Reliktne riik. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuuri muutus aja jooksul. Mikrolaineahju taust kui "uus eeter"
> Mis on kosmiline mikrolaine taustkiirgus?
Avamine kosmiline mikrolaine taustkiirgus: mõiste tähendus, Suure Paugu teooria, Universumi paisumine ja kaart, valguse liikumine ruumis, tumeaine mõju.
CMB kiirgus– Suure Paugu järelhelk. See on üks veenvamaid tõendeid selle kohta, et see sündmus universumis aset leidis. Seda selgitab kõige paremini Ned Wright Los Angelese California ülikoolist.
Kui kasulik on CMB-kiirgus?
"Noh, kõige kasulikum teave tuleb madalal tasemel. Kui ma esimest korda astronoomiat õppima hakkasin, ei olnud Suure Paugu teooria usaldusväärsuses 100% kindel. Seetõttu täitis kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemasolu selles teoorias ja selle puudumine konkureerivas teoorias suure lünga teadmistes.
Lisaks meenutab kosmilise mikrolaine taustkiirguse spekter tugevalt musta värvi. Kuna tegemist on tumeda kehaga, võime uskuda, et universum läks sujuvalt läbipaistmatusest läbipaistvusele. Mikrolaine tausta dipoolanisotroopia aitab täpselt kindlaks teha fakti, et me kosmoses liigume. Taeva üks pool on palju kuumem ja teine külmem, mis viitab kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuurile. Arvutades selgub, et liigume kümnendiku protsendiga valguse kiirusest – 370 km/s. Seega on meie liikumine ja liikumine läbi Universumi.
Plancki satelliit võimaldas saada rohkem teavet kosmilise mikrolaine taustkiirguse joonte kohta. Meil on vahe 3 millikelvinit, seega on punktitemperatuuri vahe +/- 100 mikrokinni. Seetõttu esitatakse teile üksikasjalik joonis 1,5 kraadise ala kohta. Selle loob laineakustika, mis tekib tihedushäirete tõttu Universumi arengu algfaasis. Saate isegi jälgida, kui kaua kulus, enne kui universum muutus läbipaistvaks. Ja see on oluline teave, kui otsustate uurida sellist globaalset tööstust.
Mida ütleb meile kosmiline mikrolaine taustkiirgus ja tumeaine?
"CMB-l on 0,5-kraadine muster, mis annab meile tõhusa asukohajoone, nagu taevane navigatsioon. Mõõdate sekstandiga ühte tähte ja saate oma asukoha rea. Aga kui vaadata sama mudelit (akustiliste lainete seadistus), siis näete, et galaktikate jaotuses on kõik lokaalsem. Loomulikult räägime kaugetest objektidest, kuid kosmoloogias on need kohalikud territooriumid.
Nendel galaktikatel on sama lainetaoline muster ja saate seda mõõta, võrrelda seda minevikus täheldatuga ja saada asukoha lõikejoone. See aitab määrata meie kohta universumis, leida ja isegi loendada paljusid objekte. Samuti saab selgeks, et on olemas tume energia, millest keegi veel aru ei saa, aga me teame, mida ta suudab. Lõppude lõpuks kiirendab see laienemist. Universumi kosmilise mikrolaine taustkiirguse kohta (avastamine, universumi paisumine, suur pauk, punane nihe, anomaaliad) saate videot vaadates veel palju huvitavat teada.
CMB polarisatsioon
Füüsik Dmitri Gorbunov katsest BICEP2, inflatsiooni staadiumist ja gravitatsiooniteooria arengust:
CMB anomaaliad
Astrofüüsik Oleg Verkhodanov madalate multipooluste kohta, lähiruumi objektide mõju kosmoloogilistele mõõtmistele ja avastamata allikate arvessevõtmine:
CMB kiirgus
Ekstragalaktiline mikrolaine taustkiirgus esineb sagedusvahemikus 500 MHz kuni 500 GHz, mis vastab lainepikkustele 60 cm kuni 0,6 mm. See taustkiirgus kannab teavet protsesside kohta, mis toimusid universumis enne galaktikate, kvasarite ja muude objektide teket. See kiirgus, mida nimetatakse kosmiliseks mikrolaine taustkiirguseks, avastati 1965. aastal, kuigi George Gamow ennustas seda juba 40ndatel ja astronoomid on seda aastakümneid uurinud.
Laienevas Universumis sõltub aine keskmine tihedus ajast – varem oli see suurem. Paisumise käigus ei muutu aga mitte ainult aine tihedus, vaid ka soojusenergia, mis tähendab, et paisumise algfaasis ei olnud Universum mitte ainult tihe, vaid ka kuum. Selle tulemusena peaks meie ajal eksisteerima jääkkiirgus, mille spekter on sama, mis absoluutselt tahke keha spekter, ja see kiirgus peaks olema väga isotroopne. 1964. aastal avastasid A.A Penzias ja R. Wilson tundlikku raadioantenni katsetades väga nõrga taustaga mikrolainekiirgust, millest nad kuidagi lahti ei saanud. Selle temperatuuriks osutus 2,73 K, mis on lähedane ennustatud väärtusele. Isotroopiakatsetest selgus, et mikrolaine taustkiirguse allikat ei saa Galaktika sees paikneda, sest siis tuleb jälgida kiirguse kontsentratsiooni Galaktika keskme suunas. Kiirgusallikas ei saanud asuda Päikesesüsteemi sees, sest Kiirguse intensiivsus varieerub iga päev. Seetõttu tehti järeldus selle taustkiirguse ekstragalaktilise olemuse kohta. Seega sai kuuma Universumi hüpotees vaatlusaluse aluse.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemuse mõistmiseks tuleb pöörduda Universumi paisumise algfaasis toimunud protsesside poole. Vaatleme, kuidas universumi füüsikalised tingimused paisumisprotsessi käigus muutusid.
