpovedá vlnovým dĺžkam od 60 cm do 0,6 mm. Toto žiarenie pozadia nesie informácie o procesoch, ktoré prebiehali vo vesmíre pred vytvorením galaxií, kvazarov a iných objektov. Toto žiarenie, nazývané relikvie, bolo objavené v roku 1965, hoci ho predpovedal už v 40. rokoch Georgy Gamow a astronómovia ho študovali celé desaťročia.
V rozpínajúcom sa vesmíre priemerná hustota hmoty závisí od času – v minulosti bola väčšia. Počas expanzie sa však mení nielen hustota, ale aj tepelná energia hmoty, čo znamená, že v ranom štádiu expanzie bol vesmír nielen hustý, ale aj horúci. V dôsledku toho by v našej dobe malo existovať zvyškové žiarenie, ktorého spektrum je rovnaké ako spektrum absolútne pevného telesa a toto žiarenie by malo byť vysoko izotropné. V roku 1964 A.A.Penzias a R.Wilson pri testovaní citlivej rádiovej antény objavili veľmi slabé mikrovlnné žiarenie na pozadí, ktorého sa nedokázali nijakým spôsobom zbaviť. Jeho teplota sa ukázala byť 2,73 K, čo je blízko k predpovedanej hodnote. Experimenty s izotropiou ukázali, že zdroj mikrovlnného žiarenia pozadia nemôže byť umiestnený vo vnútri Galaxie, pretože potom by sa musela pozorovať koncentrácia žiarenia smerom k stredu Galaxie. Zdroj žiarenia nemohol byť umiestnený ani vo vnútri slnečnej sústavy. bolo by možné pozorovať denné kolísanie intenzity žiarenia. Z tohto dôvodu sa dospelo k záveru o extragalaktickej povahe tohto žiarenia pozadia. Hypotéza horúceho vesmíru tak dostala pozorovací základ.
Aby sme pochopili podstatu CMB, je potrebné obrátiť sa na procesy, ktoré prebiehali v raných fázach expanzie Vesmíru. Uvažujme, ako sa zmenili fyzikálne podmienky vo vesmíre počas procesu expanzie.
Teraz každý kubický centimeter priestoru obsahuje asi 500 fotónov kozmického mikrovlnného pozadia a v tomto objeme je oveľa menej látky. Keďže pomer počtu fotónov k počtu baryónov v procese expanzie je zachovaný, ale energia fotónov v priebehu expanzie vesmíru klesá s časom v dôsledku červeného posunu, môžeme usúdiť, že niekedy v r. v minulosti bola hustota energie žiarenia väčšia ako hustota energie častíc hmoty. Tento čas sa nazýva štádium žiarenia vo vývoji vesmíru. Štádium žiarenia charakterizovala rovnosť teploty hmoty a žiarenia. V tých časoch žiarenie úplne určovalo povahu rozpínania vesmíru. Približne milión rokov po začiatku rozpínania Vesmíru klesla teplota na niekoľko tisíc stupňov a prebehla rekombinácia elektrónov, ktoré boli predtým voľnými časticami, s protónmi a jadrami hélia, t.j. tvorba atómov. Vesmír sa stal priehľadným pre žiarenie a práve toto žiarenie teraz zachytávame a nazývame reliktom. Je pravda, že odvtedy v dôsledku expanzie vesmíru fotóny znížili svoju energiu asi 100-krát. Obrazne povedané, kvantá reliktného žiarenia „vtisli“ éru rekombinácií a nesú priamu informáciu o dávnej minulosti.
Po rekombinácii sa hmota prvýkrát začala vyvíjať samostatne, bez ohľadu na žiarenie a začali v nej vznikať zhusťovania – zárodky budúcich galaxií a ich zhluky. Preto sú experimenty so štúdiom vlastností reliktného žiarenia - jeho spektra a priestorových fluktuácií - pre vedcov také dôležité. Ich úsilie nebolo márne: začiatkom 90. rokov. Ruský vesmírny experiment „Relikt-2“ a americký „Kobe“ objavili rozdiely v teplote reliktného žiarenia susedných častí oblohy a odchýlka od priemernej teploty je len asi tisícina percenta. Tieto teplotné variácie nesú informáciu o odchýlke hustoty hmoty od priemernej hodnoty počas epochy rekombinácie. Po rekombinácii bola hmota vo Vesmíre rozložená takmer rovnomerne a tam, kde bola hustota aspoň mierne nadpriemerná, bola príťažlivosť silnejšia. Boli to zmeny hustoty, ktoré následne viedli k vytvoreniu rozsiahlych štruktúr pozorovaných vo vesmíre, zhlukov galaxií a jednotlivých galaxií. Podľa moderných koncepcií by prvé galaxie mali vzniknúť v epoche, ktorá zodpovedá červeným posunom od 4 do 8.
