Reliikvia valgus. Kui kasulik on kosmiline mikrolaine taustkiirgus? Reliikvia kiirgus räägib universumi homogeensusest

Üks neist huvitavaid avastusi on seotud elektromagnetilise spektriga kosmiline taustkiirgus. See avastati juhuslikult, kuigi ennustati selle olemasolu võimalust.

Reliktkiirguse avastamise ajalugu

Avastamise ajalugu reliikvia kiirgus 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 teatud eelised, kuid kuni Arno Penzias ja Robert Wilson keegi pole seda probleemi lahendanud.

Nad olid selles valdkonnas pioneerid ja pidid veenduma, et samal lainepikkusel ei esineks tugevaid häireid või et sidetöötajad teaksid sellistest häiretest ette. Tol ajal usuti, et meeldivad ainult punktobjektidele raadiogalaktikad või tähed.

Raadiolainete allikad

Teadlaste käsutuses oli ülitäpne vastuvõtja ja pöördsarvega antenn. Nende abiga said teadlased kõike kuulata taevalaotus sarnaselt sellega, kuidas arst kuulab stetoskoobiga patsiendi rindkere.

Loodusliku allika signaal

Ja niipea, kui antenn oli suunatud ühte taevapunkti, tantsis ostsilloskoobi ekraanil kõverjoon. Tüüpiline signaal looduslik allikas . Tõenäoliselt olid eksperdid oma õnne üle üllatunud: kõige esimeses mõõdetud punktis - raadiokiirguse allikas!

Kuid kõikjal, kuhu nad oma antenni suunasid, jäi efekt samaks. Teadlased kontrollisid ikka ja jälle seadmete seisukorda, kuid see oli sees ideaalses korras. Ja lõpuks mõistsid nad, et olid avastanud varem tundmatu loodusnähtuse: kogu universum oli justkui sentimeetri pikkuste raadiolainetega täidetud.

Kui me näeksime raadiolaineid, paistaks taevalaotus meile servast servani helendav.

Penziase ja Wilsoni avastus avaldati. Ja mitte ainult nemad, vaid ka paljude teiste riikide teadlased hakkasid otsima salapäraste raadiolainete allikaid, mida püüavad kinni kõik selleks otstarbeks kohandatud antennid ja vastuvõtjad, olenemata sellest, kus nad asuvad ja mis taevapunkti nad sihivad, ja raadiokiirguse intensiivsus lainepikkusel 7,5 sentimeetrit oli mis tahes punktis täpselt sama, tundus, et see jaotus ühtlaselt üle taeva.

Teadlaste arvutatud CMB kiirgus

Nõukogude teadlased A. G. Doroškevitš ja I. D. Novikov, kes ennustasid taustkiirgus enne selle avamist tegid kõige raskemad arvutused.. Nad võtsid arvesse kõiki meie universumis saadaolevaid kiirgusallikaid ja võtsid arvesse seda, kuidas teatud objektide kiirgus aja jooksul muutus. Ja selgus, et sentimeetrilainete piirkonnas on kõik need kiirgused minimaalsed ja seetõttu ei vastuta nad tuvastatud taevavalguse eest.

Vahepeal näitasid täiendavad arvutused, et määrdunud kiirguse tihedus on väga kõrge. Siin on footonželee (nagu teadlased nimetasid salapäraseks kiirguseks) võrdlus kogu universumi aine massiga.

Kui kõigi nähtavate galaktikate aine on ühtlaselt "määrdunud" kogu universumi ruumile, siis on kolme kuupmeetri ruumi kohta ainult üks vesinikuaatom (lihtsuse huvides käsitleme kogu tähtede ainet vesinikuna) . Samal ajal sisaldab iga reaalse ruumi kuupsentimeetrit umbes 500 footoni kiirgust.

Palju, isegi kui võrrelda mitte aine ja kiirguse ühikute arvu, vaid otseselt nende massi. Kust tuli nii tugev kiirgus?

Omal ajal avastas Nõukogude teadlane A. A. Fridman kuulsaid Einsteini võrrandeid lahendades, et meie universum on pidevas paisumises. Peagi leiti sellele kinnitus.

Ameeriklane E. Hubble avastas galaktilise majanduslanguse nähtus. Ekstrapoleerides selle nähtuse minevikku, saab välja arvutada hetke, mil kogu Universumi aine oli väga väikeses mahus ja selle tihedus oli võrreldamatult suurem kui praegu. Universumi paisumise käigus toimub ka iga kvanti lainepikkuse pikenemine võrdeliselt Universumi paisumisega; sel juhul kvant justkui "jahtub" - lõppude lõpuks, mida lühem on lainepikkus
kvant, seda "kuumem" see on.

Tänapäeva sentimeetrise kiirguse heledustemperatuur on umbes 3 kraadi Kelvini absoluutväärtuses. 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 "täidetud" pidevalt jahutava kiirguse kvantidega. Seetõttu sai universumi kohale “määrdunud” sentimeetrine raadioemissioon selle nime
reliikvia kiirgus.

säilmed, nagu teate, nimetatakse neid kõige iidsemate loomade ja taimede jäänusteks, mis on säilinud tänapäevani. Sentimeetrised kiirguskvandid on kõigist võimalikest säilmetest ülekaalukalt vanimad. Nende kujunemine kuulub ju ajastusse, mis jääb meist umbes 15 miljardi aasta kaugusele.

Teadmised universumist tõid kaasa kosmilise mikrolaine taustkiirguse

Selle kohta, milline oli mateeria nullhetkel, mil selle tihedus oli lõpmatult kõrge, ei saa praktiliselt midagi öelda. Aga nähtused ja protsessid, mis toimusid aastal universum, vaid sekund pärast tema sündi ja isegi varem, kuni 10–8 sekundit, saavad teadlased juba üsna hästi aru. Teavet selle kohta tõi taustkiirgus.

Niisiis, nullhetkest on möödunud sekund. Meie universumi aine temperatuur oli 10 miljardit kraadi ja see koosnes omamoodi "pudrust" reliikviakvandid, elektroodid, positronid, neutriinod ja antineutriinod. "Pudru" tihedus oli tohutu - igaühe kohta üle tonni kuupsentimeetrit. Sellises "kitsuses" 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.

Sada sekundit on möödas. Universumi paisumine jätkus, selle tihedus pidevalt vähenes, 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, muutudes vesiniku tuumadeks. Nende reaktsioonide käigus tekkisid uued kvantid, kuid nende arvu ei saanud enam esialgsega 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 meile täna teadaolevale, kuid aineklompe, millest võiksid tekkida tähed ja galaktikad, veel tekkida ei saanud. Sel ajal oli kiirgusrõhk liiga suur, tõrjudes iga sellise moodustise laiali. Isegi heeliumi ja vesiniku aatomid jäid ioniseerituks: elektronid eksisteerisid eraldi, prootonid ja aatomituumad - samuti eraldi.

Alles kolmemiljonilise perioodi lõpupoole hakkasid jahtuvas "pudrus" ilmnema esimesed paksenemised. 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 osutus uute kondensatsioonide teke taas võimatuks.

“Pudru” jahutamise ja soojendamise perioodid prototähtede puhangutega vaheldusid, asendades üksteist. Ja mingis Universumi paisumise etapis muutus uute tükkide teke praktiliselt võimatuks, kasvõi juba sellepärast, et kunagine nii paks "puder" oli liiga "lahjendatud".

Ligikaudu 5 protsenti ainest õnnestus ühineda ja 95 protsenti hajus paisuva universumi ruumis. Nii "hajusid" ka kunagised kuumad kvantid, mis moodustasid reliktkiirguse. Nii hajusid "pudrusse" kuulunud vesiniku ja heeliumi aatomite tuumad.

Universumi tekke hüpotees

Mõne sellise tähe ümber tekkisid planeedisüsteemid, vähemalt ühel neist planeetidest tekkis elu, mis evolutsiooni käigus andis aluse intelligentsusele. Kui sageli leidub tähti kosmose avarustest, mida ümbritseb planeetide ümmargune tants, teadlased veel ei tea. Samuti ei oska nad midagi öelda selle kohta, kui sageli.

Ja lahtiseks jääb küsimus, kui sageli õitseb elutaim lopsakaks vaimuõieks. Tänapäeval meile teadaolevad hüpoteesid, mis käsitlevad kõiki neid küsimusi, on pigem põhjendamatud oletused.

Kuid tänapäeval areneb teadus nagu laviin. Hiljuti polnud teadlastel aimugi, kuidas meie oma alguse sai. Umbes 70 aastat tagasi avastatud reliikvia kiirgus võimaldas selle pildi joonistada. Tänapäeval puuduvad inimkonnal faktid, 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.

Reliikvia kiirgus räägib universumi homogeensusest

Mida veel reliikviakiired, need meie universumi sünni tunnistajad, teadlastele rääkisid?

A. A. Fridman lahendas ühe Einsteini antud võrrandi ja avastas selle lahenduse põhjal Universumi paisumise. Einsteini võrrandite lahendamiseks oli vaja paika panna nn algtingimused.

Friedman lähtus eeldusest, et Universum on homogeenne ja isotroopne, mis tähendab, et aine on selles ühtlaselt jaotunud. 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. Sama annab tunnistust ka teine ​​fakt – Universumi aine jaotus galaktikate ja galaktikatevahelise gaasi vahel.