Nüüd sisaldab iga ruumi kuupsentimeetrit umbes 500 reliktfootonit ja ainet on ruumala kohta palju vähem. Kuna footonite arvu ja barüonite arvu suhe paisumisel säilib, kuid footonite energia Universumi paisumisel punanihke tõttu aja jooksul väheneb, võime järeldada, et mingil ajal minevikus oli energia kiirgustihedus oli suurem kui aineosakeste energiatihedus. Seda aega nimetatakse universumi evolutsiooni kiirgusetapiks. Kiirgusetappi iseloomustas aine ja kiirguse temperatuuri võrdsus. Sel ajal määras kiirgus täielikult Universumi paisumise olemuse. Umbes miljon aastat pärast Universumi paisumise algust langes temperatuur mitme tuhande kraadini ja toimus elektronide, mis varem olid vabad osakesed, rekombinatsioon prootonite ja heeliumi tuumadega, s.o. aatomite moodustumine. Universum on muutunud kiirgusele läbipaistvaks ja just seda kiirgust me nüüd tuvastame ja nimetame reliktkiirguseks. Tõsi, sellest ajast peale on footonid Universumi paisumise tõttu oma energiat umbes 100 korda vähendanud. Piltlikult öeldes “jäljendasid” kosmilised mikrolaine taustakvandid rekombinatsiooni ajastu ja kannavad otsest teavet kauge mineviku kohta.
Pärast rekombinatsiooni hakkas mateeria kiirgusest sõltumata esimest korda iseseisvalt arenema ja selles hakkasid tekkima tihedused – tulevaste galaktikate embrüod ja nende parved. Seetõttu on teadlaste jaoks nii olulised katsed kosmilise mikrolaine taustkiirguse omaduste – selle spektri ja ruumiliste kõikumiste – uurimiseks. Nende jõupingutused ei olnud asjatud: 90ndate alguses. Vene kosmoseeksperiment Relikt-2 ja ameeriklane Kobe avastasid taeva naaberalade kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuuride erinevused ning kõrvalekalle keskmisest on vaid umbes tuhandik protsenti. Need temperatuurimuutused kannavad teavet aine tiheduse kõrvalekalde kohta rekombinatsiooniajastu keskmisest väärtusest. Pärast rekombinatsiooni jaotus aine Universumis peaaegu ühtlaselt ja seal, kus tihedus oli vähemalt veidi üle keskmise, oli külgetõmme tugevam. Tiheduse kõikumised viisid hiljem universumis vaadeldud suuremahuliste struktuuride, galaktikaparvede ja üksikute galaktikate tekkeni. Kaasaegsete ideede kohaselt peaksid esimesed galaktikad moodustuma ajastul, mis vastab punanihkele 4-lt 8-le.
Kas on võimalus vaadata veelgi kaugemale rekombinatsioonieelsesse ajastusse? Kuni rekombinatsiooni hetkeni oli just elektromagnetkiirguse rõhk see, mis peamiselt tekitas gravitatsioonivälja, mis pidurdas Universumi paisumist. Selles etapis varieerus temperatuur pöördvõrdeliselt paisumise algusest möödunud aja ruutjuurega. Vaatleme järjestikku varajase universumi paisumise erinevaid etappe.
Temperatuuril ligikaudu 1013 kelvinit sündisid ja hävisid universumis erinevate osakeste ja antiosakeste paarid: prootonid, neutronid, mesonid, elektronid, neutriinod jne. Kui temperatuur langes 5*1012 K-ni, olid peaaegu kõik prootonid ja neutronid. annihileeritud, muutudes kiirguskvantideks; Alles jäid vaid need, mille jaoks antiosakesi “ei piisanud”. Just nendest "liigsetest" prootonitest ja neutronitest koosneb tänapäevase vaadeldava universumi aine.
Temperatuuril T = 2*1010 K lakkasid kõikeläbivad neutriinod ainega suhtlemast – sellest hetkest peaks olema alles jäänud “reliktne neutriino taust”, mida võib olla võimalik tulevaste neutriinokatsete käigus tuvastada.
Kõik, millest äsja räägiti, toimus ülikõrgetel temperatuuridel esimesel sekundil pärast Universumi paisumise algust. Mõni sekund pärast universumi “sündi” algas primaarse nukleosünteesi ajastu, mil moodustusid deuteeriumi, heeliumi, liitiumi ja berülliumi tuumad. See kestis umbes kolm minutit ja selle peamiseks tulemuseks oli heeliumituumade moodustumine (25% kogu universumi aine massist). Ülejäänud heeliumist raskemad elemendid moodustasid ainest tühise osa - umbes 0,01%.
Pärast nukleosünteesi ajastut ja enne rekombinatsiooni ajastut (umbes 106 aastat) toimus universumi vaikne paisumine ja jahtumine ning seejärel - sadu miljoneid aastaid pärast algust - ilmusid esimesed galaktikad ja tähed.
Viimastel aastakümnetel on kosmoloogia ja elementaarosakeste füüsika areng võimaldanud teoreetiliselt käsitleda Universumi paisumise väga esialgset, “ülitihedat” perioodi. Selgub, et päris paisumise alguses, kui temperatuur oli uskumatult kõrge (üle 1028 K), võis Universum olla erilises olekus, kus ta paisus kiirendusega ning energia mahuühiku kohta jäi konstantseks. Seda laienemisetappi nimetati inflatsiooniliseks. Selline aine olek on võimalik ühel tingimusel – alarõhul. Inflatsiooni ülikiire ekspansioon kestis pisikese ajaperioodi: see lõppes umbes 10–36 sekundiga. Arvatakse, et aine elementaarosakeste tegelik "sünd" sellisel kujul, nagu neid praegu tunneme, toimus vahetult pärast inflatsioonifaasi lõppu ja selle põhjustas hüpoteetilise välja lagunemine. Pärast seda jätkus Universumi paisumine inertsist.
Inflatsioonilise universumi hüpotees annab vastuse mitmetele olulistele kosmoloogiaküsimustele, mida kuni viimase ajani peeti seletamatuteks paradoksideks, eelkõige küsimusele universumi paisumise põhjusest. Kui oma ajaloos elas universum tõesti läbi ajastu, mil valitses suur alarõhurõhk, siis gravitatsioon oleks paratamatult pidanud tekitama mitte külgetõmbe, vaid materiaalsete osakeste vastastikuse tõrjumise. Ja see tähendab, et Universum hakkas kiiresti, plahvatuslikult paisuma. Muidugi on inflatsioonilise Universumi mudel vaid hüpotees: isegi selle sätete kaudseks kontrollimiseks on vaja instrumente, mida lihtsalt pole veel loodud. Universumi kiirendatud paisumise idee selle evolutsiooni kõige varasemas etapis on aga kindlalt jõudnud kaasaegsesse kosmoloogiasse.
