Cahaya peninggalan. Seberapa berguna sinaran CMB? Sinaran CMB menunjukkan kehomogenan Alam Semesta

Satu daripada penemuan menarik dikaitkan dengan spektrum elektromagnet ialah sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Ia ditemui secara tidak sengaja, walaupun kemungkinan kewujudannya telah diramalkan.

Sejarah penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik

Sejarah penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik bermula pada tahun 1964. kakitangan makmal Amerika Telefon Loceng membangunkan sistem komunikasi menggunakan satelit Bumi buatan. Sistem ini sepatutnya berfungsi pada ombak sepanjang 7.5 sentimeter. Gelombang pendek sedemikian mempunyai beberapa kelebihan berhubung dengan komunikasi radio satelit, tetapi Arno Penzias Dan Robert Wilson tiada siapa yang menyelesaikan masalah ini.

Mereka adalah perintis dalam bidang ini dan perlu memastikan bahawa tiada gangguan yang kuat pada panjang gelombang yang sama, atau pekerja telekom mengetahui tentang gangguan tersebut terlebih dahulu. Pada masa itu, dipercayai bahawa sumber gelombang radio yang datang dari angkasa hanya boleh menjadi objek titik seperti galaksi radio atau bintang.

Sumber gelombang radio

Para saintis mempunyai penerima yang sangat tepat dan antena tanduk berputar. Dengan bantuan mereka, saintis dapat mendengar keseluruhannya cakrawala sama seperti doktor mendengar dada pesakit dengan stetoskop.

Isyarat sumber semula jadi

Dan sebaik sahaja antena diarahkan ke salah satu titik di langit, garisan melengkung menari di skrin osiloskop. tipikal isyarat sumber semula jadi . Pakar mungkin terkejut dengan nasib mereka: pada titik pertama yang diukur terdapat sumber pancaran radio!

Tetapi tidak kira ke mana mereka menghalakan antena mereka, kesannya tetap sama. Para saintis memeriksa fungsi peralatan itu berulang kali, tetapi ia masih ada dalam susunan yang sempurna. Dan akhirnya mereka menyedari bahawa mereka telah menemui fenomena semula jadi yang tidak diketahui sebelum ini: seluruh Alam Semesta seolah-olah dipenuhi dengan gelombang radio sepanjang sentimeter.

Jika kita dapat melihat gelombang radio, cakrawala akan kelihatan kepada kita bercahaya dari tepi ke tepi.

Penemuan Penzias dan Wilson telah diterbitkan. Dan bukan sahaja mereka, tetapi juga saintis dari banyak negara lain mula mencari sumber gelombang radio misteri, yang diambil oleh semua antena dan penerima yang disesuaikan untuk tujuan ini, tidak kira di mana mereka berada dan tidak kira di mana titik di langit yang mereka tuju. , dan keamatan pancaran radio pada panjang gelombang 7.5 sentimeter pada mana-mana titik adalah sama sekali, ia seolah-olah disapu secara merata di seluruh langit.

Sinaran CMB dikira oleh saintis

Saintis Soviet A. G. Doroshkevich dan I. D. Novikov, yang meramalkan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik sebelum ia dibuka, membuat pengiraan yang rumit. Mereka mengambil kira semua sumber sinaran yang terdapat di Alam Semesta kita, dan juga mengambil kira bagaimana sinaran objek tertentu berubah dari semasa ke semasa. Dan ternyata di kawasan gelombang sentimeter semua sinaran ini adalah minimum dan, oleh itu, sama sekali tidak bertanggungjawab untuk cahaya langit yang dikesan.

Sementara itu, pengiraan lanjut menunjukkan ketumpatan sinaran sapuan adalah sangat tinggi. Berikut ialah perbandingan jeli foton (itulah yang dipanggil oleh saintis sebagai sinaran misteri) dengan jisim semua jirim di Alam Semesta.

Jika semua jirim semua Galaksi yang kelihatan "tersebar" sama rata di seluruh ruang Alam Semesta, maka hanya akan ada satu atom hidrogen bagi setiap tiga meter padu ruang (untuk kesederhanaan, kita akan menganggap semua jirim bintang sebagai hidrogen ). Dan pada masa yang sama, setiap sentimeter padu ruang sebenar mengandungi kira-kira 500 foton sinaran.

Agak banyak, walaupun kita membandingkan bukan bilangan unit jirim dan sinaran, tetapi secara langsung jisim mereka. Dari mana datangnya sinaran yang begitu kuat?

Pada satu masa, saintis Soviet A. A. Friedman, menyelesaikan persamaan terkenal Einstein, mendapati bahawa Alam Semesta kita sentiasa berkembang. Pengesahan ini tidak lama lagi ditemui.

Amerika E. Hubble ditemui fenomena kemelesetan galaksi. Dengan mengekstrapolasi fenomena ini ke masa lalu, kita boleh mengira saat apabila semua jirim Alam Semesta berada dalam jumlah yang sangat kecil dan ketumpatannya tidak dapat dibandingkan dengan sekarang. Semasa pengembangan Alam Semesta, panjang gelombang setiap kuantum meningkat mengikut perkadaran dengan pengembangan Alam Semesta; dalam kes ini, kuantum nampaknya "sejuk" - lagipun, semakin pendek panjang gelombangnya
kuantum, semakin panas.