Existuje nejaká šanca pozrieť sa ešte ďalej do éry predchádzajúcej rekombinácii? Až do okamihu rekombinácie to bol tlak elektromagnetického žiarenia, ktorý vytváral najmä gravitačné pole, ktoré spomaľovalo rozpínanie vesmíru. V tomto štádiu sa teplota menila v nepriamom pomere k druhej odmocnine času, ktorý uplynul od začiatku expanzie. Uvažujme postupne o rôznych štádiách expanzie raného vesmíru.
Pri teplote približne 1013 Kelvinov sa vo vesmíre zrodili a anihilovali páry rôznych častíc a antičastíc: protóny, neutróny, mezóny, elektróny, neutrína atď. Keď teplota klesla na 5 * 1012 K, takmer všetky protóny a neutróny anihilovali , meniace sa na kvantá žiarenia; zostali len tie, na ktoré „nebolo dosť“ antičastíc. Práve z týchto „nadbytočných“ protónov a neutrónov sa skladá hlavne látka moderného pozorovateľného vesmíru.
Pri Т= 2*1010 K prestali všetky prenikajúce neutrína interagovať s hmotou – od tohto momentu malo zostať „reliktné pozadie neutrín“, ktoré možno odhaliť v priebehu budúcich neutrínových experimentov.
Všetko, čo bolo práve povedané, sa odohralo pri supervysokých teplotách v prvej sekunde po začiatku rozpínania vesmíru. Niekoľko sekúnd po momente „zrodenia“ vesmíru sa začala éra primárnej nukleosyntézy, kedy sa vytvorili jadrá deutéria, hélia, lítia a berýlia. Trval približne tri minúty a jeho hlavným výsledkom bolo vytvorenie jadier hélia (25 % hmotnosti celej hmoty vesmíru). Zvyšné prvky, ťažšie ako hélium, tvorili zanedbateľnú časť látky – asi 0,01 %.
Po epoche nukleosyntézy a pred epochou rekombinácií (asi 106 rokov) nastalo pokojné rozpínanie a ochladzovanie vesmíru a potom - stovky miliónov rokov po začiatku - sa objavili prvé galaxie a hviezdy.
Rozvoj kozmológie a fyziky elementárnych častíc v posledných desaťročiach umožnil teoreticky uvažovať o úplne počiatočnom, „superhustom“ období expanzie vesmíru. Ukazuje sa, že na samom začiatku expanzie, keď bola teplota neuveriteľne vysoká (viac ako 1028 K), mohol byť vesmír v špeciálnom stave, v ktorom sa zrýchľoval a energia na jednotku objemu zostala konštantná. Toto štádium expanzie sa nazývalo inflačné. Takýto stav hmoty je možný za jednej podmienky – podtlaku. Štádium ultrarýchlej inflačnej expanzie pokrývalo malé časové obdobie: skončilo sa v čase asi 10–36 s. Verí sa, že skutočný „zrod“ elementárnych častíc hmoty v podobe, v akej ich poznáme teraz, nastal tesne po skončení inflačnej fázy a bol spôsobený kolapsom hypotetického poľa. Potom expanzia vesmíru pokračovala zotrvačnosťou.
Hypotéza inflačného vesmíru odpovedá na množstvo dôležitých otázok v kozmológii, ktoré boli donedávna považované za nevysvetliteľné paradoxy, najmä na otázku príčiny rozpínania vesmíru. Ak by vesmír vo svojej histórii skutočne prešiel obdobím, kedy bol veľký podtlak, potom by gravitácia nevyhnutne musela spôsobovať nie príťažlivosť, ale vzájomné odpudzovanie hmotných častíc. A to znamená, že vesmír sa začal rýchlo, explozívne rozpínať. Samozrejme, model inflačného vesmíru je len hypotéza: aj nepriame overenie jeho pozícií si vyžaduje také nástroje, ktoré v súčasnosti jednoducho ešte nie sú vytvorené. Myšlienka zrýchlenej expanzie vesmíru v najskoršom štádiu jeho vývoja však pevne vstúpila do modernej kozmológie.