Varasest Universumist rääkides transporditakse meid järsku suurimatelt kosmilistelt skaaladelt mikromaailma piirkonda, mida kirjeldavad kvantmehaanika seadused. Elementaarosakeste ja ülikõrgete energiate füüsika on kosmoloogias tihedalt läbi põimunud hiiglaslike astronoomiliste süsteemide füüsikaga. Suurim ja väikseim on siin omavahel ühendatud. See on meie maailma hämmastav ilu, täis ootamatuid seoseid ja sügavat ühtsust.
Elu ilmingud Maal on äärmiselt mitmekesised. Elu Maal esindavad tuuma- ja tuumaeelsed, ühe- ja mitmerakulised olendid; hulkrakseid esindavad omakorda seened, taimed ja loomad. Kõik need kuningriigid ühendavad erinevaid tüüpe, klasse, ordu, perekondi, perekondi, liike, populatsioone ja indiviide.
Kogu elusolendite lõputuna näivas mitmekesisuses võib eristada mitut erinevat elusolendite organiseerituse tasandit: molekulaarne, rakuline, koe-, organ-, ontogeneetiline, populatsioon, liik, biogeotsenootiline, biosfäär. Loetletud tasemed on õppimise hõlbustamiseks esile tõstetud. Kui proovime tuvastada peamised tasemed, mis ei kajasta mitte niivõrd uurimistasemeid, kuivõrd elukorralduse taset Maal, siis peaks sellise tuvastamise peamisteks kriteeriumideks olema konkreetsete elementaarsete, diskreetsete struktuuride ja elementaarnähtuste olemasolu. Selle lähenemisviisiga osutub vajalikuks ja piisavaks eristada molekulaargeneetilist, ontogeneetilist, populatsiooniliigilist ja biogeotsenootilist taset (N.V. Timofejev-Resovski jt).
Molekulaargeneetiline tase. Seda taset uurides saavutati ilmselt suurim selgus põhimõistete määratlemisel, samuti elementaarstruktuuride ja nähtuste tuvastamisel. Pärilikkuse kromosoomiteooria väljatöötamine, mutatsiooniprotsessi analüüs ning kromosoomide, faagide ja viiruste struktuuri uurimine paljastasid elementaarsete geneetiliste struktuuride ja nendega seotud nähtuste korralduse põhijooned. On teada, et selle tasandi põhistruktuurid (põlvest põlve edastatava päriliku teabe koodid) on pikkuse järgi diferentseeritud DNA koodielementideks – lämmastikaluste kolmikuteks, mis moodustavad geene.
Geenid sellel elukorraldustasandil esindavad elementaarseid üksusi. Geenidega seotud peamisteks elementaarnähtusteks võib pidada nende lokaalseid struktuurseid muutusi (mutatsioone) ja neisse salvestatud informatsiooni ülekandumist rakusisestesse kontrollsüsteemidesse.
Konvariantne reduplikatsioon toimub matriitsi põhimõttel DNA kaksikheeliksi vesiniksidemete katkemise teel ensüümi DNA polümeraasi osalusel. Seejärel ehitab iga ahela üles vastava ahela, misjärel ühendatakse uued ahelad üksteisega komplementaarselt. Komplementaarsete ahelate pürimidiini ja puriini aluseid hoiavad koos vesiniksidemed. See protsess viiakse läbi väga kiiresti. Seega kulub ligikaudu 40 tuhandest nukleotiidipaarist koosneva Escherichia coli DNA isekoostumiseks vaid 100 s. Geneetiline informatsioon kantakse tuumast mRNA molekulide abil tsütoplasmasse ribosoomidesse ja osaleb seal valkude sünteesis. Elusrakus sünteesitakse tuhandeid aminohappeid sisaldav valk 5–6 minutiga, bakterites aga kiiremini.
Peamised juhtimissüsteemid nii konvariantsel reduplikatsioonil kui ka rakusisese infoedastuse ajal kasutavad “maatriksiprintsiipi”, s.o. on maatriksid, mille kõrvale ehitatakse vastavad spetsiifilised makromolekulid. Praegu dešifreeritakse edukalt nukleiinhapete struktuuri sisseehitatud koodi, mis toimib maatriksina spetsiifiliste valgustruktuuride sünteesiks rakkudes. Maatrikskopeerimisel põhinev reduplikatsioon ei säilita mitte ainult geneetilist normi, vaid ka kõrvalekaldeid sellest, s.t. mutatsioonid (evolutsiooniprotsessi alus). Molekulaargeneetilise taseme piisavalt täpsed teadmised on vajalik eeldus selgeks arusaamiseks kõigil teistel elukorralduse tasanditel toimuvatest elunähtustest.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamine
Eessõna
KMB KIIRGUS, kosmiline elektromagnetkiirgus, mis tuleb Maale igalt poolt taevast ligikaudu ühesuguse intensiivsusega ja millel on musta keha kiirgusele iseloomulik spekter temperatuuril umbes 3 K (3 kraadi absoluutsel Kelvini skaalal, mis vastab –270 °C ). Sellel temperatuuril pärineb põhiosa kiirgusest sentimeetri- ja millimeetrivahemikus raadiolainetest. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse energiatihedus on 0,25 eV/cm3. Eksperimentaalsed raadioastronoomid eelistavad seda kiirgust nimetada "kosmiline mikrolaine taustkiirgus" (M. f. i.) kosmiline mikrolaine taust, CMB). Teoreetilised astrofüüsikud nimetavad seda sageli "reliktne kiirgus"(termini pakkus välja vene astrofüüsik I. S. Shklovsky), kuna tänapäeval üldtunnustatud kuuma universumi teooria raames tekkis see kiirgus meie maailma paisumise varases staadiumis, kui selle aine oli peaaegu homogeenne ja väga kuum. Allpool nimetame seda kiirgust reliktkiirguseks. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamisel 1965. aastal oli kosmoloogiale tohutu mõju; sellest sai 20. sajandi loodusteaduse üks olulisemaid saavutusi ja loomulikult kosmoloogia jaoks kõige olulisem pärast galaktikate spektrite punanihke avastamist. Nõrk reliktkiirgus toob meile teavet meie universumi eksisteerimise esimeste hetkede kohta, selle kauge ajastu kohta, mil kogu universum oli kuum ja selles ei eksisteerinud planeete, tähti ega galaktikaid. Selle kiirguse üksikasjalikud mõõtmised, mis on viimastel aastatel läbi viidud maapealsete, stratosfääri ja kosmoseobservatooriumite abil, kergitavad eesriide universumi sünni saladusele.