Sinaran berskala sentimeter hari ini mempunyai suhu kecerahan kira-kira 3 darjah Kelvin mutlak. Dan sepuluh bilion tahun yang lalu, apabila Alam Semesta adalah lebih kecil dan ketumpatan jirimnya sangat tinggi, quanta ini mempunyai suhu kira-kira 10 bilion darjah.

Sejak itu, Alam Semesta kita telah "dikuburkan" dengan kuantiti sinaran penyejukan yang berterusan. Itulah sebabnya pelepasan radio sentimeter "berlumur" di seluruh Alam Semesta menerima nama itu
sinaran relik.

Peninggalan, seperti yang anda ketahui, adalah nama-nama tinggalan haiwan dan tumbuhan paling purba yang masih hidup hingga ke hari ini. Kuanta sinaran sentimeter sudah tentu merupakan peninggalan yang paling kuno dari semua peninggalan yang mungkin. Lagipun, pembentukan mereka bermula pada era kira-kira 15 bilion tahun jaraknya dari kita.

Pengetahuan tentang Alam Semesta membawa sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik

Hampir tiada apa yang boleh dikatakan tentang keadaan jirim pada saat sifar, apabila ketumpatannya tidak terhingga besar. Tetapi fenomena dan proses yang berlaku semasa Alam semesta, hanya sesaat selepas kelahirannya dan lebih awal lagi, sehingga 10~8 saat, saintis sudah membayangkan dengan baik. Maklumat mengenai perkara ini telah dibawa dengan tepat sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Jadi, satu saat telah berlalu sejak saat sifar. Perkara Alam Semesta kita mempunyai suhu 10 bilion darjah dan terdiri daripada sejenis "bubur" relik quanta, elektrod, positron, neutrino dan antineutrino. Ketumpatan "bubur" sangat besar - lebih daripada satu tan untuk setiap satu sentimeter padu. Dalam "keadaan sesak" sedemikian, perlanggaran neutron dan positron dengan elektron berterusan berlaku, proton bertukar menjadi neutron dan sebaliknya.

Tetapi kebanyakannya terdapat quanta di sini - 100 juta kali lebih banyak daripada neutron dan proton. Sudah tentu, pada ketumpatan dan suhu sedemikian, tiada nukleus kompleks jirim boleh wujud: mereka tidak mereput di sini.

Seratus saat berlalu. Pengembangan Alam Semesta berterusan, ketumpatannya terus menurun, dan suhunya menurun. Positron hampir hilang, neutron bertukar menjadi proton.

Pembentukan nukleus atom hidrogen dan helium bermula. Pengiraan yang dijalankan oleh saintis menunjukkan bahawa 30 peratus daripada neutron digabungkan untuk membentuk nukleus helium, manakala 70 peratus daripadanya kekal bersendirian dan menjadi nukleus hidrogen. Semasa tindak balas ini, kuanta baru muncul, tetapi bilangannya tidak lagi dapat dibandingkan dengan yang asal, jadi kita boleh mengandaikan bahawa ia tidak berubah sama sekali.

Pengembangan Alam Semesta berterusan. Ketumpatan "bubur", yang dibancuh dengan sangat curam oleh alam semula jadi pada mulanya, menurun mengikut perkadaran dengan kiub jarak linear. Tahun, abad, beribu tahun berlalu.

3 juta tahun telah berlalu. Suhu "bubur" pada masa ini telah menurun kepada 3-4 ribu darjah, ketumpatan bahan juga mendekati apa yang kita ketahui hari ini, tetapi gumpalan bahan dari mana bintang dan galaksi boleh dibentuk belum dapat timbul. Tekanan sinaran terlalu besar pada masa itu, menolak sebarang pembentukan sedemikian. Malah atom helium dan hidrogen kekal terion: elektron wujud secara berasingan, proton dan nukleus atom juga wujud secara berasingan.

Hanya menjelang akhir tempoh tiga juta tahun, pemeluwapan pertama mula muncul dalam "bubur" yang menyejukkan. Pada mulanya terdapat sangat sedikit daripada mereka. Sebaik sahaja seperseribu daripada "bubur" terpeluwap menjadi protostar yang pelik, formasi ini mula "membakar" sama seperti bintang moden.

Dan foton dan kuanta tenaga yang dipancarkan oleh mereka memanaskan "bubur" yang telah mula menyejuk ke suhu di mana pembentukan pemeluwapan baru sekali lagi ternyata mustahil.

Tempoh penyejukan dan pemanasan semula "bubur" oleh suar protostar silih berganti, menggantikan satu sama lain. Dan pada beberapa peringkat pengembangan Alam Semesta, pembentukan pemeluwapan baru menjadi hampir mustahil kerana "bubur" yang sangat tebal telah menjadi terlalu "cair."

Kira-kira 5 peratus daripada perkara itu berjaya bersatu, dan 95 peratus bertaburan di ruang Alam Semesta yang semakin berkembang. Beginilah cara kuanta panas yang membentuk sinaran peninggalan "terlesap". Beginilah cara nukleus atom hidrogen dan helium, yang merupakan sebahagian daripada "bubur", bertaburan.