Universumi aine põhiosa moodustav galaktikatevaheline gaas jaotub ju selle peale sama ühtlaselt kui reliktsed kvantid..

Reliikvia kiirguse avastamine võimaldab vaadata mitte ainult ülikaugesse minevikku – kaugemale sellistest ajapiirangutest, mil polnud ei meie Maad, Päikest ega Galaktikat ega isegi universumit ennast.

Nagu hämmastav teleskoop, mida saab igas suunas suunata, võimaldab kosmilise mikrolaine tausta avastamine teil vaadata ülikaugesse tulevikku. Selline ülikauge, kui ei ole Maad, Päikest ega Galaktikat.

Siin on abiks Universumi paisumise fenomen, kuna selle moodustavad tähed, galaktikad, tolmu- ja gaasipilved kosmoses hajuvad. Kas see protsess on igavene? Või kas laienemine aeglustub, peatub ja asendub siis kokkusurumisega? Ja kas universumi järjestikused kokkutõmbumised ja paisumised pole mingid mateeria pulsatsioonid, hävimatud
ja igavene?

Vastus neile küsimustele sõltub eelkõige sellest, kui palju ainet universumis sisaldub. Kui selle üldine gravitatsioon on paisumise inertsi ületamiseks piisav, siis asendub paisumine paratamatult kokkutõmbumisega, mille käigus Galaktikad hakkavad järk-järgult üksteisele lähenema. Noh, kui gravitatsioonijõududest ei piisa paisumise aeglustamiseks ja inertsi ületamiseks, on meie universum hukule määratud: see hajub kosmoses!

CMB kiirgus-kosmiline elektromagnetiline kiirgus suure isotroopia astmega ja temperatuuriga mustale kehale iseloomuliku spektriga? 2.725 K. CMB kiirgust ennustasid G. Gamow, R. Alfer ja R. Herman 1948. aastal nende loodud esimese Suure Paugu teooria põhjal. Alfer ja Herman suutsid kindlaks teha, et kosmilise mikrolaine tausta temperatuur peaks olema 5 K ja Gamow andis ennustuse 3 K. Kuigi mõned hinnangud ruumi temperatuuri kohta olid olemas juba enne seda, oli neil mitmeid puudusi. Esiteks olid need ainult ruumi efektiivse temperatuuri mõõtmised, ei eeldatud, et kiirgusspekter järgib Plancki seadust. Teiseks sõltusid nad meie erilisest asukohast Galaktika serval ega eeldanud, et kiirgus on isotroopne. Pealegi annaksid need hoopis teistsugused tulemused, kui Maa asuks kusagil mujal universumis. Ei G. Gamow ise ega paljud tema järgijad ei tõstatanud küsimust reliktkiirguse eksperimentaalsest tuvastamisest. Ilmselt uskusid nad, et seda kiirgust ei ole võimalik tuvastada, kuna see "vajub" tähtede ja kosmiliste kiirte kiirgusega Maale toodud energiavoogudesse.

Reliktkiirguse tuvastamise võimalust galaktikate ja tähtede kiirguse taustal sentimeetriste raadiolainete piirkonnas põhjendasid A.G. arvutused. Doroškevitš ja I.D. Novikov, tehtud Ya.B. ettepanekul. Zeldovitš 1964. aastal, s.o. aasta enne A. Pepziase ja R. Wilsoni avastust.

1965. aastal ehitasid Arno Penzias ja Robert Woodrow Wilson Dicke'i radiomeetri, mida nad kavatsesid kasutada mitte CMB-otsinguteks, vaid katseteks raadioastronoomia ja satelliitside vallas. Seadme kalibreerimisel selgus, et antennil on ületemperatuur 3,5 K mida nad ei osanud seletada. Väike mürafoon ei muutunud ei suunalt ega tööajast. Alguses otsustasid nad, et see on seadmetele omane müra. Raadioteleskoop võeti lahti ja selle "täidist" katsetati ikka ja jälle. Inseneride uhkus sai haiget ja seetõttu läks kontroll viimse detailini, viimse jootmiseni. Elimineeris kõik. Taas kogunenud – lärm jätkus. Pärast pikka mõtlemist jõudsid teoreetikud järeldusele, et see kiirgus ei saa olla midagi muud kui pidev kosmilise raadiokiirguse foon, mis täidab universumi ühtlase vooluga. Holdmdale'ilt kõne saades irvitas Dicke: "Me saime jackpoti, poisid." Princetoni ja Holmdale'i rühmade vaheline kohtumine tegi kindlaks, et selle antenni temperatuuri põhjustas CMB. Astrofüüsikud on välja arvutanud, et müra vastab umbes 3 Kelvini kraadisele temperatuurile ja „seda kuuldakse erinevatel sagedustel. 1978. aastal said Penzias ja Wilson avastuse eest Nobeli preemia. Võib ette kujutada, kui õnnelikud olid "kuuma" modelli toetajad selle sõnumi saabudes. See avastus mitte ainult ei tugevdanud "kuuma" mudeli positsiooni. Reliikvia kiirgus võimaldas laskuda kvasari ajaastmest (8-10 miljardit aastat) 300 tuhande aasta pikkusele astmele alates päris "algusest". Samas leidis kinnitust idee, et kunagi oli Universumi tihedus miljard korda suurem kui praegu. On teada, et kuumutatud aine kiirgab alati footoneid. Termodünaamika üldiste seaduste kohaselt on see küllastumise saavutamise tasakaaluseisundi soovi ilming: uute footonite sündi kompenseerib pöördprotsess, footonite neeldumine aine poolt, nii et fotonite koguarv. footonid keskkonnas ei muutu. See "footongaas" täidab ühtlaselt kogu universumi. Footongaasi temperatuur on absoluutse nulli lähedane – umbes 3 kelvinit, kuid selles sisalduv energia on suurem kui valgusenergia, mida kõik tähed oma eluea jooksul kiirgavad. Universumi ruumi iga kuupsentimeetri kohta on ligikaudu viissada kiirguskvanti ja footonite koguarv nähtavas universumis on mitu miljardit korda suurem. täisarv aineosakesed, s.o. aatomid, tuumad, elektronid, mis moodustavad planeete, tähti ja galaktikaid. Seda universumi üldist taustkiirgust nimetatakse kerge käsi ON. Shklovsky, reliikvia, s.o. jääk, mis on jääk, tiheda ja kuuma jääk algseisund Universum. Eeldusel, et aine varajane universum oli kuum, ennustas G. Gamow, et footonid, mis olid siis ainega termodünaamilises tasakaalus, peaksid säilima moodne ajastu. Need footonid tuvastati otseselt 1965. aastal. Olles kogenud sellega seotud üldist paisumist ja jahtumist, moodustab footonite gaas nüüd Universumi taustkiirguse, mis tuleb meile ühtlaselt igalt poolt. Reliikvia kiirguse kvantil ei ole puhkemassi, nagu igal elektromagnetilise kiirguse kvantil, kuid sellel on energiat ja seetõttu kuulsa Einsteini valemi järgi E = proua?, ja sellele energiale vastav mass. Enamiku jäänukvantide puhul on see mass väga väike: palju väiksem kui vesinikuaatomi mass, mis on tähtedes ja galaktikates kõige levinum element. Seetõttu jääb kosmiline mikrolainefoon vaatamata osakeste arvu olulisele ülekaalule oma panuse poolest universumi kogumassi alla tähtede ja galaktikate oma. Tänapäeval on kiirgustihedus 3*10 -34 g/cm 3, mis on umbes tuhat korda väiksem galaktikate aine keskmisest tihedusest. Kuid see ei olnud alati nii – universumi kauges minevikus andsid selle tihedusse peamise panuse footonid. Fakt on see, et kosmoloogilise paisumise käigus langeb kiirgustihedus kiiremini kui aine tihedus. Selles protsessis ei vähene mitte ainult footonite kontsentratsioon (sama kiirusega kui osakeste kontsentratsioon), vaid väheneb ka ühe footoni keskmine energia, kuna paisumise käigus väheneb footongaasi temperatuur. Universumi järgneval paisumisel plasma ja kiirguse temperatuur langes. Osakeste interaktsioonil footonitega ei olnud enam aega iseloomuliku paisumisaja jooksul emissioonispektrit märgatavalt mõjutada. Kuid isegi kiirguse ja aine vastastikuse mõju täielikul puudumisel jääb Universumi paisumise ajal musta keha kiirgusspekter mustkehaks ja ainult kiirgustemperatuur langeb. Kuni temperatuur ületas 4000 K, oli esmane aine täielikult ioniseeritud, footonite ulatus ühest hajumise sündmusest teise oli palju väiksem kui universumi horisont. Kell T ? 4000K toimus prootonite ja elektronide rekombinatsioon, plasma muutus neutraalsete vesiniku ja heeliumi aatomite seguks, Universum muutus kiirgusele täiesti läbipaistvaks. Edasise paisumise käigus jätkus kiirguse temperatuuri langus, kuid kiirguse mustkehaline iseloom säilis reliikviana, "mälestusena" maailma evolutsiooni varasest perioodist. See kiirgus avastati esmalt lainepikkusel 7,35 cm ja seejärel muudel lainepikkustel (0,6 mm kuni 50 cm).