KMA avastamine
1960. aastal ehitati Holmdeli osariigis Crawford Hillis (New Jersey, USA) antenn Echo balloonsatelliidilt peegeldunud raadiosignaalide vastuvõtmiseks. 1963. aastaks ei olnud seda antenni satelliidiga töötamiseks enam vaja ning raadiofüüsikud Robert Woodrow Wilson (s. 1936) ja Arno Elan Penzias (s. 1933) Bell Telefoni laborist otsustasid seda kasutada raadioastronoomilisteks vaatlusteks. Antenn oli 20 jala pikkune sarv. Koos uusima vastuvõtuseadmega oli see raadioteleskoop tol ajal maailma kõige tundlikum instrument kosmosest tulevate raadiolainete mõõtmiseks.
Esiteks plaaniti mõõta meie galaktika tähtedevahelise meediumi raadiokiirgust lainepikkusel 7,35 cm Arno Penzias ja Robert Wilson ei teadnud kuuma universumi teooriast ega kavatsenud otsida kosmilist mikrolaineahju. taustkiirgus. Galaktika raadiokiirguse täpseks mõõtmiseks oli vaja arvesse võtta kõiki võimalikke häireid, mida põhjustab Maa atmosfääri ja Maa pinnalt lähtuv kiirgus, samuti antennis, elektriahelates ja vastuvõtjates tekkivaid häireid.
Vastuvõtusüsteemi esialgsed testid näitasid oodatust veidi rohkem müra, kuid tundus usutav, et selle põhjuseks oli võimendi ahelates esinev müra kerge üleküllus. Nendest probleemidest vabanemiseks kasutasid Penzias ja Wilson seadet, mida tuntakse "külmakoormusena": antennist tuleva signaali võrreldakse tehisallika signaaliga, mis on jahutatud vedela heeliumiga temperatuuril umbes neli kraadi üle absoluutse nulli. (4 K). Mõlemal juhul peab elektrimüra võimendusahelates olema sama ja seetõttu annab võrdluse tulemusel saadud erinevus antennilt tuleva signaali võimsuse. See signaal sisaldab ainult antenniseadme, Maa atmosfääri ja antenni vaateväljas oleva raadiolainete astronoomilise allika panust. Penzias ja Wilson eeldasid, et antenniseade tekitab väga vähe elektrilist müra. Selle eelduse kontrollimiseks alustasid nad aga oma vaatlusi suhteliselt lühikestel lainepikkustel 7,35 cm, mille juures peaks galaktika raadiomüra olema tühine. Loomulikult oli sellel lainepikkusel ja Maa atmosfäärist oodata raadiomüra, kuid sellel müral peaks olema iseloomulik sõltuvus suunast: see peaks olema võrdeline atmosfääri paksusega selles suunas, kuhu antenn vaatab: veidi vähem seniidi suunas, veidi rohkem suunahorisondil. Eeldati, et pärast atmosfääriliikme lahutamist sellele iseloomuliku suunasõltuvusega ei jää antennist märkimisväärset signaali ja see kinnitab, et antenniseadme tekitatud elektrimüra on tühine. Pärast seda on võimalik alustada galaktika enda uurimist pikkadel lainepikkustel - umbes 21 cm, kus Linnutee kiirgus on üsna märgatav.
Mikrolaineahju müra
Oma üllatuseks avastasid Penzias ja Wilson 1964. aasta kevadel, et nad saavad üsna märgatavalt palju suunast sõltumatut mikrolaineahju müra lainepikkusel 7,35 cm. Nad leidsid, et see "staatiline taust" ei muutunud olenevalt kellaajast ja hiljem avastasid, et see ei sõltu aastaajast. Järelikult ei saanud tegu olla Galaktika kiirgusega, sest sel juhul varieeruks selle intensiivsus sõltuvalt sellest, kas antenn vaatas mööda Linnutee tasapinda või risti. Veelgi enam, kui see oleks meie galaktika kiirgus, siis Andromeedas asuv suur spiraalgalaktika M 31, mis on paljuski sarnane meie omaga, peaks samuti tugevalt kiirgama lainepikkusel 7,35 cm, kuid seda ei täheldatud. Täheldatud mikrolainemüra suunamuutuste puudumine viitas tugevalt sellele, et need raadiolained, kui need tegelikult eksisteerivad, ei pärine Linnuteest, vaid palju suuremast universumi mahust. Teadlastele oli selge, et nad peavad uuesti katsetama, et näha, kas antenn ise võib tekitada oodatust rohkem elektrilist müra. Eelkõige oli teada, et antennisarves pesitseb tuvipaar. Nad püüti kinni, saadeti postiga Whippanys asuvasse Belli asukohta, vabastati, leiti paar päeva hiljem uuesti oma kohalt antennis, püüti uuesti kinni ja alistati lõpuks drastilisemate vahenditega. Ruumide rentimise ajal katsid tuvid aga antenni sisemuse Penziase poolt nimetatud “valgeks dielektriliseks aineks”, mis toatemperatuuril võib olla elektrimüra allikas. 1965. aasta alguses võeti antennipasun lahti ja puhastati kogu mustus välja, kuid see, nagu kõik muud nipid, andis vaadeldavale müratasemele väga väikese languse.