Hipotesis pembentukan Alam Semesta

Sistem planet terbentuk di sekeliling beberapa bintang ini, dan sekurang-kurangnya pada salah satu planet ini, kehidupan timbul, yang dalam perjalanan evolusi menimbulkan kecerdasan. Para saintis belum mengetahui berapa kerap bintang yang dikelilingi oleh bulatan planet ditemui dalam keluasan angkasa. Mereka tidak boleh mengatakan apa-apa tentang kekerapan.

Dan persoalan berapa kerap tumbuhan kehidupan berkembang menjadi bunga akal yang subur masih terbuka. Hipotesis yang kita ketahui hari ini yang mentafsir semua isu ini lebih seperti tekaan yang tidak berasas.

Tetapi hari ini sains berkembang seperti runtuhan salji. Baru-baru ini, saintis tidak tahu bagaimana kita bermula. Sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, yang ditemui kira-kira 70 tahun yang lalu, memungkinkan untuk melukis gambar itu. Hari ini, manusia tidak mempunyai fakta yang mencukupi, berdasarkan mana, ia boleh menjawab soalan-soalan yang dirumuskan di atas.

Penembusan ke angkasa lepas, lawatan ke Bulan dan planet lain membawa fakta baharu. Dan fakta tidak lagi diikuti oleh hipotesis, tetapi oleh kesimpulan yang ketat.

Sinaran CMB menunjukkan kehomogenan Alam Semesta

Apa lagi yang sinar peninggalan, saksi-saksi kelahiran Alam Semesta ini, memberitahu para saintis?

A. A. Friedman menyelesaikan salah satu persamaan yang diberikan oleh Einstein, dan berdasarkan penyelesaian ini dia menemui pengembangan Alam Semesta. Untuk menyelesaikan persamaan Einstein, adalah perlu untuk menetapkan keadaan awal yang dipanggil.

Friedman meneruskan dari andaian bahawa Alam semesta adalah homogen dan isotropik, bermakna bahan di dalamnya diagihkan sama rata. Dan selama 5-10 tahun yang telah berlalu sejak penemuan Friedman, persoalan sama ada andaian ini betul tetap terbuka.

Kini ia pada dasarnya telah dialih keluar. Isotropi Alam Semesta dibuktikan oleh keseragaman menakjubkan pelepasan radio relik. Fakta kedua menunjukkan perkara yang sama - pengagihan perkara Alam Semesta antara Galaksi dan gas antara galaksi.

Lagipun, gas antara galaksi, yang membentuk sebahagian besar jirim Alam Semesta, diedarkan ke seluruhnya sama rata seperti relik quanta.

Penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik membolehkan anda melihat bukan sahaja masa lampau yang sangat jauh - di luar had masa apabila tiada Bumi kita, Matahari kita, Galaksi kita, malah Alam Semesta itu sendiri.

Seperti teleskop menakjubkan yang boleh dihalakan ke mana-mana arah, penemuan CMB membolehkan kita mengintip masa depan yang sangat jauh. Sangat jauh, apabila tidak akan ada Bumi, tiada Matahari, tiada Galaksi.

Fenomena pengembangan Alam Semesta akan membantu di sini, bagaimana bintang konstituennya, galaksi, awan debu dan gas bertaburan di angkasa. Adakah proses ini kekal? Atau adakah pengembangan akan perlahan, berhenti, dan kemudian memberi laluan kepada pemampatan? Dan bukankah pemampatan dan pengembangan berturut-turut Alam Semesta adalah sejenis denyutan jirim yang tidak dapat dihancurkan?
dan kekal?

Jawapan kepada soalan-soalan ini bergantung terutamanya pada berapa banyak bahan yang terkandung di Alam Semesta. Jika jumlah gravitinya mencukupi untuk mengatasi inersia pengembangan, maka pengembangan itu pasti akan memberi laluan kepada mampatan, di mana Galaksi secara beransur-ansur akan menjadi lebih rapat. Nah, jika daya graviti tidak mencukupi untuk melambatkan dan mengatasi inersia pengembangan, Alam Semesta kita ditakdirkan: ia akan hilang di angkasa!

sinaran CMB-kosmik radiasi elektromagnetik dengan darjah isotropi yang tinggi dan dengan ciri spektrum jasad yang benar-benar hitam dengan suhu? 2.725 K. CMB telah diramalkan oleh G. Gamow, R. Alpher dan R. Hermann pada tahun 1948 berdasarkan teori Big Bang pertama yang mereka cipta. Alfer dan Herman dapat menentukan bahawa suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik hendaklah 5 K, dan Gamow membuat ramalan dalam 3 K. Walaupun beberapa anggaran suhu ruang wujud sebelum ini, mereka mempunyai beberapa kelemahan. Pertama, ini hanyalah pengukuran suhu efektif ruang; tidak diandaikan bahawa spektrum sinaran mematuhi undang-undang Planck. Kedua, mereka bergantung pada lokasi tertentu kami di pinggir Galaxy dan tidak menganggap bahawa sinaran itu adalah isotropik. Lebih-lebih lagi, mereka akan memberikan hasil yang sama sekali berbeza jika Bumi terletak di tempat lain di Alam Semesta. G. Gamow sendiri mahupun ramai pengikutnya tidak menimbulkan persoalan mengenai pengesanan eksperimen sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Nampaknya, mereka percaya bahawa sinaran ini tidak dapat dikesan, kerana ia "tenggelam" dalam aliran tenaga yang dibawa ke bumi oleh sinaran bintang dan sinar kosmik.