Ei mingeid tähti ja raadiogalaktikaid, ei kuuma intergalaktilist gaasi ega nähtava valguse taaskiirgust tähtedevaheline tolm ei suuda tekitada omadustelt mikrolaine taustkiirgusele lähenevat kiirgust: selle kiirguse koguenergia on liiga suur ja selle spekter ei sarnane ei tähtede ega raadioallikate spektriga. See, nagu ka intensiivsuse kõikumiste peaaegu täielik puudumine taevasfääri kohal (väikese ulatusega nurkkõikumised), tõestab mikrolaine taustkiirguse kosmoloogilist, reliktset päritolu.

Taustkiirgus on isotroopne ainult "taanduvate" galaktikatega seotud koordinaatsüsteemis, nn. liikuv tugiraam (see kaader laieneb koos universumiga). Igas teises koordinaatsüsteemis sõltub kiirguse intensiivsus suunast. See asjaolu avab võimaluse mõõta Päikese kiirust mikrolaine taustkiirgusega seotud koordinaatsüsteemi suhtes. Tõepoolest, Doppleri efekti tõttu on liikuva vaatleja suunas levivatel footonitel suurem energia kui neile järele jõudvatel footonitel, hoolimata asjaolust, et M.F. st nende energiad on võrdsed. Seetõttu osutub sellise vaatleja kiirgustemperatuur sõltuvaks suunast. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse dipool-anisotroopia, mis on seotud päikesesüsteemi liikumisega selle kiirguse välja suhtes, on nüüdseks kindlalt kindlaks tehtud: Lõvi tähtkuju suunas on kosmilise mikrolaine taustkiirguse temperatuur 3,5 mK keskmisest kõrgem ja vastassuunas (Veevalaja tähtkujus) on sama palju alla keskmise . Järelikult Päike (koos Maaga) liigub mf suhtes. ja. kiirusega umbes 400 km/s Lõvi tähtkuju poole. Vaatluste täpsus on nii suur, et katsetajad fikseerivad Maa kiiruse ümber Päikese, milleks on 30 km/s. Päikese kiiruse arvestamine ümber Galaktika keskpunkti võimaldab määrata Galaktika kiirust taustkiirguse suhtes, see on ~600 km/s. Kaugspektrofotomeeter infrapunakiirgus(FIRAS) NASA satelliidil Cosmic Background Explorer (COBE) on teinud CMB spektri täpseid mõõtmisi. Nendest mõõtmistest on saanud seni kõige täpsemad musta keha spektri mõõtmised. Ameeriklase töö tulemusena valmis kõige üksikasjalikum reliikvia kiirguse kaart kosmoselaev wmap.

Universumit täitva reliktkiirguse spekter vastab absoluutselt musta keha kiirgusspektrile, mille temperatuur on 2,725 K. Selle maksimum langeb sagedusel 160,4 GHz, mis vastab 1,9 mm lainepikkusele. See on isotroopne täpsusega 0,001% - standardhälve temperatuur on ligikaudu 18 µK. See väärtus ei võta arvesse dipooli anisotroopiat (erinevus kõige külmema ja kuumima piirkonna vahel on 6,706 mK), mis on põhjustatud kiirgussageduse Doppleri nihkest, mis on tingitud meie enda kiirusest CMB kaadri suhtes. Dipoolanisotroopia vastab Päikesesüsteemi liikumisele kiirusega Neitsi tähtkuju suunas? 370 km/s.

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 reliikviaks, avastati 1965. aastal, kuigi Georgy Gamow ennustas seda 40ndatel ja astronoomid uurisid seda aastakümneid.

Laienevas Universumis sõltub aine keskmine tihedus ajast – varem oli see suurem. Paisumise käigus ei muutu aga mitte ainult tihedus, vaid ka aine soojusenergia, mis tähendab, et paisumise algfaasis ei olnud Universum mitte ainult tihe, vaid ka kuum. Sellest tulenevalt tuleks meie ajal täheldada jääkkiirgust, mille spekter on sama mis absoluutse kiirguse spekter. tahke keha ja see kiirgus peaks sees olema kõrgeim aste isotroopselt. 1964. aastal avastasid A.A.Penzias ja R.Wilson tundlikku raadioantenni katsetades väga nõrga tausta mikrolainekiirguse, millest nad kuidagi lahti ei saanud. Selle temperatuuriks osutus 2,73 K, mis on lähedane ennustatud väärtusele. Isotroopiakatsetest selgus, et mikrolaine taustakiirguse allikat ei saa Galaktika sees asuda, kuna siis tuleks jälgida kiirguse kontsentratsiooni Galaktika keskme suunas. Kiirgusallikas ei saanud paikneda ka päikesesüsteemi sees. kiirguse intensiivsuse ööpäevast kõikumist. Seetõttu tehti järeldus selle taustkiirguse ekstragalaktilise olemuse kohta. Seega sai kuuma Universumi hüpotees vaatlusaluse aluse.

KMB olemuse mõistmiseks tuleb pöörduda protsesside poole, mis toimusid Universumi paisumise algfaasis. Vaatleme, kuidas universumi füüsikalised tingimused paisumisprotsessi käigus muutusid.

Nüüd sisaldab iga ruumi kuupsentimeetrit umbes 500 kosmilise mikrolaine taustfootonit ja selles mahus on palju vähem ainet. Kuna paisumisprotsessis on footonite arvu ja barüonide arvu suhe säilinud, kuid footonite energia väheneb aja jooksul Universumi paisumise tõttu punanihke tõttu, võime järeldada, et mingil ajal minevikus kiirguse energiatihedus oli rohkem tihedust aineosakeste energia. Seda aega nimetatakse universumi evolutsiooni kiirgusetapiks. Kiirgusfaasi iseloomustas aine ja kiirguse temperatuuri võrdsus. Neil päevil määras kiirgus täielikult universumi paisumise olemuse. Ligikaudu miljon aastat pärast Universumi paisumise algust langes temperatuur mitme tuhande kraadini ning elektronide, mis varem olid vabad osakesed, rekombinatsioon toimus prootonite ja heeliumi tuumadega, s.o. aatomite moodustumine. Universum on muutunud kiirgusele läbipaistvaks ja just seda kiirgust me nüüd püüame kinni ja nimetame reliktiks. Tõsi, sellest ajast peale on footonid Universumi paisumise tõttu oma energiat umbes 100 korda vähendanud. Piltlikult öeldes "jäljendasid" reliktsed kiirguskvandid rekombinatsiooni ajastu ja kannavad otsest teavet kauge mineviku kohta.

Pärast rekombinatsiooni hakkas mateeria esimest korda iseseisvalt arenema, sõltumata kiirgusest, ja selles hakkasid ilmnema tihendused - tulevaste galaktikate embrüod ja nende parved. Seetõttu on reliktkiirguse omaduste – selle spektri ja ruumiliste kõikumiste – uurimise katsed teadlaste jaoks nii olulised. Nende jõupingutused ei olnud asjatud: 90ndate alguses. Vene kosmoseeksperiment "Relikt-2" ja ameeriklaste "Kobe" avastasid naabertaevalõikude reliktkiirguse temperatuuride erinevused ning kõrvalekalle keskmisest temperatuurist on vaid umbes tuhandik protsenti. Need temperatuurimuutused kannavad teavet aine tiheduse kõrvalekalde kohta keskmisest väärtusest rekombinatsiooni epohhi ajal. Pärast rekombinatsiooni jaotus aine Universumis peaaegu ühtlaselt ja seal, kus tihedus oli vähemalt veidi üle keskmise, oli külgetõmme tugevam. Tiheduse kõikumised viisid hiljem universumis täheldatud suuremahuliste struktuuride, galaktikate parvede ja üksikute galaktikate tekkeni. Kõrval kaasaegsed ideed, pidid esimesed galaktikad kujunema epohhil, mis vastab punanihkele 4 kuni 8.

Kas on mingit võimalust vaadata veelgi kaugemale rekombinatsioonile eelnenud ajastusse? Kuni rekombinatsiooni hetkeni oli just elektromagnetkiirguse rõhk see, mis tekitas peamiselt 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, hävisid peaaegu kõik prootonid ja neutronid. , muutudes kiirguskvantideks; alles jäid vaid need, mille jaoks antiosakesi "ei piisanud". Just nendest "liigsetest" prootonitest ja neutronitest koosnebki tänapäevase vaadeldava universumi aine.

Temperatuuril Т= 2*1010 K lakkasid kõikeläbivad neutriinod ainega suhtlemast – sellest hetkest oleks pidanud alles jääma “reliikvia neutriino taust”, mida võib avastada tulevaste neutriinokatsete käigus.

Kõik äsja räägitu toimus superga kõrged temperatuurid 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 heeliumi tuumade moodustumine (25% kogu universumi aine massist). Ülejäänud heeliumist raskemad elemendid moodustasid ainest tühise osa - umbes 0,01%.