Kui kõiki häireallikaid hoolikalt analüüsiti ja arvesse võeti, olid Penzias ja Wilson sunnitud järeldama, et kiirgus tuli kosmosest ja kõikidest suundadest ühesuguse intensiivsusega. Selgus, et ruum kiirgab, nagu oleks see kuumutatud temperatuurini 3,5 kelvinit (täpsemalt võimaldas saavutatud täpsus järeldada, et “ruumi temperatuur” on 2,5–4,5 kelvinit). Tuleb märkida, et tegemist on väga peene katsetulemusega: näiteks kui antennisarve ette asetada jäätisebatoon, säraks see raadioulatuses, 22 miljonit korda eredamalt kui vastav taevaosa. Arvestades oma tähelepanekute ootamatut tulemust, ei kiirustanud Penzias ja Wilson avaldamisega. Kuid sündmused arenesid vastu nende tahtmist. Juhtus nii, et Penzias helistas oma sõbrale Bernard Burke'ile Massachusettsi Tehnoloogiainstituudist hoopis teises küsimuses. Vahetult enne seda oli Burke kuulnud oma kolleegilt Ken Turnerilt Carnegie Instituudist jutust, mida ta oli omakorda kuulnud Johns Hopkinsi ülikoolis ja mille pidas Princetoni teoreetik Phil Peebles, kes töötas Robert Dicke'i juhtimisel. Selles kõnes väitis Peebles, et varasest Universumist, mille ekvivalenttemperatuur on praegu umbes 10 K, peab jääma raadio taustamüra. Penzias helistas Dicke'ile ja kaks uurimisrühma kohtusid. Robert Dicke'ile ja tema kolleegidele F. Peeblesile, P. Rollile ja D. Wilkinsonile sai selgeks, et A. Penzias ja R. Wilson avastasid kuuma Universumi kosmilise mikrolainelise taustkiirguse. Teadlased otsustasid mainekas Astrophysical Journalis korraga avaldada kaks kirja. 1965. aasta suvel avaldati mõlemad teosed: Penziase ja Wilsoni poolt kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise kohta ning Dicke ja tema kolleegide poolt koos selle seletusega kuuma universumi teooriat kasutades. Ilmselt ei olnud Penzias ja Wilson oma avastuse kosmoloogilises tõlgenduses täielikult veendunud, andsid nad oma märkmele tagasihoidliku pealkirja: Antenni liigse temperatuuri mõõtmine sagedusel 4080 MHz. Nad lihtsalt teatasid, et "efektiivse seniidi müratemperatuuri mõõtmised... andsid 3,5 K võrra oodatust suurema väärtuse" ja vältisid igasugust kosmoloogia mainimist, välja arvatud see, et "vaadeldud ülemäärase müra temperatuuri võimaliku selgituse annab Dicke, Peebles , Roll ja Wilkinson kaaskirjas samas ajakirjanumbris."
Järgnevatel aastatel tehti arvukalt mõõtmisi erinevatel lainepikkustel kümnetest sentimeetritest kuni millimeetri murdosani. Vaatlused on näidanud, et kosmilise mikrolaine taustkiirguse spekter vastab Plancki valemile, nagu see peaks olema teatud temperatuuriga kiirguse puhul. Kinnitati, et see temperatuur on umbes 3 K. Tehti tähelepanuväärne avastus, mis tõestas, et Universum oli paisumise alguses kuum. See on sündmuste keerukas võrgustik, mis kulmineerus kuuma universumi avastamisega Penziase ja Wilsoni poolt 1965. aastal. Ülikõrge temperatuuri fakti tuvastamine Universumi paisumise alguses oli lähtepunktiks kõige olulisematele uuringutele, mis viisid mitte ainult astrofüüsikaliste saladuste, vaid ka aine ehituse saladuste paljastamiseni. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse täpseimad mõõtmised viidi läbi kosmosest: see on Relikt eksperiment Nõukogude Prognoz-9 satelliidil (1983–1984) ja DMR (diferentsiaalne mikrolaineradiomeeter) eksperiment Ameerika satelliidil. COBE (Cosmic Background Explorer, november 1989–1993) Just viimane võimaldas kõige täpsemalt määrata kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuuri: 2,725 ± 0,002 K.
Kallid külastajad!
Teie töö on keelatud JavaScript. Palun lubage oma brauseris skriptid ja saidi kõik funktsioonid avaneb teile!2006. aastal pälvisid John Mather ja George Smoot Nobeli füüsikaauhinna musta keha spektri ja kosmilise mikrolaine taustkiirguse anisotroopia avastamise eest. Need tulemused saadi NASA 1988. aastal kosmosesse saadetud COBE satelliidi abil tehtud mõõtmiste põhjal. J. Matheri ja J. Smooti tulemused kinnitasid Universumi päritolu Suure Paugu tulemusena. Kosmilise taustkiirguse üliväike temperatuuride erinevus ΔT/T ~ 10 -4 annab tunnistust galaktikate ja tähtede tekkemehhanismist.
|
J. Mather (s. 1946) |
 J. Smoot (s. 1945) |
Riis. 52. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse musta keha spekter.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse (või kosmilise mikrolaine taustkiirguse) avastasid 1965. aastal A. Penzias ja R. Wilson. Universumi evolutsiooni varases staadiumis oli aine plasma olekus. Selline keskkond on elektromagnetkiirgusele läbipaistmatu, tekib intensiivne footonite hajumine elektronide ja prootonite poolt. Kui universum jahtus temperatuurini 3000 K, ühinesid elektronid ja prootonid neutraalseteks vesinikuaatomiteks ning keskkond muutus footonitele läbipaistvaks. Sel ajal oli Universumi vanus 300 000 aastat, seega annab kosmiline mikrolaine taustkiirgus teavet Universumi seisundi kohta sellel ajastul. Sel ajal oli universum praktiliselt homogeenne. Universumi ebahomogeensuse määrab kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuuri ebahomogeensus. See heterogeensus on ΔT/T ≈ 10 -4 -10 -5. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse ebahomogeensused on Universumi ebahomogeensuse tunnistajad: esimesed tähed, galaktikad, galaktikate parved. Universumi paisumisega suurenes CMB lainepikkus Δλ/λ = ΔR/R ja hetkel on CMB lainepikkus raadiolainete vahemikus, KMB temperatuur on T = 2,7 K.