Keď už hovoríme o ranom vesmíre, zrazu sme sa presunuli z najväčších kozmických mierok do oblasti mikrosveta, ktorý je popísaný zákonmi kvantovej mechaniky. Fyzika elementárnych častíc a supervysokých energií je v kozmológii úzko prepojená s fyzikou obrovských astronomických systémov. Najväčší a najmenší sa tu navzájom spájajú. Toto je úžasná krása nášho sveta, plného nečakaných prepojení a hlbokej jednoty.
Prejavy života na Zemi sú mimoriadne rozmanité. Život na Zemi predstavujú nukleárne a predjadrové, jednobunkové a mnohobunkové bytosti; mnohobunkové sú zas zastúpené hubami, rastlinami a živočíchmi. Ktorékoľvek z týchto kráľovstiev spája rôzne typy, triedy, rády, rodiny, rody, druhy, populácie a jednotlivcov.
Vo všetkej zdanlivo nekonečnej rozmanitosti živých vecí možno rozlíšiť niekoľko rôznych úrovní organizácie živých vecí: molekulárnu, bunkovú, tkanivovú, orgánovú, ontogenetickú, populačnú, druhovú, biogeocenotickú, biosférickú. Uvedené úrovne sú zvýraznené pre uľahčenie štúdia. Ak sa pokúsime identifikovať hlavné úrovne, ktoré neodrážajú ani tak úrovne štúdia, ako skôr úrovne organizácie života na Zemi, potom by hlavnými kritériami pre takýto výber mali byť uznané ako prítomnosť špecifických elementárnych, diskrétnych štruktúr a elementárnych javov. Pri tomto prístupe sa ukazuje ako nevyhnutné a postačujúce vyčleniť molekulárno-genetickú, ontogenetickú, populačno-druhovú a biogeocenotickú úroveň (N.V. Timofeev-Resovsky a ďalší).
Molekulárna genetická úroveň. Pri štúdiu tejto úrovne sa zrejme najväčšia jasnosť dosiahla pri definovaní základných pojmov, ako aj pri identifikácii elementárnych štruktúr a javov. Vývoj chromozomálnej teórie dedičnosti, analýza procesu mutácie a štúdium štruktúry chromozómov, fágov a vírusov odhalili hlavné črty organizácie základných genetických štruktúr a javov s nimi spojených. Je známe, že hlavnými štruktúrami na tejto úrovni (kódy dedičnej informácie prenášané z generácie na generáciu) sú DNA, dĺžkovo diferencované na kódové elementy – triplety dusíkatých báz, ktoré tvoria gény.
Gény na tejto úrovni organizácie života predstavujú elementárne jednotky. Za hlavné elementárne javy spojené s génmi možno považovať ich lokálne štrukturálne zmeny (mutácie) a prenos v nich uložených informácií do vnútrobunkových riadiacich systémov.
Kovariantná reduplikácia prebieha podľa matricového princípu prerušením vodíkových väzieb dvojzávitnice DNA za účasti enzýmu DNA polymerázy. Potom si každé z vlákien vytvorí zodpovedajúce vlákno, po ktorom sa nové vlákna navzájom komplementárne spoja Pyrimidínové a purínové bázy komplementárnych vlákien sú navzájom spojené vodíkovou väzbou pomocou DNA polymerázy. Tento proces je veľmi rýchly. Samozostavenie DNA Escherichia coli, ktorá pozostáva z asi 40 tisíc párov báz, teda vyžaduje iba 100 s. Genetická informácia sa prenáša z jadra molekulami mRNA do cytoplazmy k ribozómom a tam sa podieľa na syntéze bielkovín. Proteín obsahujúci tisíce aminokyselín sa v živej bunke syntetizuje za 5–6 minút, zatiaľ čo v baktériách je to rýchlejšie.