Kemungkinan mengesan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik terhadap latar belakang sinaran dari galaksi dan bintang di kawasan gelombang radio sentimeter telah dibuktikan dengan pengiraan oleh A.G. Doroshkevich dan I.D. Novikov, dijalankan atas cadangan Ya.B. Zeldovich pada tahun 1964, i.e. setahun sebelum penemuan A. Pepzias dan R. Wilson.

Pada tahun 1965, Arno Penzias dan Robert Woodrow Wilson membina radiometer Dicke, yang mereka ingin gunakan bukan untuk mencari sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, tetapi untuk eksperimen dalam astronomi radio dan komunikasi satelit. Apabila menentukur peranti, ternyata antena mempunyai suhu berlebihan 3.5 K yang tidak dapat mereka jelaskan. Latar belakang bunyi yang sedikit tidak berubah sama ada dari arah atau dari masa operasi. Pada mulanya mereka memutuskan bahawa ia adalah bunyi yang wujud dalam peralatan. Teleskop radio telah dibongkar dan "penyumbatan"nya diuji lagi dan lagi. Kebanggaan jurutera telah terluka, dan oleh itu pemeriksaan diteruskan ke butiran terakhir, ke pematerian terakhir. Semuanya dihapuskan. Mereka mengumpulnya semula - bunyi itu disambung semula. Selepas banyak pertimbangan, ahli teori membuat kesimpulan bahawa sinaran ini tidak lebih daripada latar belakang pancaran radio kosmik yang berterusan yang memenuhi Alam Semesta dalam aliran yang stabil. Menerima panggilan daripada Holdmdale, Dicke menyindir: "Kami mendapat jackpot, budak-budak." Pertemuan antara pasukan Princeton dan Holmdale menentukan bahawa suhu antena disebabkan oleh sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Ahli astrofizik mengira bahawa bunyi itu sepadan dengan suhu kira-kira 3 darjah Kelvin dan "boleh didengar pada pelbagai frekuensi. Pada tahun 1978, Penzias dan Wilson menerima Hadiah Nobel untuk penemuan mereka. Orang boleh bayangkan bagaimana penyokong model "panas" bergembira apabila mesej ini tiba. Penemuan ini bukan sahaja mengukuhkan kedudukan model "panas". Radiasi relik memungkinkan untuk turun dari langkah masa quasar (8-10 bilion tahun) ke langkah yang sepadan dengan 300 ribu tahun dari "permulaan" yang sangat. Pada masa yang sama, idea itu disahkan bahawa Alam Semesta pernah mempunyai ketumpatan berbilion kali lebih tinggi daripada sekarang. Adalah diketahui bahawa bahan yang dipanaskan sentiasa mengeluarkan foton. Menurut undang-undang umum termodinamik, ini menunjukkan keinginan untuk keadaan keseimbangan di mana ketepuan dicapai: kelahiran foton baru dikompensasikan oleh proses terbalik, penyerapan foton oleh jirim, supaya jumlah bilangan foton dalam medium tidak berubah. "Gas foton" ini secara seragam memenuhi seluruh Alam Semesta. Suhu gas foton hampir kepada sifar mutlak - kira-kira 3 Kelvin, tetapi tenaga yang terkandung di dalamnya lebih besar daripada tenaga cahaya yang dipancarkan oleh semua bintang semasa hayatnya. Untuk setiap sentimeter padu ruang di Alam Semesta terdapat kira-kira lima ratus kuanta sinaran, dan jumlah bilangan foton dalam Alam Semesta yang kelihatan adalah beberapa bilion kali lebih besar. nombor penuh zarah jirim, i.e. atom, nukleus, elektron yang membentuk planet, bintang dan galaksi. Sinaran latar belakang umum Alam Semesta ini dipanggil c tangan ringan I.S. Shklovsky, peninggalan, i.e. sisa, yang merupakan sisa, peninggalan yang padat dan panas keadaan awal Alam semesta. Dengan mengandaikan bahawa bahan alam semesta awal panas, G. Gamow meramalkan bahawa foton, yang ketika itu berada dalam keseimbangan termodinamik dengan jirim, harus kekal dalam zaman moden. Foton ini dikesan secara langsung pada tahun 1965. Setelah mengalami pengembangan umum dan penyejukan yang berkaitan, gas foton kini membentuk sinaran latar belakang Alam Semesta, datang kepada kita secara sama rata dari semua pihak. Kuantum latar belakang gelombang mikro kosmik tidak mempunyai jisim rehat, seperti mana-mana kuantum sinaran elektromagnet, tetapi mempunyai tenaga, dan oleh itu, menurut formula terkenal Einstein E=Cik?, dan jisim yang sepadan dengan tenaga ini. Bagi kebanyakan quanta relict, jisim ini sangat kecil: lebih kurang daripada jisim atom hidrogen, unsur paling biasa bintang dan galaksi. Oleh itu, di sebalik penguasaan ketara dalam bilangan zarah, sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik adalah lebih rendah daripada bintang dan galaksi dari segi sumbangan kepada jumlah jisim Alam Semesta. Dalam era moden, ketumpatan sinaran ialah 3 * 10 -34 g/cm 3, iaitu kira-kira seribu kali kurang daripada ketumpatan purata jirim dalam galaksi. Tetapi ini tidak selalu berlaku - pada masa lampau Alam Semesta, foton membuat sumbangan utama kepada ketumpatannya. Hakikatnya ialah semasa pengembangan kosmologi, ketumpatan sinaran berkurangan lebih cepat daripada ketumpatan jirim. Dalam proses ini, bukan sahaja kepekatan foton berkurangan (pada kadar yang sama dengan kepekatan zarah), tetapi tenaga purata satu foton juga berkurangan, kerana suhu gas foton berkurangan semasa pengembangan. Semasa pengembangan Alam Semesta seterusnya, suhu plasma dan sinaran jatuh. Interaksi zarah dengan foton tidak lagi mempunyai masa untuk mempengaruhi spektrum pelepasan dengan ketara semasa masa pengembangan ciri. Walau bagaimanapun, walaupun dalam ketiadaan interaksi antara sinaran dan jirim sepenuhnya semasa pengembangan Alam Semesta, spektrum sinaran jasad hitam kekal jasad hitam; hanya suhu sinaran berkurangan. Manakala suhu melebihi 4000 K, jirim utama telah terion sepenuhnya, julat foton dari satu peristiwa hamburan ke yang lain adalah lebih kurang daripada ufuk Alam Semesta. Pada T ? 4000K proton dan elektron bergabung semula, plasma bertukar menjadi campuran atom hidrogen dan helium neutral, dan Alam Semesta menjadi telus sepenuhnya kepada sinaran. Semasa pengembangan selanjutnya, suhu sinaran terus menurun, tetapi sifat badan hitam sinaran itu dipelihara sebagai peninggalan, sebagai "ingatan" tempoh awal evolusi dunia. Sinaran ini pertama kali ditemui pada gelombang 7.35 cm, dan kemudian pada gelombang lain (dari 0.6 mm hingga 50 cm).