Riis. 53. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse anisotroopia. Tumedamad värvid näitavad CMB spektri piirkondi, millel on kõrgem temperatuur.
J. Mather: "Alguses oli Suur Pauk−nii ütleme nüüd suure enesekindlusega. 1974. aastal riiklikule lennundus- ja kosmoseagentuurile (NASA) projektina pakutud ja 1989. aastal orbiidile saadetud satelliit COBE andis selle kasuks väga tugevaid tõendeid: kosmilisel mikrolaine taustakiirgusel (CMBR ehk kosmilise mikrolaine taustakiirgus) on spekter peaaegu täiuslik must keha temperatuuriga
2,725 ±0,001 K ja see kiirgus on isotroopne (kõikides suundades ühesugune) suhtelise standardhälbega mitte üle 10 miljoni kohta nurgaskaalal 7° või rohkem. Seda kiirgust tõlgendatakse kui jälge Universumi evolutsiooni äärmiselt kuumast ja tihedast varasest etapist. Sellises kuumas ja tihedas faasis toimuks footonite teke ja hävimine, samuti tasakaalu loomine nende vahel ning kõigi teiste aine ja energia vormidega võrreldes Universumi paisumise iseloomuliku ajaskaalaga väga kiiresti. . Selline olek tekitaks kohe musta keha kiirgust. Paisuv universum peab säilitama selle spektri musta keha olemuse, nii et ideaalsest musta keha spektrist mis tahes märkimisväärse kõrvalekalde mõõtmine muudaks kogu Suure Paugu idee kehtetuks või näitaks, et pärast tasakaalu kiiret loomist lisati KMB-le veidi energiat. (näiteks mõne primaarse osakese lagunemise tõttu). Asjaolu, et see kiirgus on nii suurel määral isotroopne, on peamine tõend selle kohta, et see tuleneb Suurest Paugust.
Riis. 54. Robert Wilson ja Arno Penzias antenni juures, kus registreeriti kosmiline mikrolaine taustkiirgus.
J. Smoot: «Kuuma universumi teooria kohaselt on kosmiline mikrolaineline taustkiirgus jääkkiirgus, mis tekkis universumi evolutsiooni varaseimatel kõrge temperatuuriga staadiumidel ajal, mis on lähedal tänapäevase universumi paisumise algusele 13,7 miljardit aastat tagasi. . CMB-d ennast saab kasutada võimsa tööriistana universumi dünaamika ja geomeetria mõõtmiseks. CMB avastasid Penzias ja Wilson laboris. Bella 1964. aastal
Nad avastasid püsiva isotroopse kiirguse, mille termodünaamiline temperatuur oli umbes 3,2 K. Samal ajal töötasid Princetoni füüsikud (Dick, Peebles, Wilkinson ja Roll) välja katset kuuma universumi teooriaga ennustatud kosmilise mikrolaine taustkiirguse mõõtmiseks. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse juhuslik avastamine Penziase ja Wilsoni poolt avas kosmoloogias uue ajastu, mis tähistas selle muutumist müüdist ja spekulatsioonist täieõiguslikuks teadusvaldkonnaks.
Temperatuuri anisotroopia avastamine kosmilise mikrolaine taustal muutis meie arusaama universumist ja selle kaasaegsed uuringud muudavad kosmoloogiat jätkuvalt. CMB temperatuurikõikumiste nurkvõimsusspektri joonistamine platoode, akustiliste piikide ja laguneva kõrgsagedusliku sabaga viis standardse kosmoloogilise mudeli loomiseni, milles ruumi geomeetria on tasane (vastab kriitilisele tihedusele), tume energia ja tume. mateeria domineerib ja tavalist ainet on vaid natuke. Selle edukalt kinnitatud mudeli kohaselt moodustas Universumi vaadeldava struktuuri gravitatsiooniline ebastabiilsus, mis võimendas väga varajasel inflatsiooniajastul tekkinud kvantkõikumisi. Praegused ja tulevased vaatlused testivad seda mudelit ja määravad silmapaistva täpsuse ja tähtsusega peamised kosmoloogilised parameetrid.
Üks elektromagnetilise spektriga seotud huvitavaid avastusi on kosmiline mikrolaine taustkiirgus. See avastati juhuslikult, kuigi selle olemasolu võimalust ennustati.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise ajalugu
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise ajalugu sai alguse 1964. aastal. Ameerika laboritöötajad Kella telefon arendas tehissatelliiti kasutades sidesüsteemi. See süsteem pidi töötama 7,5 sentimeetri pikkustel lainetel. Sellistel lühikestel lainetel on satelliitraadioside suhtes mõned eelised, kuid Arno Penzias Ja Robert Wilson keegi ei lahendanud seda probleemi. Nad olid selles valdkonnas pioneerid ja pidid tagama, et samal lainepikkusel ei esineks tugevaid häireid või et sidetöötajad teaksid sellistest häiretest ette. Sel ajal arvati, et kosmosest tulevate raadiolainete allikaks võivad olla ainult punktobjektid nagu raadiogalaktikad või tähed. Raadiolainete allikad. Teadlaste käsutuses oli erakordselt täpne vastuvõtja ja pöörlev sarveantenn. Nende abiga saaksid teadlased kuulata kogu taevalaotust umbes samamoodi nagu arst kuulab stetoskoobiga patsiendi rindkere.Loodusliku allika signaal
Ja niipea, kui antenn oli suunatud ühte punkti taevas, tantsis ostsilloskoobi ekraanil kõverjoon. Tüüpiline loodusliku allika signaal. Tõenäoliselt üllatas eksperte nende õnn: juba esimeses mõõdetud punktis oli raadiokiirguse allikas! Kuid ükskõik kuhu nad oma antenni suunasid, jäi efekt samaks. Teadlased kontrollisid seadmeid ikka ja jälle, kuid see oli täiesti korras. Ja lõpuks mõistsid nad, et olid avastanud varem tundmatu loodusnähtuse: kogu universum näis olevat täis sentimeetri pikkuste raadiolainetega. Kui näeksime raadiolaineid, paistaks taevalaotus meile servast servani hõõguvana.