Hlavné riadiace systémy ako pri konvariantnej reduplikácii, tak aj pri intracelulárnom prenose informácií využívajú „princíp matrice“, t.j. sú matrice, vedľa ktorých sú postavené zodpovedajúce špecifické makromolekuly. V súčasnosti sa úspešne dešifruje kód vložený do štruktúry nukleových kyselín, ktorý slúži ako matrica pri syntéze špecifických proteínových štruktúr v bunkách. Reduplikácia založená na kopírovaní matrice zachováva nielen genetickú normu, ale aj odchýlky od nej, t.j. mutácie (základ evolučného procesu). Dostatočne presné poznanie molekulárno-genetickej úrovne je nevyhnutným predpokladom pre jasné pochopenie životných javov vyskytujúcich sa na všetkých ostatných úrovniach organizácie života.
Jedna zo zložiek všeobecného pozadia kozmu. email magn. žiarenia. RI. rovnomerne rozložené po nebeskej sfére a svojou intenzitou zodpovedá tepelnému žiareniu absolútne čierneho telesa pri teplote cca. 3 K, objavil Amer. vedci A. Penzias a ... Fyzická encyklopédia
RELIKTNÉ žiarenie, napĺňajúce Vesmír kozmickým žiarením, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 3 K. Pozorujeme ho pri vlnách od niekoľkých mm do desiatok cm, takmer izotropne. Pôvod...... Moderná encyklopédia
Pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru úplne čierneho telesa s teplotou cca. 3 K. Pozoruje sa pri vlnách od niekoľkých mm do desiatok cm, takmer izotropne. Pôvod reliktného žiarenia je spojený s vývojom ... Veľký encyklopedický slovník
žiarenie pozadia- Pozadie kozmického rádiového vyžarovania, ktoré vzniklo v raných fázach vývoja vesmíru. [GOST 25645.103 84] Subjekty podmieňujú fyzický priestor. vesmír EN reliktné žiarenie… Technická príručka prekladateľa
Pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru čierneho telesa s teplotou asi 3°K. Pozoruje sa na vlnových dĺžkach od niekoľkých milimetrov do desiatok centimetrov, takmer izotropne. Pôvod reliktného žiarenia ... ... encyklopedický slovník
Elektromagnetické žiarenie, ktoré vypĺňa pozorovateľnú časť Vesmíru (Pozri Vesmír). RI. existoval už v raných fázach expanzie vesmíru a zohral dôležitú úlohu v jeho vývoji; je jedinečným zdrojom informácií o jej minulosti... Veľká sovietska encyklopédia
CMB žiarenie- (z lat. pozostatok relicium) kozmické elektromagnetické žiarenie spojené s vývojom Vesmíru, ktorý svoj vývoj začal po „veľkom tresku“; pozadia kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru úplne čierneho telesa s ... ... Začiatky moderných prírodných vied
Priestor na pozadí žiarenie, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou cca. 3 K. Pozorované na vlnách z viacerých. mm až desiatky cm, takmer izotropne. R. pôvod a. spojené s vývojom vesmíru, do raja v minulosti ... ... Prírodná veda. encyklopedický slovník
Tepelné pozadie kozmického žiarenia, ktorého spektrum je blízke spektru absolútne čierneho telesa s teplotou 2,7 K. Vznik R. i. spojené s vývojom vesmíru, ktorý mal v dávnej minulosti vysokú teplotu a hustotu žiarenia ... ... Astronomický slovník
Kozmológia Vek vesmíru Veľký tresk Kozmická vzdialenosť Reliktné žiarenie Kozmologická rovnica stavu Temná energia Skrytá hmotnosť Friedmannov vesmír Kozmologický princíp Kozmologické modely Vznik ... Wikipedia
knihy
- Sada stolov. Evolúcia vesmíru (12 tabuliek), . Vzdelávací album 12 listov. Článok - 5-8676-012. astronomické štruktúry. Hubbleov zákon. Friedmanov model. Obdobia vývoja vesmíru. raný vesmír. primárna nukleosyntéza. Relikvia…