Baik bintang dan galaksi radio, mahupun gas antara galaksi panas, mahupun pancaran semula cahaya kelihatan debu antara bintang tidak boleh menghasilkan sinaran yang menghampiri sifat sinaran latar belakang gelombang mikro: jumlah tenaga sinaran ini terlalu tinggi, dan spektrumnya tidak serupa dengan spektrum bintang atau spektrum sumber radio. Ini, serta ketiadaan turun naik intensiti yang hampir lengkap merentasi sfera cakerawala (turun naik sudut berskala kecil), membuktikan asal kosmologi, relik sinaran latar belakang gelombang mikro.

Sinaran latar belakang adalah isotropik hanya dalam sistem koordinat yang berkaitan dengan "penyebaran" galaksi, dalam apa yang dipanggil. sistem rujukan yang mengiringi (sistem ini berkembang bersama-sama dengan Alam Semesta). Dalam mana-mana sistem koordinat lain, keamatan sinaran bergantung pada arah. Fakta ini membuka kemungkinan untuk mengukur kelajuan Matahari berbanding sistem koordinat yang berkaitan dengan sinaran latar belakang gelombang mikro. Sesungguhnya, disebabkan oleh kesan Doppler, foton yang merambat ke arah pemerhati yang bergerak mempunyai tenaga yang lebih tinggi daripada yang mengejarnya, walaupun pada hakikatnya dalam sistem yang dikaitkan dengan m.f. i., tenaga mereka adalah sama. Oleh itu, suhu sinaran untuk pemerhati sedemikian ternyata bergantung pada arah. Anisotropi dipol sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, yang dikaitkan dengan pergerakan sistem Suria berbanding medan sinaran ini, kini telah ditetapkan dengan kukuh: ke arah buruj Leo, suhu sinaran relik adalah 3.5 mK lebih tinggi daripada purata, dan dalam arah yang bertentangan (buruj Aquarius) ia adalah jumlah yang sama di bawah purata . Akibatnya, Matahari (bersama-sama dengan Bumi) bergerak relatif kepada m.f. Dan. pada kelajuan kira-kira 400 km/s ke arah buruj Leo. Ketepatan pemerhatian adalah sangat tinggi sehingga penguji merakam kelajuan Bumi mengelilingi Matahari sebagai 30 km/s. Dengan mengambil kira kelajuan Matahari mengelilingi pusat Galaksi membolehkan kita menentukan kelajuan Galaksi berbanding sinaran latar belakang, kira-kira 600 km/s. Spektrofotometer jarak jauh sinaran inframerah(FIRAS) yang dipasang pada satelit Cosmic Background Explorer (COBE) NASA telah membuat pengukuran tepat bagi spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Pengukuran ini merupakan ukuran yang paling tepat bagi spektrum badan hitam setakat ini. Peta paling terperinci mengenai sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik telah dibina sebagai hasil kerja orang Amerika kapal angkasa WMAP.

Spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik yang memenuhi Alam Semesta sepadan dengan spektrum sinaran dari jasad hitam mutlak dengan suhu 2.725 K. Maksimumnya berlaku pada frekuensi 160.4 GHz, yang sepadan dengan panjang gelombang 1.9 mm. Ia adalah isotropik dalam lingkungan 0.001% - sisihan piawai suhu adalah lebih kurang 18 µK. Nilai ini tidak mengambil kira anisotropi dipol (perbezaan antara kawasan paling sejuk dan paling panas ialah 6.706 mK) yang disebabkan oleh anjakan frekuensi Doppler sinaran disebabkan oleh halaju kita sendiri berbanding sistem koordinat yang dikaitkan dengan CMB. Anisotropi dipol sepadan dengan pergerakan sistem suria ke arah buruj Virgo pada kelajuan? 370 km/s.

sinaran CMB

Sinaran latar belakang gelombang mikro ekstragalaksi berlaku dalam julat frekuensi dari 500 MHz hingga 500 GHz, sepadan dengan panjang gelombang dari 60 cm hingga 0.6 mm. Sinaran latar belakang ini membawa maklumat tentang proses yang berlaku di Alam Semesta sebelum pembentukan galaksi, quasar dan objek lain. Sinaran ini, yang dipanggil sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, ditemui pada tahun 1965, walaupun ia telah diramalkan pada tahun 40-an oleh George Gamow dan telah dikaji oleh ahli astronomi selama beberapa dekad.

Dalam Alam Semesta yang berkembang, ketumpatan purata jirim bergantung pada masa - pada masa lalu ia lebih tinggi. Walau bagaimanapun, semasa pengembangan, bukan sahaja ketumpatan, tetapi juga tenaga haba bahan berubah, yang bermaksud bahawa pada peringkat awal pengembangan Alam Semesta bukan sahaja padat, tetapi juga panas. Akibatnya, pada masa kita sisa sinaran harus diperhatikan, spektrumnya adalah sama dengan spektrum padu, dan sinaran ini mestilah dalam darjat tertinggi isotropik. Pada tahun 1964, A.A. Penzias dan R. Wilson, menguji antena radio yang sensitif, menemui sinaran gelombang mikro latar belakang yang sangat lemah, yang tidak dapat disingkirkan dengan apa cara sekalipun. Suhunya ternyata 2.73 K, yang hampir dengan nilai yang diramalkan. Daripada eksperimen isotropi menunjukkan bahawa sumber sinaran latar belakang gelombang mikro tidak boleh terletak di dalam Galaxy, sejak itu kepekatan sinaran ke arah pusat Galaxy harus diperhatikan. Sumber sinaran tidak dapat terletak di dalam sistem Suria, kerana Akan ada variasi harian dalam keamatan sinaran. Oleh sebab itu, kesimpulan dibuat tentang sifat ekstragalaksi sinaran latar belakang ini. Oleh itu, hipotesis Alam Semesta yang panas menerima asas pemerhatian.

Untuk memahami sifat sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, adalah perlu untuk beralih kepada proses yang berlaku pada peringkat awal pengembangan Alam Semesta. Mari kita pertimbangkan bagaimana keadaan fizikal di Alam Semesta berubah semasa proses pengembangan.

Kini setiap sentimeter padu ruang mengandungi kira-kira 500 foton relik, dan terdapat lebih sedikit jirim bagi setiap isipadu. Oleh kerana nisbah bilangan foton kepada bilangan baryon semasa pengembangan dikekalkan, tetapi tenaga foton semasa pengembangan Alam Semesta berkurangan dari semasa ke semasa disebabkan oleh anjakan merah, kita boleh membuat kesimpulan bahawa pada masa lalu ketumpatan tenaga sinaran. adalah lebih kepadatan tenaga zarah jirim. Masa ini dipanggil peringkat radiasi dalam evolusi Alam Semesta. Peringkat sinaran dicirikan oleh kesamaan suhu bahan dan sinaran. Pada masa itu, sinaran sepenuhnya menentukan sifat pengembangan Alam Semesta. Kira-kira sejuta tahun selepas pengembangan Alam Semesta bermula, suhu menurun kepada beberapa ribu darjah dan penggabungan semula elektron, yang sebelum ini merupakan zarah bebas, berlaku dengan proton dan nukleus helium, i.e. pembentukan atom. Alam Semesta telah menjadi telus kepada sinaran, dan sinaran inilah yang kini kita kesan dan panggil sinaran relik. Benar, sejak masa itu, disebabkan pengembangan Alam Semesta, foton telah mengurangkan tenaga mereka sebanyak kira-kira 100 kali. Secara kiasan, latar belakang gelombang mikro kosmik kuanta "mencetak" era penggabungan semula dan membawa maklumat langsung tentang masa lalu yang jauh.

Selepas penggabungan semula, jirim mula berkembang secara bebas untuk kali pertama, tanpa mengira radiasi, dan ketumpatan mula muncul di dalamnya - embrio galaksi masa depan dan kelompoknya. Itulah sebabnya eksperimen untuk mengkaji sifat sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik - spektrum dan turun naik spatialnya - sangat penting bagi saintis. Usaha mereka tidak sia-sia: pada awal 90-an. Eksperimen angkasa lepas Rusia Relikt-2 dan Kobe Amerika menemui perbezaan suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik kawasan jiran langit, dan sisihan daripada suhu purata hanya kira-kira seperseribu peratus. Variasi suhu ini membawa maklumat tentang sisihan ketumpatan jirim daripada nilai purata semasa zaman penggabungan semula. Selepas penggabungan semula, jirim di Alam Semesta diedarkan hampir sama rata, dan di mana ketumpatan sekurang-kurangnya sedikit di atas purata, daya tarikannya lebih kuat. Ia adalah variasi ketumpatan yang kemudiannya membawa kepada pembentukan struktur berskala besar, gugusan galaksi dan galaksi individu yang diperhatikan di Alam Semesta. Oleh idea moden, galaksi pertama mesti terbentuk pada zaman yang sepadan dengan anjakan merah dari 4 hingga 8.