Pärast nukleosünteesi epohhi ja enne rekombinatsiooni epohhi (umbes 106 aastat) toimus Universumi rahulik 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 ja energia mahuühiku kohta jäi konstantseks. Seda laienemisetappi nimetati inflatsiooniliseks. Aine selline olek on võimalik ühel tingimusel – alarõhul. Ülikiire inflatsioonipaisumise staadium hõlmas pisikest ajaperioodi: see lõppes umbes 10–36 sekundiga. Arvatakse, et aine elementaarosakeste tegelik "sünd" sellisel kujul, nagu me neid praegu tunneme, toimus vahetult pärast inflatsioonifaasi lõppu ja selle põhjustas hüpoteetilise välja kokkuvarisemine. Pärast seda jätkus universumi paisumine inertsist.

Inflatsioonilise universumi hüpotees vastab mitmele küsimusele olulised küsimused kosmoloogia, mida kuni viimase ajani peeti seletamatuteks paradoksideks, eriti universumi paisumise põhjuse küsimuses. Kui Universum läbis oma ajaloos tõesti ajastu, mil valitses suur alarõhk, siis gravitatsioon oleks paratamatult põhjustanud 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 positsioonide kaudseks kontrollimiseks on vaja selliseid instrumente, mida praegu lihtsalt ei looda. Universumi kiirendatud paisumise idee selle evolutsiooni kõige varasemas etapis on aga kaasaegses kosmoloogias kindlalt kinnistunud.

Rääkides varajasest universumist, kantakse meid järsku suurimatelt kosmilistest skaaladest mikrokosmose piirkonda, mida kirjeldavad seadused. kvantmehaanika. Elementaarosakeste ja ülikõrgete energiate füüsika on kosmoloogias tihedalt läbi põimunud hiiglaslike astronoomiliste süsteemide füüsikaga. Suurim ja väikseim ühinevad siin omavahel. See on meie maailma hämmastav ilu, täis ootamatuid seoseid ja sügavat ühtsust.

Elu ilmingud Maal on äärmiselt mitmekesised. Elu Maal esindavad tuuma- ja tuumaeelsed, ainu- ja mitmerakulised olendid; mitmerakulisi 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, koeline, organ, ontogeneetiline, populatsioon, liik, biogeotsenootiline, biosfääriline. Loetletud tasemed on õppimise hõlbustamiseks esile tõstetud. Kui proovime tuvastada põhitasemed, mis ei kajasta mitte niivõrd õppetasemeid, kuivõrd elukorralduse taset Maal, siis tuleks sellise valiku peamisteks kriteeriumiteks pidada konkreetsete elementaarsete, diskreetsete struktuuride ja elementaarstruktuuride olemasolu. nähtusi. Selle lähenemise korral osutub vajalikuks ja piisavaks eraldada molekulaargeneetiline, ontogeneetiline, populatsiooniliigiline ja biogeotsenootiline tase (N.V. Timofejev-Resovski jt).

Molekulaargeneetiline tase. Selle taseme uurimisel on ilmselt suurim selgus saavutatud põhimõistete määratlemises, samuti elementaarstruktuuride ja nähtuste tuvastamises. 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 taseme peamised struktuurid (põlvest põlve edastatava päriliku teabe koodid) on DNA, mis on pikkuses diferentseeritud koodielementideks - lämmastikualuste kolmikuteks, mis moodustavad geene.

Geenid sellel elukorralduse tasemel esindavad elementaarseid üksusi. Geenidega seotud peamisteks elementaarnähtusteks võib pidada nende lokaalseid struktuurseid muutusi (mutatsioone) ja neisse salvestatud informatsiooni ülekandumist rakusisestesse kontrollsüsteemidesse.

Kovariantne reduplitseerimine toimub maatriksprintsiibi järgi vesiniksidemete katkemise teel kaksikheeliks DNA ensüümi DNA polümeraasi osalusel. Seejärel ehitab kumbki ahelast endale vastava niidi, misjärel ühendatakse uued ahelad üksteisega komplementaarselt.Komplementaarsete ahelate pürimidiin- ja puriinalused seotakse üksteisega DNA polümeraasi abil. See protsess on väga kiire. Seega kulub umbes 40 tuhandest aluspaarist 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 rakusisesel infoedastusel kasutavad "maatriksiprintsiipi", s.o. on maatriksid, mille kõrvale ehitatakse vastavad spetsiifilised makromolekulid. Praegu dekrüpteeritakse edukalt struktuuri manustatud struktuuri. nukleiinhapped kood, mis toimib maatriksina spetsiifiliste valgustruktuuride sünteesil rakkudes. Maatrikskopeerimisel põhinev reduplikatsioon ei säilita mitte ainult geneetilist normi, vaid ka kõrvalekaldeid sellest, s.t. mutatsioonid (evolutsiooniprotsessi alus). Molekulaargeneetilise tasandi piisavalt täpsed teadmised on vajalik eeldus selgeks arusaamiseks kõigil teistel elukorralduse tasanditel toimuvatest elunähtustest.

Artikli sisu

RELIKTNE KIIRGUS, kosmiline elektromagnetkiirgus, mis tuleb Maale igalt poolt taevast ligikaudu ühesuguse intensiivsusega ja mille spekter on iseloomulik musta keha kiirgusele temperatuuril umbes 3 K (3 kraadi Celsiuse järgi). absoluutne skaala Kelvin, mis vastab -270 ° C). Sellel temperatuuril langeb põhiosa kiirgusest sentimeetri- ja millimeetrivahemiku raadiolainetele. Reliktkiirguse energiatihedus on 0,25 eV/cm 3 .

Eksperimentaalsed raadioastronoomid eelistavad seda kiirgust nimetada "kosmiliseks mikrolaine taustaks" (CMB). Teoreetilised astrofüüsikud nimetavad seda sageli "reliikvia kiirguseks" (termini pakkus välja vene astrofüüsik I. S. Shklovsky), kuna tänapäeval üldtunnustatud kuuma universumi teooria raames tekkis see kiirgus meie paisumise varases staadiumis. maailmas, kui selle aine oli praktiliselt homogeenne ja väga kuum. Mõnikord võib teaduslikust ja populaarsest kirjandusest leida ka termini "kolmekraadine kosmiline kiirgus". Järgnevalt nimetame seda kiirgust "reliikviaks".

Reliikvia kiirguse avastamine 1965. aastal oli kosmoloogia jaoks väga oluline; sellest sai üks suuremaid saavutusi 20. sajandi loodusteadused. ja ülekaalukalt kõige olulisem kosmoloogia jaoks pärast punanihke avastamist galaktikate spektrites. Nõrk reliktkiirgus toob meile teavet meie universumi eksisteerimise esimeste hetkede kohta, sellest kaugest ajastust, mil kogu universum oli kuum ja selles polnud veel planeete, tähti ega galaktikaid. Peeti sisse viimased aastad selle kiirguse üksikasjalikud mõõtmised maapinna, stratosfääri ja kosmoseobservatooriumite abil kergitavad loori universumi sünni saladuse kohal.

kuuma universumi teooria.

1929. aastal avastas Ameerika astronoom Edwin Hubble (1889–1953), et enamik galaktikaid eemaldub meist ja mida kiiremini, seda kaugemal galaktika on (Hubble'i seadus). Seda on tõlgendatud kui universumi üldist paisumist, mis sai alguse umbes 15 miljardit aastat tagasi. Tekkis küsimus, kuidas nägi universum välja kauges minevikus, kui galaktikad olid just hakanud üksteisest eemalduma, ja isegi varem. Kuigi matemaatiline aparaat, põhineb üldine teooria Einsteini relatiivsusteooria, mis kirjeldab universumi dünaamikat, lõid juba 1920. aastatel Willem de Sitter (1872–1934), Alexander Friedmann (1888–1925) ja Georges Lemaitre (1894–1966), umbes füüsiline seisund Universum ei teadnud selle evolutsiooni algajastul midagi. Polnud isegi kindlust, et universumi ajaloos on teatud hetk, mida võiks pidada "paisumise alguseks".

Areng tuumafüüsika 1940. aastatel võimaldas areneda teoreetilised mudelid Universumi evolutsioon minevikus, mil selle aine pidi kokku suruma kõrge tihedusega kus tuumareaktsioonid olid võimalikud. Need mudelid pidid ennekõike selgitama Universumi aine koostist, mis selleks ajaks oli tähtede spektrivaatluste põhjal juba üsna usaldusväärselt mõõdetud: keskmiselt koosnevad need 2/3 vesinikust ja 1/3 heeliumist ja kõik muud keemilised elemendid kokku ei moodusta rohkem kui 2%. Tuumasiseste osakeste - prootonite ja neutronite - omaduste tundmine võimaldas arvutada Universumi paisumise alguse variante, mis erinevad nende osakeste algsisalduse ning termodünaamilises tasakaalus oleva aine temperatuuri ja kiirguse poolest. sellega. Iga variant andis Universumi algaine koostise.

Kui detailid välja jätta, siis Universumi paisumise alguse tingimuste jaoks on kaks põhimõtteliselt erinevat võimalust: selle aine võib olla kas külm või kuum. Tuumareaktsioonide tagajärjed on üksteisest põhimõtteliselt erinevad. Kuigi Lemaitre väljendas oma varajastes töödes ideed universumi kuuma mineviku võimalikkusest, peeti külma alguse võimalust ajalooliselt esmakordselt 1930. aastatel.