Universumi raadiolained. Penziase ja Wilsoni avastus avaldati. Ja mitte ainult nemad, vaid ka paljude teiste maade teadlased hakkasid otsima salapäraste raadiolainete allikaid, mida tabasid kõik selleks otstarbeks kohandatud antennid ja vastuvõtjad, olenemata nende asukohast ja taevapunktist, kuhu need on suunatud. , ja raadiokiirguse intensiivsus lainepikkusel 7,5 sentimeetrit oli mis tahes punktis absoluutselt sama, see tundus olevat ühtlaselt üle kogu taeva. Teadlaste arvutatud CMB kiirgus
Nõukogude teadlased A. G. Doroškevitš ja I. D. Novikov, kes ennustasid kosmiline mikrolaine taustkiirgus enne kui see avaneb, tegi keerulisi arvutusi. Nad võtsid arvesse kõiki meie Universumis saadaolevaid kiirgusallikaid ja võtsid arvesse ka seda, kuidas teatud objektide kiirgus ajas muutus. Ja selgus, et sentimeetrilainete piirkonnas on kõik need kiirgused minimaalsed ega vastuta seetõttu tuvastatud taevasära eest. Vahepeal näitasid täiendavad arvutused, et määrdunud kiirguse tihedus on väga kõrge. Siin on footonželee (seda nimetasid teadlased salapäraseks kiirguseks) võrdlus kogu universumi aine massiga. Kui kõigi nähtavate galaktikate mateeria on ühtlaselt "levitatud" kogu universumi ruumis, siis on kolme kuupmeetri ruumi kohta ainult üks vesinikuaatom (lihtsuse huvides loeme kogu tähtede ainet vesinikuks ). Ja samal ajal sisaldab iga kuupsentimeetrit reaalset ruumi umbes 500 footoni kiirgust. Üsna palju, isegi kui võrrelda mitte aine ja kiirguse ühikute arvu, vaid otseselt nende masse. Kust tuli nii tugev kiirgus? Omal ajal avastas Nõukogude teadlane A. A. Friedman Einsteini kuulsaid võrrandeid lahendades, et meie universum on pidevas paisumises. Peagi leiti sellele kinnitus. Ameeriklane E. Hubble avastas galaktika majanduslanguse nähtus. Ekstrapoleerides selle nähtuse minevikku, saame arvutada hetke, mil kogu Universumi aine oli väga väikeses mahus ja selle tihedus oli võrreldamatult suurem kui praegu. Universumi paisumise käigus suureneb iga kvanti lainepikkus võrdeliselt Universumi paisumisega; sel juhul tundub, et kvant "jahtub" - lõppude lõpuks, mida lühem on kvanti lainepikkus, seda "kuum" see on. Tänapäeva sentimeetriskaalas kiirguse heledustemperatuur on umbes 3 kraadi absoluutset Kelvinit. Ja kümme miljardit aastat tagasi, kui Universum oli võrreldamatult väiksem ja selle aine tihedus väga suur, oli nende kvantide temperatuur umbes 10 miljardit kraadi. Sellest ajast alates on meie universum "maetud" pidevalt jahutava kiirguse kvantidega. Seetõttu nimetatakse kogu universumis "määrdunud" sentimeetrist raadiokiirgust kosmiliseks mikrolaine taustkiirguseks. Reliikviad, nagu teate, on kõige iidsemate loomade ja taimede jäänuste nimed, mis on säilinud tänapäevani. Sentimeetrise kiirguse kvantid on kindlasti kõige iidsemad jäänused. Lõppude lõpuks pärineb nende kujunemine ajast, mis on meist umbes 15 miljardit aastat kaugemal.Teadmised universumist tõid kaasa kosmilise mikrolaine taustkiirguse
Selle kohta, milline oli mateeria nullhetkel, mil selle tihedus oli lõpmatult suur, ei saa peaaegu midagi öelda. Kuid ajal toimunud nähtused ja protsessid Universum, vaid sekund pärast tema sündi ja isegi varem, kuni 10–8 sekundit, kujutavad teadlased juba üsna hästi ette. Info selle kohta toodi täpselt kosmiline mikrolaine taustkiirgus. Niisiis, nullhetkest on möödas sekund. Meie universumi aine temperatuur oli 10 miljardit kraadi ja see koosnes omamoodi "pudrust" reliikviakvandid, elektroodid, positronid, neutriinod ja antineutriinod . “Pudru” tihedus oli tohutu - rohkem kui tonn kuupsentimeetri kohta. Sellistes "rahvarohketes tingimustes" toimusid pidevalt neutronite ja positronite kokkupõrked elektronidega, prootonid muutusid neutroniteks ja vastupidi. Kuid kõige rohkem oli siin kvante – 100 miljonit korda rohkem kui neutroneid ja prootoneid. Loomulikult ei saanud sellise tiheduse ja temperatuuri juures eksisteerida ühtki keerulist ainetuuma: siin nad ei lagunenud. Möödus sada sekundit. Universumi paisumine jätkus, selle tihedus pidevalt vähenes ja temperatuur langes. Positronid peaaegu kadusid, neutronid muutusid prootoniteks. Algas vesiniku ja heeliumi aatomituumade moodustumine. Teadlaste arvutused näitavad, et 30 protsenti neutronitest ühinesid heeliumi tuumadeks, samas kui 70 protsenti neist jäi üksi ja muutusid vesiniku tuumadeks. Nende reaktsioonide käigus tekkisid uued kvantid, kuid nende arvu ei saanud enam algse omaga võrrelda, seega võib eeldada, et see ei muutunud üldse. Universumi paisumine jätkus. Looduse poolt alguses nii järsult pruulitud “pudru” tihedus vähenes proportsionaalselt joonkauguse kuubikuga. Möödusid aastad, sajandid, aastatuhanded. 