Adakah terdapat peluang untuk melihat lebih jauh ke era sebelum penggabungan semula? Sehingga saat penggabungan semula, ia adalah tekanan sinaran elektromagnet yang terutamanya mencipta medan graviti yang memperlahankan pengembangan Alam Semesta. Pada peringkat ini, suhu berubah dalam perkadaran songsang kepada punca kuasa dua masa berlalu sejak pengembangan bermula. Mari kita pertimbangkan berturut-turut pelbagai peringkat pengembangan Alam Semesta awal.

Pada suhu kira-kira 1013 Kelvin, pasangan pelbagai zarah dan antizarah dilahirkan dan dimusnahkan di Alam Semesta: proton, neutron, meson, elektron, neutrino, dll. Apabila suhu menurun kepada 5*1012 K, hampir semua proton dan neutron adalah dimusnahkan, berubah menjadi kuanta radiasi; Hanya mereka yang "tidak mencukupi" antizarah kekal. Ia adalah daripada proton dan neutron "lebihan" ini bahawa perkara Alam Semesta yang boleh diperhatikan moden terutamanya terdiri.

Pada T = 2*1010 K, neutrino penembusan semua berhenti berinteraksi dengan jirim - sejak saat itu "latar belakang neutrino relik" sepatutnya kekal, yang mungkin dapat dikesan semasa eksperimen neutrino akan datang.

Semua yang baru saja dikatakan berlaku di super suhu tinggi dalam detik pertama selepas pengembangan Alam Semesta bermula. Beberapa saat selepas "kelahiran" Alam Semesta, era nukleosintesis primer bermula, apabila nukleus deuterium, helium, litium dan berilium terbentuk. Ia berlangsung kira-kira tiga minit, dan hasil utamanya ialah pembentukan nukleus helium (25% daripada jisim semua jirim di Alam Semesta). Unsur-unsur selebihnya, lebih berat daripada helium, membentuk bahagian bahan yang boleh diabaikan - kira-kira 0.01%.

Selepas era nukleosintesis dan sebelum era penggabungan semula (kira-kira 106 tahun), pengembangan dan penyejukan yang tenang Alam Semesta berlaku, dan kemudian - beratus juta tahun selepas permulaan - galaksi dan bintang pertama muncul.

Dalam beberapa dekad kebelakangan ini, perkembangan kosmologi dan fizik zarah asas telah memungkinkan untuk secara teori mempertimbangkan tempoh awal, "superdense" pengembangan Alam Semesta. Ternyata pada permulaan pengembangan, apabila suhu sangat tinggi (lebih daripada 1028 K), Alam Semesta boleh berada dalam keadaan istimewa di mana ia berkembang dengan pecutan, dan tenaga per unit isipadu kekal malar. Peringkat pengembangan ini dipanggil inflasi. Keadaan perkara sedemikian mungkin dalam satu keadaan - tekanan negatif. Tahap pengembangan inflasi ultra-pantas meliputi tempoh masa yang kecil: ia berakhir pada kira-kira 10–36 s. Adalah dipercayai bahawa "kelahiran" sebenar zarah-zarah asas jirim dalam bentuk yang kita tahu ia sekarang berlaku sejurus selepas berakhirnya peringkat inflasi dan disebabkan oleh pereputan medan hipotesis. Selepas ini, pengembangan Alam Semesta diteruskan dengan inersia.

Hipotesis alam semesta inflasi menjawab beberapa soalan isu penting kosmologi, yang sehingga baru-baru ini dianggap paradoks yang tidak dapat dijelaskan, khususnya mengenai persoalan punca pengembangan Alam Semesta. Jika dalam sejarahnya Alam Semesta benar-benar melalui era apabila terdapat tekanan negatif yang besar, maka graviti semestinya tidak menyebabkan tarikan, tetapi tolakan bersama zarah material. Dan ini bermakna bahawa Alam Semesta mula berkembang dengan cepat, meletup. Sudah tentu, model Alam Semesta inflasi hanyalah hipotesis: malah pengesahan tidak langsung peruntukannya memerlukan instrumen yang belum dicipta. Walau bagaimanapun, idea pengembangan dipercepatkan Alam Semesta pada peringkat paling awal evolusinya telah memasuki kosmologi moden.

Bercakap tentang Alam Semesta awal, kita tiba-tiba diangkut dari skala kosmik terbesar ke kawasan mikrokosmos, yang diterangkan oleh undang-undang mekanik kuantum. Fizik zarah asas dan tenaga ultra tinggi berkait rapat dalam kosmologi dengan fizik sistem astronomi gergasi. Yang terbesar dan yang terkecil disambungkan di sini antara satu sama lain. Inilah keindahan dunia kita yang menakjubkan, penuh dengan hubungan yang tidak dijangka dan perpaduan yang mendalam.

Manifestasi kehidupan di Bumi sangat pelbagai. Kehidupan di Bumi diwakili oleh nuklear dan pranuklear, makhluk tunggal dan multiselular; multiselular pula diwakili oleh kulat, tumbuhan dan haiwan. Mana-mana kerajaan ini menyatukan pelbagai jenis, kelas, ordo, keluarga, genera, spesies, populasi dan individu.