- Kozmológia, Steven Weinberg. Monumentálna monografia laureáta Nobelovej ceny Stevena Weinberga sumarizuje výsledky pokroku, ktorý sa v modernej kozmológii za posledné dve desaťročia dosiahol. Je jedinečná v…
Mikrovlnné žiarenie pozadia (CMB)
- kozmický žiarenie so spektrom charakteristickým pre pri teplote cca. ZK; určuje intenzitu žiarenia pozadia Vesmíru v krátkovlnnom rádiovom rozsahu (na centimetrových, milimetrových a submilimetrových vlnách). Vyznačuje sa najvyšším stupňom izotropie (intenzita je takmer rovnaká vo všetkých smeroch). Otvorenie M. f. a (A. Penzias, R. Wilson, 1965, USA) potvrdili tzv. , poskytol najdôležitejšie experimentálne dôkazy v prospech myšlienok o izotropii rozpínania vesmíru a jeho homogenite vo veľkých mierkach (pozri ).Podľa modelu horúceho vesmíru mala látka rozpínajúceho sa vesmíru v minulosti oveľa vyššiu hustotu ako teraz a extrémne vysokú teplotu. o T> 10 8 K primárny, pozostávajúci z protónov, héliových iónov a elektrónov, nepretržite emitujúcich, rozptylujúcich a absorbujúcich fotóny, bol v plnom žiarení. Počas následného rozpínania vesmíru teplota plazmy a žiarenia klesla. Interakcia častíc s fotónmi už nemala čas výrazne ovplyvniť spektrum žiarenia počas charakteristického času expanzie (v tom čase sa vesmír stal oveľa menej jednotným z hľadiska brzdného žiarenia). Avšak aj pri absencii interakcie medzi žiarením a hmotou zostáva počas rozpínania Vesmíru spektrum žiarenia čierneho telesa čierne, iba teplota žiarenia klesá. Zatiaľ čo teplota prekročila 4000 K, primárna látka bola úplne ionizovaná, rozsah fotónov od jedného rozptylu k druhému bol oveľa menší. Pri 4000 K sa vyskytli protóny a elektróny, plazma sa zmenila na zmes neutrálnych atómov vodíka a hélia, vesmír sa stal úplne transparentným pre žiarenie. V priebehu jeho ďalšej expanzie teplota žiarenia stále klesala, no čiernotelesový charakter žiarenia sa zachoval ako relikt, ako „spomienka“ na rané obdobie vývoja sveta. Toto žiarenie bolo objavené najskôr pri vlnovej dĺžke 7,35 cm a potom pri iných vlnových dĺžkach (od 0,6 mm do 50 cm).
Temp-ra M. f. a s presnosťou 10 % sa ukázalo ako rovné 2,7 K. Porov. energia fotónov tohto žiarenia je extrémne malá - 3000-krát menšia ako energia fotónov viditeľného svetla, ale počet fotónov M. f. a veľmi veľký. Na každý atóm vo vesmíre pripadá ~ 109 fotónov M. f. a (priemer 400-500 fotónov na 1 cm 3).
Spolu s priamou metódou na určenie teploty M. f. a - podľa krivky rozloženia energie v spektre žiarenia (pozri), existuje aj nepriama metóda - podľa populácie nižších energetických hladín molekúl v medzihviezdnom prostredí. Pri absorpcii fotónu M. f. a molekula sa pohybuje od hlavnej stav až vzrušený. Čím vyššia je teplota žiarenia, tým vyššia je hustota fotónov s energiou dostatočnou na excitáciu molekúl a tým väčší je ich podiel na excitovanej úrovni. Podľa počtu excitovaných molekúl (úrovňová populácia) je možné posúdiť teplotu vzrušujúceho žiarenia. Teda pozorovania optických Absorpčné čiary medzihviezdneho kyanogénu (CN) ukazujú, že jeho nižšie energetické hladiny sú osídlené tak, ako keby sa molekuly CN nachádzali v trojstupňovom poli žiarenia čierneho telesa. Táto skutočnosť bola zistená (ale nie úplne pochopená) už v roku 1941, dávno pred objavom M. f. a priame pozorovania.Ani hviezdy a rádiové galaxie, ani horúce medzigalaxie. plyn, ani opätovná emisia viditeľného svetla medzihviezdnym prachom, nemôže produkovať žiarenie blížiace sa sv. a .: celková energia tohto žiarenia je príliš vysoká a jeho spektrum sa nepodobá ani spektru hviezd, ani spektru rádiových zdrojov (obr. 1). To, ako aj takmer úplná absencia fluktuácií intenzity nad nebeskou sférou (malé uhlové fluktuácie), dokazuje kozmologický, reliktný pôvod M. f. a