Esimestes oletustes arvati, et kogu Universumi aine eksisteeris alguses külmade neutronite kujul. Hiljem selgus, et selline oletus läheb tähelepanekutele vastu. Fakt on see, et vabas olekus neutron laguneb keskmiselt 15 minutit pärast selle tekkimist, muutudes prootoniks, elektroniks ja antineutriinoks. Laienevas universumis hakkaksid tekkivad prootonid ühinema ülejäänud neutronitega, moodustades deuteeriumi aatomite tuumad. Lisaks tooks tuumareaktsioonide ahel kaasa heeliumi aatomite tuumade moodustumise. Keerulisem aatomi tuumad, nagu arvutused näitavad, sel juhul praktiliselt ei teki. Selle tulemusena muutuks kogu aine heeliumiks. Selline järeldus on teravas vastuolus tähtede ja tähtedevahelise aine vaatlustega. Keemiliste elementide levimus looduses lükkab ümber hüpoteesi aine paisumise algusest külmade neutronite kujul.

1946. aastal pakkus USA-s vene päritolu füüsik Georgi Gamov (1904-1968) välja "kuuma" versiooni Universumi paisumise algfaasidest. 1948. aastal avaldati tema kaastööliste Ralph Alferi ja Robert Hermani tööd, mis käsitlesid tuumareaktsioone kuumas aines kosmoloogilise paisumise alguses, et saada praegu vaadeldav suhe erinevate keemiliste elementide arvu ja nende isotoopide vahel. Neil aastatel oli loomulik soov selgitada kõigi keemiliste elementide päritolu nende sünteesiga aine evolutsiooni esimestel hetkedel. Fakt on see, et tol ajal hindasid nad ekslikult Universumi paisumise algusest möödunud aega vaid 2–4 miljardiks aastaks. Selle põhjuseks oli Hubble'i konstandi ülehinnatud väärtus, mis neil aastatel järgnes astronoomilistele vaatlustele.

Võrreldes Universumi vanust 2-4 miljardit aastat Maa hinnangulise vanusega - umbes 4 miljardit aastat - tuli eeldada, et Maa, Päike ja tähed tekkisid valmis keemilise koostisega primaarsest ainest. . Usuti, et see koostis ei muutunud oluliselt, kuna elementide süntees tähtedes on aeglane protsess ja selle rakendamiseks polnud aega enne Maa ja teiste kehade moodustumist.

Hilisem ekstragalaktiliste kauguste skaala läbivaatamine tõi kaasa ka universumi vanuse revideerimise. Tähtede evolutsiooni teooria selgitab edukalt kõige päritolu rasked elemendid(heeliumist raskemad) nende nukleosünteesi tõttu tähtedes. Universumi paisumise varases staadiumis ei olnud vaja selgitada kõigi elementide, sealhulgas raskete elementide päritolu. Kuuma universumi hüpoteesi olemus osutus siiski õigeks.

Teisest küljest on heeliumi sisaldus tähtedes ja tähtedevahelises gaasis umbes 30 massiprotsenti. Seda on palju rohkem, kui saab seletada tähtede tuumareaktsioonidega. See tähendab, et heelium, erinevalt rasketest elementidest, peaks sünteesima Universumi paisumise alguses, kuid samal ajal - piiratud koguses.

Gamow teooria põhiidee seisneb just selles, et aine kõrge temperatuur takistab kogu aine muutumist heeliumiks. Hetkel, 0,1 sek pärast paisumise algust, oli temperatuur umbes 30 miljardit K. Nii kuumas aines on palju suure energiaga footoneid. Footonite tihedus ja energia on nii kõrged, et valgus interakteerub valgusega, mis viib elektron-positroni paaride tekkeni. Paaride hävitamine võib omakorda viia footonite tekkeni, aga ka neutriino- ja antineutriinopaaride tekkeni. Selles "keevas pajas" on tavaline aine. Väga kõrgetel temperatuuridel ei saa keerulisi aatomituumasid eksisteerida. Ümbritsevad energeetilised osakesed purustaksid need koheselt. Seetõttu eksisteerivad aine rasked osakesed neutronite ja prootonite kujul. Interaktsioonid energeetiliste osakestega põhjustavad neutronite ja prootonite kiiret muutumist üksteiseks. Neutronite ja prootonitega ühendamise reaktsioone aga ei toimu, kuna tekkiv deuteeriumituum laguneb koheselt suure energiaga osakeste poolt. Seega katkeb alguses kõrge temperatuuri tõttu heeliumi moodustumiseni viiv ahel.

Alles siis, kui universumi paisumine jahtub alla miljardi kelvini, on osa tekkivast deuteeriumist juba talletatud ja see viib heeliumi sulandumiseni. Arvutused näitavad, et aine temperatuuri ja tihedust saab reguleerida nii, et selleks ajaks on neutronite osakaal aines umbes 15 massiprotsenti. Need neutronid ühinevad sama arvu prootonitega, moodustades umbes 30% heeliumi. Ülejäänud rasked osakesed jäid prootoniteks – vesinikuaatomite tuumadeks. Tuumareaktsioonid lõppema pärast esimest viit minutit pärast universumi paisumise algust. Tulevikus, kui universum paisub, väheneb selle aine ja kiirguse temperatuur. Gamowi, Alpheri ja Hermani 1948. aasta töödest järgnes see: kui kuuma universumi teooria ennustab 30% heeliumi ja 70% vesiniku tekkimist looduse peamiste keemiliste elementidena, siis kaasaegne universum peab paratamatult olema täidetud ürgse kuuma kiirguse jäägiga (“reliikvia”) ja selle reliktkiirguse kaasaegne temperatuur peab olema umbes 5 K.

Kuid kosmoloogilise ekspansiooni alguse erinevate variantide analüüs Gamow hüpoteesiga ei lõppenud. 1960. aastate alguses tegi geniaalse katse naasta külma versiooni juurde Ya.B. Zel'dovich, kes väitis, et algne külm aine koosnes prootonitest, elektronidest ja neutriinodest. Nagu Zel'dovich näitas, muundub selline segu puhas vesinik. Selle hüpoteesi kohaselt sünteesiti heelium ja teised keemilised elemendid hiljem, kui tähed tekkisid. Pange tähele, et selleks ajaks teadsid astronoomid juba, et universum on Maast ja enamikust meid ümbritsevatest tähtedest mitu korda vanem ning andmed heeliumi arvukuse kohta täheeelses aines olid neil aastatel veel väga ebakindlad.

Näib, et otsustav test universumi külma ja kuuma mudeli vahel valimine võiks olla kosmilise mikrolaine taustkiirguse otsimine. Kuid millegipärast ei püüdnud keegi pärast Gamowi ja tema kolleegide ennustust aastaid teadlikult seda kiirgust tuvastada. Selle avastasid täiesti juhuslikult 1965. aastal Ameerika firma "Bell" raadiofüüsikud R. Wilson ja A. Penzias, kellele pälvisid 1978. aastal Nobeli preemia.

Teel reliktkiirguse avastamise poole.

1960. aastate keskel jätkasid astrofüüsikud universumi kuuma mudeli teoreetilise uurimisega. KMB eeldatavate karakteristikute arvutamise viisid 1964. aastal läbi A.G.Doroškevitš ja I.D.Novikov NSV Liidus ning sõltumatult F.Hoyle ja R.J.Taylor Suurbritannias. Kuid need tööd, nagu ka Gamow ja tema kolleegide varasem töö, ei äratanud tähelepanu. Kuid nad on juba veenvalt näidanud, et reliktkiirgust on võimalik jälgida. Vaatamata selle kiirguse äärmisele nõrkusele meie ajastul, asub see õnneks selles elektromagnetilise spektri piirkonnas, kus kõik muud kosmilised allikad tervikuna kiirgavad veelgi nõrgemalt. Seetõttu oleks pidanud selle avastamiseni viima kosmilise mikrolaine tausta sihipärane otsimine, kuid raadioastronoomid ei teadnud sellest.

Siin on see, mida A. Penzias ütles oma Nobeli loengus: lühike artikkel A.G. Doroškevitš ja I.D. Novikov, pealkirjaga Keskmine tihedus kiirgus metagalaktikas ja mõned relativistliku kosmoloogia küsimused. Kuigi ingliskeelne tõlge ilmus samal aastal, kuid mõnevõrra hiljem, tuntud ajakirjas Sovetskaja Fizika - Doklady, ei pälvinud artikkel ilmselt teiste selle valdkonna spetsialistide tähelepanu. See tähelepanuväärne artikkel ei näita mitte ainult kosmilise mikrolaine tausta spektrit musta kehana laine nähtus, kuid keskendus selgelt ka Crawford Hilli Bell Laboratory kahekümne jala pikkusele sarvehelkurile kui kõige sobivamale vahendile selle tuvastamiseks! (tsiteeritud: Šarov A.S., Novikov I.D. Mees, kes avastas universumi plahvatuse: Edwin Hubble'i elu ja töö. M., 1989).