3 miljonit aastat on möödunud. “Pudru” temperatuur oli selleks hetkeks langenud 3-4 tuhande kraadini, ka aine tihedus lähenes täna teadaolevale, kuid aineklompe, millest saaks tekkida tähti ja galaktikaid, ei saanud veel tekkida. Kiirgusrõhk oli sel ajal liiga suur, tõrjudes igasuguse sellise moodustise eemale. Isegi heeliumi ja vesiniku aatomid jäid ioniseerituks: elektronid eksisteerisid eraldi, prootonid ja aatomite tuumad samuti eraldi. Alles kolme miljoni aastase perioodi lõpupoole hakkasid jahtuvas “pudrus” tekkima esimesed kondensatsioonid. Algul oli neid väga vähe. Niipea, kui tuhandik "pudrust" kondenseerus omapärasteks prototähtedeks, hakkasid need moodustised "põlema" sarnaselt tänapäevaste tähtedega. Ja nende poolt kiiratavad footonid ja energiakvandid soojendasid jahtuma hakanud “pudru” temperatuurini, mille juures uute kondensatsioonide teke taas võimatuks osutus. "Pudru" jahutamise ja soojendamise perioodid prototähtede sähvatustega vaheldusid, asendades üksteist. Ja Universumi paisumise mingil etapil muutus uute kondensatsioonide teke peaaegu võimatuks, kuna kunagine nii paks "puder" oli muutunud liiga "vedelaks". Ligikaudu 5 protsenti ainest õnnestus ühineda ja 95 protsenti oli paisuva Universumi ruumis laiali. Nii "hajusid" kunagised kuumad kvantid, mis moodustasid reliktkiirguse. Nii hajusid “pudru” osaks olnud vesiniku ja heeliumi aatomite tuumad.Hüpotees Universumi tekkest
Siin on üks neist: suurem osa meie Universumi ainest ei asu planeetide, tähtede ja galaktikate koostises, vaid moodustab galaktikatevahelist gaasi – 70 protsenti vesinikku ja 30 protsenti heeliumi, üks vesinikuaatom ruumi kuupmeetri kohta. Seejärel läbis universumi areng prototähtede staadiumi ja sisenes meie jaoks tavalise aine staadiumisse, tavalised lahtirulluvad spiraalgalaktikad, tavalised tähed, millest kõige tuttavam on meie oma. Mõnede nende tähtede ümber tekkisid planeedisüsteemid ja vähemalt ühel neist planeetidest tekkis elu, mis evolutsiooni käigus andis aluse intelligentsusele. Teadlased ei tea veel, kui sageli leidub kosmose avarustes planeetide ringiga ümbritsetud tähti. Nad ei oska midagi öelda selle kohta, kui sageli.
Planeetide ümmargune tants. Ja lahtiseks jääb küsimus, kui sageli õitseb elutaim lopsakaks mõistuse lilleks. Tänapäeval meile teadaolevad hüpoteesid, mis kõiki neid probleeme tõlgendavad, on pigem põhjendamatud oletused. Kuid tänapäeval areneb teadus nagu laviin. Hiljuti polnud teadlastel aimugi, kuidas meie oma alguse sai. Umbes 70 aastat tagasi avastatud kosmiline mikrolaine taustkiirgus võimaldas selle pildi maalida. Tänapäeval ei ole inimkonnal piisavalt fakte, mille põhjal ta saaks vastata eelpool sõnastatud küsimustele. Tundmine avakosmosesse, Kuu ja teiste planeetide külastused toovad uusi fakte. Ja faktidele ei järgne enam hüpoteesid, vaid ranged järeldused. CMB kiirgus näitab Universumi homogeensust
Mida veel reliktsed kiired, need meie universumi sünni tunnistajad, teadlastele rääkisid? A. A. Friedman lahendas ühe Einsteini antud võrrandi ja selle lahenduse põhjal avastas ta Universumi paisumise. Einsteini võrrandite lahendamiseks oli vaja paika panna nn algtingimused. Friedman lähtus eeldusest, et Universum on homogeenne ja isotroopne, mis tähendab, et selles sisalduv aine jaotub ühtlaselt. Ja 5-10 aasta jooksul, mis on möödunud Friedmani avastamisest, jäi lahtiseks küsimus, kas see oletus oli õige. Nüüd on see sisuliselt eemaldatud. Universumi isotroopsusest annab tunnistust reliktse raadiokiirguse hämmastav ühtlus. Teine fakt viitab samale asjale – Universumi aine jaotusele galaktikate ja galaktikatevahelise gaasi vahel.
Lõppude lõpuks jaotub galaktikatevaheline gaas, mis moodustab põhiosa universumi ainest, sama ühtlaselt kui reliktikvandid.. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamine võimaldab vaadata mitte ainult ülikaugesse minevikku – kaugemale aja piiridest, mil polnud ei meie Maad, Päikest, Galaktikat ega isegi Universumit ennast. Nagu hämmastav teleskoop, mida saab suunata mis tahes suunas, võimaldab CMB avastamine meil vaadata ülikaugesse tulevikku. Nii ülikauge, kui ei ole Maad, Päikest ega Galaktikat. Siin aitab universumi paisumise fenomen, kuidas selle moodustavad tähed, galaktikad, tolmu- ja gaasipilved kosmoses hajuvad. Kas see protsess on igavene? Või kas laienemine aeglustub, peatub ja annab siis teed kokkusurumisele? Ja kas universumi järjestikused kokkusurumised ja paisumised pole mingid mateeria pulsatsioonid, hävimatud ja igavesed? Vastus neile küsimustele sõltub eelkõige sellest, kui palju ainet universumis sisaldub. Kui selle kogugravitatsioon on paisumise inertsi ületamiseks piisav, annab paisumine paratamatult teed kokkusurumisele, mille käigus galaktikad järk-järgult üksteisele lähenevad. Noh, kui gravitatsioonijõududest ei piisa, et aeglustada ja paisumise inertsist üle saada, on meie universum hukule määratud: see hajub kosmoses! Kogu meie universumi tulevane saatus! Kas on suurem probleem? Kosmilise mikrolaine taustkiirguse uurimine andis teadusele võimaluse seda poseerida. Ja on võimalik, et edasised uuringud lahendavad selle.