Výkyvy M. f. a
Detekcia malých rozdielov v intenzite M. f. a., prijaté z rôznych častí nebeskej sféry, by nám umožnilo vyvodiť niekoľko záverov o povahe primárnych porúch v hmote, ktoré následne viedli k vytvoreniu galaxií a zhlukov galaxií. Moderné galaxie a ich zhluky vznikli ako výsledok rastu nepatrných amplitúdových nehomogenít v hustote hmoty, ktoré existovali pred rekombináciou vodíka vo vesmíre. Pre akékoľvek kozmologické možno nájsť zákon rastu amplitúdy nehomogenít v priebehu rozpínania vesmíru. Ak viete, aké boli amplitúdy nehomogenity látky v čase rekombinácie, môžete určiť, ako dlho mohli rásť a stať sa približne jednotnými. Potom by oblasti s hustotou oveľa vyššou ako je priemer mali vyčnievať zo všeobecného rozpínajúceho sa pozadia a viesť k vzniku galaxií a ich zhlukov. Len reliktné žiarenie môže „povedať“ o amplitúde počiatočných hustotných nehomogenít v momente rekombinácie. Keďže pred rekombináciou bolo žiarenie pevne viazané na hmotu (elektróny rozptýlené fotóny), nehomogenity v priestorovom rozložení hmoty viedli k nehomogenitám v hustote energie žiarenia, teda k rozdielom v teplote žiarenia v oblastiach vesmíru s rôznou hustotou. Keď po rekombinácii látka prestala interagovať so žiarením a stala sa preň transparentnou, M. f. a mal zachovať všetky informácie o nehomogenitách hustoty vo vesmíre počas obdobia rekombinácie. Ak existovali nehomogenity, potom teplota M. f. a by mala kolísať v závislosti od smeru pozorovania. Experimenty na zistenie očakávaných výkyvov však zatiaľ nemajú dostatočne vysokú presnosť. Udávajú iba horné limity hodnôt kolísania. Na malých uhlových mierkach (od jednej oblúkovej minúty do šiestich oblúkových stupňov) fluktuácie nepresahujú 10 -4 K. Hľadá fluktuácie M. f. a sú komplikované aj tým, že príspevok k fluktuáciám pozadia je daný diskrétnym kozmickým. rádiových zdrojov kolíše vyžarovanie zemskej atmosféry atď. Experimenty na veľkých uhlových mierkach tiež ukázali, že teplota M. f. a prakticky nezávisí od smeru pozorovania: odchýlky nepresahujú K. Získané údaje umožnili znížiť odhad miery anizotropie rozpínania Vesmíru o faktor 100 v porovnaní s odhadom z údajov. priamych pozorovaní "cúvajúcich" galaxií.
M. f. a ako „nový vzduch“.
M. f. a izotropné len v súradnicovom systéme spojenom s „cúvajúcimi“ galaxiami, v tzv. pohyblivý referenčný rámec (tento rámec sa rozširuje spolu s vesmírom). V akomkoľvek inom súradnicovom systéme závisí intenzita žiarenia od smeru. Táto skutočnosť otvára možnosť merania rýchlosti Slnka vzhľadom na súradnicový systém spojený s M. f. a V dôsledku Dopplerovho javu majú fotóny šíriace sa smerom k pohybujúcemu sa pozorovateľovi vyššiu energiu ako tie, ktoré ho dobiehajú, napriek tomu, že v systéme spojenom s M. f. t.j. ich energie sú rovnaké. Preto sa ukazuje, že teplota žiarenia pre takéhoto pozorovateľa závisí od smeru: , kde T 0 - porov. teplota žiarenia na oblohe, v- rýchlosť pozorovateľa, - uhol medzi vektorom rýchlosti a smerom pozorovania.