Kahjuks jäi see artikkel ei teoreetikutele ega vaatlejatele märkamatuks; see ei stimuleerinud kosmilise mikrolaine taustkiirguse otsimist. Teadusajaloolased imestavad siiani, miks ei üritanud keegi aastaid teadlikult otsida kuumast universumist kiirgust. On uudishimulik, et see avastus on möödas - 20. sajandil üks suurimaid. – teadlased möödusid mitu korda märkamatult.

Näiteks reliktkiirgust võidi avastada juba 1941. Seejärel analüüsis Kanada astronoom E. McKellar tähe Zeta Ophiuchuse spektris tähtedevaheliste tsüaniidimolekulide poolt tekitatud neeldumisjooni. Ta jõudis järeldusele, et need jooned spektri nähtavas piirkonnas saavad tekkida ainult siis, kui valgust neelavad pöörlevad tsüaanmolekulid ja nende pöörlemist tuleb ergutada kiirgusega, mille temperatuur on umbes 2,3 K. Muidugi ei saanud keegi arvasin siis, et nende molekulide pöörlemistasemete ergastumine on põhjustatud reliktkiirgusest. Alles pärast selle avastamist 1965. aastal avaldati I. S. Shklovsky, J. Fieldi jt tööd, milles näidati, et tähtedevahelise tsüaanmolekulide pöörlemise ergastus, mille jooned on paljude tähtede spektris selgelt jälgitavad, on põhjustatud just reliktkiirgusest.

Veelgi dramaatilisem lugu leidis aset 1950. aastate keskel. Seejärel mõõtis noor teadlane T. A. Šmaonov kuulsate nõukogude raadioastronoomide S. E. Khaikini ja N. L. Kaidanovski juhendamisel kosmosest raadiokiirgust lainepikkusel 32 cm. Need mõõtmised tehti sarvantenniga, mis sarnanes sellega, mida kasutati palju. aastaid hiljem Penziase ja Wilsoni poolt. Šmaonov uuris hoolikalt võimalikke häireid. Muidugi polnud tema käsutuses tol ajal nii tundlikke vastuvõtjaid, nagu ameeriklastel hiljem. Šmaonovi mõõtmiste tulemused avaldati 1957. aastal tema doktoritöös ja ajakirjas Devices and Experimental Technique. Järeldus nendest mõõtmistest oli järgmine: "Selgus, et taustraadiokiirguse efektiivse temperatuuri absoluutväärtus ... võrdub 4 ± 3 K." Šmaonov märkis kiirguse intensiivsuse sõltumatust taevasuunast ja ajast. Kuigi mõõtmisvead olid suured ja joonise 4 usaldusväärsusest ei maksa rääkidagi, on meile nüüdseks selge, et Šmaonov mõõtis täpselt kosmilise mikrolaine taustkiirguse. Kahjuks ei teadnud ei tema ega teised raadioastronoomid midagi kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemasolust ega omistanud neile mõõtmistele piisavalt tähtsust.

Lõpuks, umbes 1964. aastal, lähenes sellele probleemile teadlikult Princetoni (USA) tuntud eksperimentaalfüüsik Robert Dicke. Kuigi tema arutluskäik põhines "võnkuva" universumi teoorial, mis kogeb korduvalt paisumist ja kokkutõmbumist, mõistis Dicke selgelt vajadust otsida KMB-d. Tema algatusel tegi noor teoreetik F. J. E. Peebles 1965. aasta alguses vajalikud arvutused ning P. G. Roll ja D. T. Wilkinson hakkasid Princetoni Palmeri füüsikalabori katusele ehitama väikest madala müraga antenni. Taustkiirguse otsimiseks ei ole vaja kasutada suuri raadioteleskoope, kuna kiirgus tuleb igast suunast. Midagi ei saa sellest, et suur antenn fokusseerib kiire väiksemale taevaalale. Kuid Dicke'i rühmal polnud aega plaanitud avastust teha: kui nende varustus oli juba valmis, tuli neil vaid kinnitada avastus, mille tegid eelmisel päeval kogemata teised.

Reliktkiirguse avastamine.

1960. aastal ehitati Holmdeli osariigis Crawford Hillis (New Jersey, USA) antenn Echo balloonsatelliidilt peegeldunud raadiosignaalide vastuvõtmiseks. 1963. aastaks polnud seda antenni enam satelliidiga töötamiseks vaja ning raadiofüüsikud Robert Woodrow Wilson (s. 1936) ja Arno Elan Penzias (s. 1933) firma Bell Telephone laborist otsustasid seda kasutada raadioastronoomia jaoks. tähelepanekud. Antenn oli 20 jala pikkune sarv. Koos uusima vastuvõtuseadmega oli see raadioteleskoop tollal maailma kõige tundlikum instrument raadiolainete mõõtmiseks. laiad platvormid taevas. Esiteks pidi see mõõtma raadiokiirgust tähtedevaheline meedium meie galaktika lainepikkusel 7,35 cm. Arno Penzias ja Robert Wilson ei teadnud kuuma universumi teooriast ega kavatsenud otsida kosmilist mikrolaine taustkiirgust.

Galaktika raadiokiirguse täpseks mõõtmiseks oli vaja arvesse võtta kõiki võimalikke häireid, mis on põhjustatud Maa atmosfääri ja Maa pinna kiirgusest, samuti häireid, mis tekivad antennis, elektriahelad ja vastuvõtjad. Vastuvõtusüsteemi esialgne testimine näitas oodatust veidi rohkem müra, kuid tundus usutav, et selle põhjuseks oli kerge ülemäärane müra võimendusahelates. Nendest probleemidest ülesaamiseks kasutasid Penzias ja Wilson seadet, mida tuntakse kui "külmakoormust", milles antennilt tuleva signaali võrreldakse antennilt tuleva signaaliga. kunstlik allikas, jahutatud vedela heeliumiga temperatuuril umbes neli kraadi kõrgemal absoluutne null(4K). 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 vaatevälja sisenevate raadiolainete astronoomiliste allikate panust.

Penzias ja Wilson eeldasid, et antenni paigutus tekitab väga vähe elektrilist müra. Selle oletuse kontrollimiseks alustasid nad aga oma vaatlusi suhteliselt lühikestel lainepikkustel 7,35 cm, mille juures Galaxy raadiomüra peaks olema tühine. Loomulikult oli sellisel lainepikkusel Maa atmosfäärist oodata mõningast raadiomüra, kuid sellel müral peaks olema iseloomulik suunasõltuvus: see peaks olema võrdeline atmosfääri paksusega selles suunas, kuhu antenn vaatab: veidi vähem. seniidi poole, veidi rohkem horisondi suunas. Eeldati, et pärast atmosfääriliikme lahutamist iseloomulik sõltuvus suunast ei jää antennist olulist signaali ja see kinnitab, et antenniseadme tekitatav elektrimüra on tühine. Pärast seda on võimalik alustada galaktika enda uurimist suurtel lainepikkustel - umbes 21 cm, kus kiirgus Linnutee on olulise tähtsusega. (Pange tähele, et raadiolaineid, mille pikkus on sentimeetrit või detsimeetrit, kuni 1 m, nimetatakse tavaliselt "mikrolainekiirguseks". See nimi on antud, kuna need lainepikkused on väiksemad kui need ultralühilained, mida kasutati II maailmasõja alguses radarites. ..)

Oma üllatuseks avastasid Penzias ja Wilson 1964. aasta kevadel, et nad koguvad 7,35 cm kõrgusel üsna märgatavalt palju suunast sõltumatut mikrolaineahju müra. Nad leidsid, et see "staatiline taust" ei muutunud kellaajaga ja hiljem leidsid, et see ei sõltu ka aastaajast. Järelikult ei saanud tegu olla Galaktika kiirgusega, sest sel juhul muutuks selle intensiivsus sõltuvalt sellest, kas antenn vaatab mööda Linnutee tasandit või risti. Lisaks, 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 nad tõesti 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 antenni huulikus pesitses paar tuvi. Nad püüti kinni, saadeti postiga Belli Vippani saidile, vabastati, paar päeva hiljem leiti uuesti oma positsioonilt antennis, püüti uuesti kinni ja lõpuks rahustati drastilisemate vahenditega. Ruumide rentimisel katsid tuvid aga antenni sisemuse Penziase nimega "valge dielektrilise ainega", mis toatemperatuuril võib olla elektrimüra allikas. 1965. aasta alguses demonteeriti antenni sarv ja puhastati kogu mustus, kuid see, nagu kõik muud nipid, vähendas vaadeldavat mürataset väga vähe.

Kui kõiki häireallikaid hoolikalt analüüsiti ja arvesse võeti, olid Penzias ja Wilson sunnitud järeldama, et kiirgus tuleb 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” oli 2,5–4,5 kelvinit). Tuleb märkida, et tegemist on väga peene katsetulemusega: näiteks kui jäätiseplokk asetada antennisarve ette, siis see paistaks raadioulatuses, 22 miljonit korda eredamalt kui vastav taevaosa. Vaatluste ootamatu tulemuse üle mõtiskledes ei kiirustanud Penzias ja Wilson avaldamisega. Kuid sündmused arenesid juba vastu nende tahtmist.