Dipólová anizotropia reliktného žiarenia, spojená s pohybom slnečnej sústavy vzhľadom na pole tohto žiarenia, je teraz pevne stanovená (obr. 2): v smere súhvezdia Lev je teplota M. f. a 3,5 mK nad priemerom a v opačnom smere (súhvezdie Vodnára) o rovnakú hodnotu pod priemerom. V dôsledku toho sa Slnko (spolu so Zemou) pohybuje relatívne k M. f. a rýchlosťou cca. 400 km/s v súhvezdí Lev. Presnosť pozorovaní je taká vysoká, že experimentátori fixujú rýchlosť Zeme okolo Slnka, ktorá je 30 km/s. Započítanie rýchlosti Slnka okolo stredu Galaxie umožňuje určiť rýchlosť Galaxie vzhľadom na magnetické pole. a Je to 600 km/s. V princípe existuje metóda, ktorá umožňuje určiť rýchlosti bohatých zhlukov galaxií vzhľadom na žiarenie pozadia (pozri ).
Spektrum M. f. a
Na obr. 1 sú uvedené existujúce experimentálne údaje o M. f. a a Planckova krivka distribúcie energie v rovnovážnom spektre žiarenia absolútne čierneho telesa s teplotou 2,7 K. Polohy experimentálnych bodov sú v dobrej zhode s teoretickými. nepoctivý. Toto je silné potvrdenie modelu horúceho vesmíru.
Všimnite si, že v rozsahu centimetrových a decimetrových vĺn sú merania teploty M. f. a možné z povrchu Zeme pomocou rádioteleskopov. V milimetrových a najmä v submilimetrových rozsahoch žiarenie atmosféry ruší pozorovania M. f. a preto sa merania vykonávajú širokopásmovo, inštalované na balónoch (valcoch) a raketách. Cenné údaje o spektre M. t. a v milimetrovom rozsahu boli získané z pozorovaní absorpčných čiar molekúl medzihviezdneho prostredia v spektrách horúcich hviezd. Ukázalo sa, že hlavné príspevok k energetickej hustote M. f. a dáva žiarenie od 6 do 0,6 mm, ktorého teplota je blízka 3 K. V tomto rozsahu vlnových dĺžok je hustota energie M. f. a \u003d 0,25 eV / cm 3.
Mnohé z kozmologických teórie a teórie vzniku galaxií, ktoré uvažujú o procesoch hmoty a antihmoty, o rozptyle rozvinutých, rozsiahlych potenciálnych pohybov, o vyparovaní primárnych malých hmôt, o rozpade nestabilných, predpovedajú prostriedky. uvoľňovanie energie v počiatočných štádiách rozpínania vesmíru. Zároveň akékoľvek uvoľnenie energie align="absmiddle" width="127" height="18"> v štádiu, keď teplota M. f. a zmenila až z 3 K, mala citeľne skresliť svoje spektrum čierneho telesa. Spektrum M. f. a nesie informácie o tepelnej histórii vesmíru. Navyše sa ukazuje, že tieto informácie sú diferencované: uvoľnenie energie v každom z troch expanzných stupňov (K; 3T 4000 K). Takýchto energetických fotónov je veľmi málo (~10 -9 z ich celkového počtu). Preto rekombinačné žiarenie vznikajúce pri tvorbe neutrálnych atómov muselo silne skresliť spektrum magnetického poľa. a pri vlnách 250 μm.Látka by mohla zažiť ďalšie zahrievanie počas formovania galaxií. Spektrum M. f. a by sa v tomto prípade tiež mohla zmeniť, pretože rozptyl reliktných fotónov horúcimi elektrónmi zvyšuje energiu fotónu (pozri ). Obzvlášť silné zmeny sa v tomto prípade vyskytujú v krátkovlnnej oblasti spektra. Jedna z kriviek demonštrujúcich možné skreslenie spektra M. f. i., znázornené na obr. 1 (prerušovaná krivka). Dostupné zmeny v spektre M. t. a ukázali, že sekundárne zahrievanie hmoty vo vesmíre nastalo oveľa neskôr ako rekombinácia.