Juhtus nii, et Penzias helistas hoopis teisel korral oma sõbrale Bernard Burke'ile Massachusettsist. Tehnoloogiainstituut. Vahetult enne seda oli Burke kuulnud oma kolleegilt Ken Tsrnerilt Carnegie institutsioonist Princetoni teoreetiku Phil Peebleslemi, kes töötas Robert Dicke'i käe all, jutust, mida ta oli Johns Hopkinsis kuulnud. Selles kõnes väitis Peebles, et varasest universumist, mille samaväärne temperatuur 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 kuumast Universumist pärit kosmilise mikrolaine taustkiirguse. Teadlased otsustasid mainekas Astrophysical Journalis korraga avaldada kaks kirja. 1965. aasta suvel avaldati mõlemad tööd: Penziase ja Wilsoni poolt kosmilise mikrolaine taustkiirguse avastamise kohta ning Dicke ja kolleegide seletused kuuma universumi teooriat kasutades. Ilmselt ei olnud Penzias ja Wilson oma avastuse kosmoloogilises tõlgenduses täiesti veendunud, andsid nad oma märkusele tagasihoidliku pealkirja: Antenni ülemäärase temperatuuri mõõtmine sagedusel 4080 MHz. Nad lihtsalt teatasid, et "efektiivse seniidi müratemperatuuri mõõtmised ... andsid 3,5 K võrra oodatust suurema väärtuse", ja vältisid kosmoloogia mainimist, välja arvatud fraas, et "vaadeldud ülemäärase müra temperatuuri võimaliku selgituse annab Dicke, Peebles, Roll ja Wilkinson sama ajakirjanumbri saatekirjas.

Järgnevatel aastatel tehti arvukalt mõõtmisi erinevatel lainepikkustel kümnetest sentimeetritest kuni millimeetri murdudeni. Vaatlused on näidanud, et CMB spekter vastab Plancki valemile, nagu see peaks olema teatud temperatuuriga kiirguse puhul. Kinnitati, et see temperatuur on ligikaudu 3 K. See tehti imeline avastus, mis tõestab, et Universum oli paisumise alguses kuum.

Selline on sündmuste keerukas põimumine, mis kulmineerus kuuma universumi avastamisega Penziase ja Wilsoni poolt 1965. aastal. Lähtepunktiks oli ülikõrge temperatuuri fakti tuvastamine Universumi paisumise alguses. suured uuringud, mis toob kaasa mitte ainult astrofüüsikaliste saladuste, vaid ka aine struktuuri saladuste avalikustamise.

Kosmilise mikrolaine taustkiirguse täpseimad mõõtmised on tehtud kosmosest: Relikt katse nõukogude satelliidil Prognoz-9 (1983–1984) ja DMR (diferentsiaalne mikrolaineradiomeeter) eksperiment Ameerika COBE satelliidil (Cosmic Background Explorer, november). 1989–1993). viimane võimaldas kõige täpsemalt määrata reliktkiirguse temperatuuri: 2,725 ± 0,002 K.

Mikrolaineahju taust kui "uus eeter".

Niisiis, reliktkiirguse spekter väga kõrge täpsusega vastab musta keha kiirgusele (st. Plancki valemiga kirjeldatud) temperatuuriga T = 2,73 K. Sellest keskmisest temperatuurist on siiski väikesed (umbes 0,1%) kõrvalekalded, olenevalt sellest, millises suunas taevas mõõtmist tehakse. Fakt on see, et kosmiline mikrolaine taustkiirgus on isotroopne ainult kogu taanduvate galaktikate süsteemiga seotud koordinaatsüsteemis, nn "liikuvas võrdlusraamis", mis paisub koos universumiga. Igas teises koordinaatsüsteemis sõltub kiirguse intensiivsus suunast. Esiteks põhjustab seda mõõteseadme liikumine kosmilise mikrolaine fooni suhtes: Doppleri efekt toob kaasa seadme poole lendavate footonite "sinisemaks muutumise" ja sellele järele jõudvate footonite "punetuse".

Sel juhul sõltub mõõdetud temperatuur võrreldes keskmisega (T 0) liikumissuunast: T \u003d T 0 (1 + (v / c) cos i), kus v on seadme kiirus taustkiirgusega seotud koordinaatsüsteemis; c on valguse kiirus, i on nurk kiirusvektori ja vaatlussuuna vahel. Temperatuuri ühtlase jaotuse taustal ilmuvad kaks "poolust" - soe liikumissuunas ja jahe vastupidises suunas. Seetõttu nimetatakse sellist kõrvalekallet ühtlusest "dipooliks". Dipoolkomponent reliktkiirguse jaotuses avastati maapealsete vaatluste käigus: Lõvi tähtkuju suunas osutus selle kiirguse temperatuur keskmisest 3,5 mK võrra kõrgemaks ja vastupidises suunas (tähtkuju tähtkujus Veevalaja) sama palju alla keskmise. Seetõttu liigume taustkiirguse suhtes kiirusega umbes 400 km/s. Mõõtmistäpsus osutus nii suureks, et dipoolkomponendis leiti isegi aastased kõikumised, mille põhjustas Maa tiirlemine ümber Päikese kiirusega 30 km/s.

Mõõdud koos tehissatelliite Maa täpsustas neid andmeid oluliselt. COBE andmetel selgub pärast Maa orbitaalliikumise arvessevõtmist, et Päikesesüsteem liigub nii, et CMB temperatuuri dipoolkomponendi amplituud on D T = 3,35 mK; see vastab liikumiskiirusele V = 366 km/s. Päike liigub kiirguse suhtes Lõvi ja Chalice tähtkuju piiri suunas, punktini, ekvatoriaalsed koordinaadid a = 11 h 12 m ja d = –7,1° (epohh J2000); mis vastab galaktilistele koordinaatidele l = 264,26° ja b = 48,22°. Päikese enda liikumise arvestamine galaktikas näitab, et kõigi kohaliku rühma galaktikate suhtes liigub Päike selles suunas kiirusega 316 ± 5 km/s. l 0 = 93 ± 2° ja b 0 = –4 ± 2° . Seetõttu toimub kohaliku grupi enda liikumine kosmilise mikrolainefooni suhtes kiirusega 635 km/s umbes l= 269° ja b= +29°. See on Neitsi (Neitsi) galaktikate parve keskpunkti suhtes ligikaudu 45° nurga all.

Galaktikate liikumist veelgi suuremas mastaabis uurides selgub, et lähedalasuvate galaktikaparvede kogu (119 parve Abeli ​​kataloogist meist 200 Mpc raadiuses) liigub tervikuna CMB suhtes kiirusega umbes 700 km/s. Seega hõljub meie universumi naabrus märgatava kiirusega kosmilise mikrolaine taustkiirguse meres. Astrofüüsikud on korduvalt pööranud tähelepanu tõsiasjale, et juba reliktkiirguse olemasolu fakt ja sellega seotud valitud võrdlussüsteem omistab sellele kiirgusele "uue eetri" rolli. Kuid selles pole midagi müstilist: kõik füüsilised mõõtmised on samaväärsed mis tahes muus võrdlussüsteemis tehtud mõõtmistega inertsiaalsüsteem viide. (Arutelu "uue eetri" probleemi üle seoses Machi põhimõttega leiate raamatust: Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D. Universumi struktuur ja areng. M., 1975).

Reliktkiirguse anisotroopia.

CMB temperatuur on vaid üks selle parameetritest, mis kirjeldab varajast universumit. Selle kiirguse omadustes on muid ilmseid jälgi väga varane ajastu meie maailma areng. Astrofüüsikud leiavad need jäljed, analüüsides CMB spektrit ja ruumilist ebahomogeensust (anisotroopiat).

Kuuma Universumi teooria kohaselt langes aine ja sellega seotud kiirguse temperatuur pärast umbes 300 tuhat aastat pärast paisumise algust 4000 K. Sellel temperatuuril ei suutnud footonid enam vesiniku ja heeliumi aatomeid ioniseerida. Seetõttu toimus punanihkele z = 1400 vastaval epohhil kuuma plasma rekombinatsioon, mille tulemusena muutus plasma neutraalseks gaasiks. Muidugi polnud tol ajal veel galaktikaid ja tähti. Need tekkisid palju hiljem.

Universumit täitev gaas osutus neutraalseks muutudes reliktkiirgusele praktiliselt läbipaistvaks (kuigi tol ajastul polnud selleks mitte raadiolained, vaid valgus nähtavas ja lähi-infrapuna vahemikus). Seetõttu jõuab iidne kiirgus meieni peaaegu takistamatult ruumi ja aja sügavustest. Kuid sellegipoolest kogeb see teatud mõjusid ja kuidas arheoloogiline ala kannab ajaloosündmuste jälgi.

Näiteks rekombinatsiooni epohhi ajal kiirgasid aatomid palju footoneid, mille energia suurus oli 10 eV, mis on kümneid kordi suurem kui keskmine energia selle ajastu tasakaalukiirguse footonid (temperatuuril T = 4000 K on selliseid energeetilisi footoneid väga vähe, umbes üks miljardik nendest koguarv). Seetõttu peaks rekombinatsioonikiirgus tugevalt moonutama kosmilise mikrolaine taustkiirguse Plancki spektrit lainepikkuste vahemikus umbes 250 μm. Tõsi, arvutused on näidanud, et kiirguse tugev interaktsioon ainega viib selleni, et vabanev energia "hajub" peamiselt laias spektri piirkonnas ega moonuta seda palju, kuid edaspidised täpsed mõõtmised suudavad seda märgata. ka see moonutus.

Ja palju hiljem, galaktikate moodustumise ja tähtede esimese põlvkonna ajastul (z ~ 10 juures), kui tohutu mass peaaegu jahtunud ainet koges taas märkimisväärset kuumenemist, võis CMB spekter uuesti muutuda, kuna kuumalt hajudes. elektronid, madala energiaga footonid suurendavad oma energiat (nn Comptoni pöördefekt). Mõlemad ülalkirjeldatud efektid moonutavad kosmilise mikrolaine taustkiirguse spektrit selle lühikese lainepikkusega piirkonnas, mida on seni kõige vähem uuritud.

Kuigi meie ajastul enamik Tavaline aine on tihedalt tähtedesse pakitud ja galaktikate omad, kuid isegi meie lähedal võib kosmiline mikrolaineline taustkiirgus kogeda spektri märgatavat moonutamist, kui selle kiired läbivad teel Maale suure galaktikate parve. Tavaliselt on sellised klastrid täidetud haruldase, kuid väga kuuma intergalaktikaga gaasiga, mille temperatuur on umbes 100 miljonit K. Selle gaasi kiiretel elektronidel hajudes suurendavad madala energiaga footonid oma energiat (ikka sama pöördvõrdeline Comptoni efekt) ja väljuvad sellest gaasist. spektri madala sagedusega Rayleigh-Jeansi piirkond kõrgsageduslikuks, süüdi piirkonnaks. Seda efekti ennustasid R.A. Sunyaev ja Ya.B. Zeldovitš ning raadioastronoomid avastasid selle paljude galaktikaparvede suunas kiirgustemperatuuri langusena spektri Rayleigh-Jeansi piirkonnas 1–3 mK võrra. . Reliktkiirguse anisotroopiat tekitavate mõjude hulgas avastati esimesena Sunyaev-Zel'dovitši efekt. Selle suuruse võrdlus galaktikaparvede röntgenikiirguse heledusega võimaldas iseseisvalt määrata Hubble'i konstandi (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).

Tuleme tagasi rekombinatsiooni ajastusse. Alla 300 000 aasta vanusena oli Universum peaaegu homogeenne plasma, mis värises heli või õigemini infrahelilainete eest. Kosmoloogide arvutused ütlevad, et need aine kokkusurumis- ja paisumislained tekitasid ka läbipaistmatus plasmas kiirgustiheduse kõikumisi ja seetõttu tuleks neid nüüd tuvastada kui veidi märgatavat "paisumist" peaaegu ühtlases kosmilises mikrolaine taustkiirguses. Seetõttu peaks see täna Maale tulema erinevatest suundadest veidi erineva intensiivsusega. Sel juhul ei räägi me triviaalsest dipooli anisotroopiast, mis on põhjustatud vaatleja liikumisest, vaid intensiivsuse variatsioonidest, mis on tegelikult omased kiirgusele endale. Nende amplituud peaks olema üliväike: ligikaudu sajatuhandik kiirgustemperatuurist endast, s.o. umbes 0,00003 K. Neid on väga raske mõõta. Esimesed katsed määrata nende väikeste kõikumiste suurust olenevalt suunast taevas tehti vahetult pärast jäänukkiirguse enda avastamist aastal 1965. Hiljem nad ei peatunud, vaid avastus toimus alles 1992. aastal. väljapoole Maad viidud seadmed. Meie riigis viidi sellised mõõtmised läbi katses Relikt, kuid need väikesed kõikumised registreeriti kindlamalt Ameerika COBE satelliidilt (joonis 1).

Viimasel ajal on tehtud ja kavandatud palju katseid kosmilise mikrolaine taustkiirguse kõikumiste amplituudi mõõtmiseks erinevates nurkskaalades, kraadidest kaaresekunditeni. Erinevad füüsikalised nähtused, mis toimus Universumi elu esimestel hetkedel, oleks pidanud jätma oma iseloomuliku jälje meile saabuvasse kiirgusse. Teooria ennustab teatud seost KMB intensiivsuse külmade ja kuumade punktide suuruse ja nende suhtelise heleduse vahel. Sõltuvus on väga omapärane: see sisaldab teavet Universumi sünniprotsesside, vahetult pärast sündi juhtunu, aga ka tänapäeva Universumi parameetrite kohta.

Esimeste vaatluste nurklahutusvõime - Relict-2 ja COBE katsetes - oli väga halb, umbes 7°, seega oli teave CMB kõikumiste kohta puudulik. Järgnevatel aastatel tehti samu vaatlusi nii maapealsete raadioteleskoopide (meil kasutatakse selleks 600 m läbimõõduga täitmata avaga instrumenti RATAN-600) kui ka roninud raadioteleskoopide abil. õhupallid atmosfääri ülemistesse kihtidesse.

Põhiline samm kosmilise mikrolaine taustkiirguse anisotroopia uurimisel oli Boomerangi eksperiment (BOOMERANG), mille viisid läbi USA, Kanada, Itaalia, Inglismaa ja Prantsusmaa teadlased NASA (USA) mehitamata õhupalliga, mille maht oli 1 miljon. kuupmeetrit, mis 29. detsembrist 1998 kuni 9. jaanuarini 1999 tegi tiiru 37 km kõrgusel ümber lõunapooluse ja, olles lennanud umbes 10 tuhat km, kukutas gondli koos instrumentidega langevarjule stardikohast 50 km kaugusel. Vaatlused viidi läbi 1,2 m läbimõõduga primaarpeegliga submillimeetrilise teleskoobiga, mille fookuses oli 0,28 K-ni jahutatud bolomeetrite süsteem, mis mõõtis tausta neljas sageduskanalis (90, 150, 240 ja 400). GHz) nurkeraldusvõimega 0,2–0 ,3 kraadi. Lennu ajal hõlmasid vaatlused umbes 3% taevasfäär.

Boomerangi katses registreeritud 0,0001 K iseloomuliku amplituudiga reliktkiirguse temperatuuri ebahomogeensused kinnitasid "akustilise" mudeli õigsust ja näitasid, et Universumi neljamõõtmelist aegruumi geomeetriat võib pidada tasaseks. Saadud info võimaldas hinnata ka Universumi koostist: leidis kinnitust, et tavaline barüoonne aine, millest tähed, planeedid ja tähtedevaheline gaas koosnevad, moodustab massist vaid umbes 4%; ja ülejäänud 96% sisalduvad veel tundmatutes ainevormides.

Boomerangi eksperimenti täiendas suurepäraselt sarnane MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array) eksperiment, mille viisid läbi peamiselt USA ja Itaalia teadlased. Nende varustus, mis lendas stratosfääri 1998. aasta augustis ja 1999. aasta juunis, uuris alla 1% taevasfäärist, kuid kõrge nurkeraldusvõimega: umbes 5 ". Õhupall tegi öölende üle USA mandriosa. Peapeegel teleskoobi läbimõõt oli 1,3 m. Seadme vastuvõtuosa koosnes 16 detektorist, mis katsid 3 sagedusvahemikku. Sekundaarsed peeglid jahutati krüogeense temperatuurini ja bolomeetrid isegi madal temperatuur oli võimalik säilitada kuni 40 tundi, mis piiras lennu kestust.

MAXIMA katse näitas väikest "lainetust" CMB temperatuuri nurkjaotuses. Selle andmeid täiendati maapealse observatooriumi vaatlustega, kasutades interferomeetrit DASI (Degree Angular Scale Interferometer), mille paigaldasid Chicago ülikooli (USA) raadioastronoomid kl. lõunapoolus. See 13-elemendiline krüogeenne interferomeeter, mida vaadeldi kümnes sageduskanalis vahemikus 26-36 GHz ja mis näitas veelgi väiksemaid kõikumisi KMB-s ning nende amplituudi sõltuvus nurga suurusest kinnitab hästi noorelt universumist päritud akustiliste võnkumiste teooriat. .

Lisaks Maa pinnalt tuleva reliktkiirguse intensiivsuse mõõtmistele on plaanis ka kosmosekatsed. 2007. aastal on plaanis kosmosesse saata Plancki raadioteleskoop (Euroopa Kosmoseagentuur). Selle nurkeraldusvõime on oluliselt suurem ja tundlikkus umbes 30 korda parem kui COBE katses. Seetõttu loodavad astrofüüsikud, et paljud faktid meie Universumi eksisteerimise alguse kohta saavad selgeks (vt joonis 1).

Vladimir Surdin

Kirjandus:

Zeldovitš Ya.B., Novikov I.D. Universumi struktuur ja areng. M., 1975
Kosmoloogia: teooria ja vaatlused. M., 1978
Weinberg S. Esimesed kolm minutit. Kaasaegne vaade universumi tekkele. M., 1981
Silk J. Suur pauk. Universumi sünd ja areng. M., 1982
Sunyaev R.A. Mikrolaine taustkiirgus. - Raamatus: Kosmosefüüsika: väike entsüklopeedia. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovitš Ya.B., Sazhin M.V. Varase universumi kosmoloogia. M., 1988
Novikov I.D. Universumi evolutsioon. M., 1990