M. f. a a kozmické lúče.
priestor lúče (vysokoenergetické protóny a jadrá; ultrarelativnst elektróny, ktoré určujú rádiovú emisiu našich a iných galaxií v rozsahu metrov) nesú informácie o obrovských výbušných procesoch vo hviezdach a galaktických jadrách, pri ktorých sa rodia. Ako sa ukázalo, životnosť vysokoenergetických častíc vo vesmíre do značnej miery závisí od fotónov M. f. a., ktoré majú nízku energiu, ale sú extrémne početné - vo vesmíre je ich miliarda krát viac ako atómov (tento pomer sa zachováva v procese expanzie vesmíru). Pri zrážke ultrarelativistických elektrónov kozm. lúče s fotónmi M. f. a energia a hybnosť sa prerozdeľujú. Energia fotónu sa mnohonásobne zvýši a rádiový fotón sa zmení na röntgenový fotón. žiarenia, pričom energia elektrónu sa mení nepatrne. Keďže sa tento proces mnohokrát opakuje, elektrón postupne stráca všetku energiu. Pozorované zo satelitov a röntgenových rakiet. žiarenie pozadia sa zdá byť čiastočne spôsobené týmto procesom.
Protóny a supervysokoenergetické jadrá tiež podliehajú pôsobeniu fotónov M. f. a .: pri zrážkach s nimi sa jadrá štiepia a zrážky s protónmi vedú k zrodu nových častíc (páry elektrón-pozitrón, -mezóny atď.). Výsledkom je, že energia protónov rýchlo klesá na prahovú hodnotu, pod ktorou je tvorba častíc nemožná podľa zákonov zachovania energie a hybnosti. Práve s týmito procesmi je spojená prax. absencia v priestore zväzky častíc s energiou 10 20 eV, ako aj malý počet ťažkých jadier.
Lit.:
Zel'dovich Ya.B., "Hot" model of the Universe, UFN, 1966, v. 89, c. 4, str. 647; Weinberg S., Prvé tri minúty, prekl. z angličtiny, M., 1981.
Ako si už čitateľ zrejme všimol, história rádioastronómie sa vyvinula tak, že k najvýznamnejším objavom v tejto oblasti vedy došlo náhodou. Počiatok rádioastronómie bol položený náhodným objavom Janského diskrétnych zdrojov žiarenia prichádzajúceho na Zem z vesmíru. Pri skúmaní
boli objavené javy blikania rádiových vĺn ako náhodný, sekundárny, ale oveľa dôležitejší výsledok, pulzary.
Ďalší veľký objav našej doby bol urobený celkom nečakane pre tých, ktorí objavili nový fenomén. V roku 1965 Penzias a Wilson, dvaja rádioví špecialisti, v mene Bell skúmali jedno z najcitlivejších zariadení na príjem rádiových vĺn a urobili na ňom vylepšenia, aby eliminovali účinky všetkého možného rušenia. Keď po dlhej práci dospeli k záveru, že v tomto smere urobili všetko a vplyv pozemských zdrojov rádiového vyžarovania by mal byť úplne zničený, ukázalo sa, že prijímacie zariadenie smerujúce k oblohe naďalej prijíma, hoci veľmi slabé, ale určite registrované rádiové vyžarovanie. Jeho zvláštnosťou bolo, že intenzita žiarenia vykazovala takmer striktnú stálosť pre všetky smery, samozrejme s výnimkou tých, v ktorých sa nachádzajú diskrétne kozmické rádiové sedlá.
Význam objavu sa ukázal, keď ďalšie štúdie ukázali, že rozloženie prichádzajúceho žiarenia na vlnových dĺžkach zodpovedá žiareniu „čierneho telesa“. Je to to, čo by spôsobilo teleso s extrémne nízkou teplotou: 3 kelvin (K) V súlade s Wienovým zákonom (λ m · T = 0,2897) maximálna energia žiarenia pri tejto teplote dopadá na vlnovú dĺžku asi 1 mm.
Z takmer úplnej nezávislosti intenzity detekovanej rádiovej emisie od smeru (jej izotropie) vyplýva, že vesmír je týmto žiarením preniknutý, vypĺňa všetok priestor medzi hviezdami a galaxiami. Rozloženie energie v spektre podľa zákona pre absolútne čierne teleso s teplotou 3 K ukazuje, že toto žiarenie nie je transformovaným žiarením hviezd, hmlovín a galaxií, ale je samostatnou látkou, ktorá vypĺňa priestor vesmíru. . Preto sa nazýva žiarenie pozadia.