Dalam semua kepelbagaian makhluk hidup yang kelihatan tidak berkesudahan, beberapa peringkat organisasi makhluk hidup yang berbeza boleh dibezakan: molekul, selular, tisu, organ, ontogenetik, populasi, spesies, biogeocenotik, biosfera. Tahap yang disenaraikan diserlahkan untuk memudahkan kajian. Jika kita cuba mengenal pasti tahap utama, tidak mencerminkan tahap pengajian sebagai tahap organisasi kehidupan di Bumi, maka kriteria utama untuk pengenalpastian tersebut haruslah kehadiran elemen asas, struktur diskret dan fenomena asas tertentu. Dengan pendekatan ini, ternyata perlu dan mencukupi untuk membezakan tahap genetik molekul, ontogenetik, spesies populasi dan biogeocenotik (N.V. Timofeev-Resovsky dan lain-lain).

Tahap genetik molekul. Apabila mengkaji tahap ini, nampaknya, kejelasan terbesar dicapai dalam definisi konsep asas, serta dalam pengenalpastian struktur dan fenomena asas. Perkembangan teori keturunan kromosom, analisis proses mutasi, dan kajian struktur kromosom, faj dan virus mendedahkan ciri-ciri utama organisasi struktur genetik asas dan fenomena yang berkaitan. Adalah diketahui bahawa struktur utama pada tahap ini (kod maklumat keturunan yang dihantar dari generasi ke generasi) adalah DNA yang dibezakan mengikut panjang kepada unsur kod - triplet asas nitrogen yang membentuk gen.

Gen pada tahap organisasi kehidupan ini mewakili unit asas. Fenomena asas utama yang dikaitkan dengan gen boleh dianggap sebagai perubahan struktur setempat (mutasi) dan pemindahan maklumat yang disimpan di dalamnya ke sistem kawalan intrasel.

Penggandaan konvarian berlaku mengikut prinsip templat dengan memecahkan ikatan hidrogen heliks ganda dua DNA dengan penyertaan enzim DNA polimerase. Kemudian setiap helai membina helai yang sepadan, selepas itu helai baru disambungkan secara lengkap antara satu sama lain.Bas pirimidin dan purin bagi helai pelengkap diikat bersama oleh ikatan hidrogen oleh polimerase DNA. Proses ini dijalankan dengan sangat cepat. Oleh itu, pemasangan sendiri DNA Escherichia coli, yang terdiri daripada kira-kira 40 ribu pasangan nukleotida, hanya memerlukan 100 s. Maklumat genetik dipindahkan dari nukleus oleh molekul mRNA ke sitoplasma ke ribosom dan di sana mengambil bahagian dalam sintesis protein. Protein yang mengandungi beribu-ribu asid amino disintesis dalam sel hidup dalam 5-6 minit, dan lebih cepat dalam bakteria.

Sistem kawalan utama, kedua-dua semasa reduplikasi konvarian dan semasa pemindahan maklumat intraselular, menggunakan "prinsip matriks", i.e. adalah matriks di sebelah mana makromolekul khusus yang sepadan dibina. Pada masa ini, struktur yang tertanam dalam asid nukleik kod yang berfungsi sebagai templat untuk sintesis struktur protein tertentu dalam sel. Reduplikasi, berdasarkan penyalinan matriks, mengekalkan bukan sahaja norma genetik, tetapi juga penyelewengan daripadanya, i.e. mutasi (asas proses evolusi). Pengetahuan yang cukup tepat tentang tahap genetik molekul adalah prasyarat yang diperlukan untuk pemahaman yang jelas tentang fenomena kehidupan yang berlaku pada semua peringkat organisasi kehidupan yang lain.

Kandungan artikel

SINARAN CMB, sinaran elektromagnet kosmik yang datang ke Bumi dari semua sisi langit dengan keamatan yang lebih kurang sama dan mempunyai ciri spektrum sinaran jasad hitam sepenuhnya pada suhu kira-kira 3 K (3 darjah in). skala mutlak Kelvin, yang sepadan dengan -270° C). Pada suhu ini, bahagian utama sinaran datang daripada gelombang radio dalam julat sentimeter dan milimeter. Ketumpatan tenaga sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik ialah 0.25 eV/cm 3 .

Ahli astronomi radio eksperimen lebih suka memanggil radiasi ini sebagai "latar belakang gelombang mikro kosmik" (CMB). Ahli astrofizik teoretikal sering memanggilnya "radiasi relik" (istilah ini dicadangkan oleh ahli astrofizik Rusia I.S. Shklovsky), kerana, dalam kerangka teori yang diterima umum tentang Alam Semesta panas hari ini, sinaran ini timbul pada peringkat awal pengembangan kita. dunia, apabila jirimnya hampir homogen dan sangat panas. Kadang-kadang dalam kesusasteraan saintifik dan popular anda juga boleh menemui istilah "radiasi kosmik tiga darjah". Di bawah ini kita akan memanggil sinaran ini "radiasi relik".

Penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada tahun 1965 adalah sangat penting untuk kosmologi; ia menjadi salah satu pencapaian paling penting sains semula jadi abad ke-20. dan, sudah tentu, yang paling penting untuk kosmologi selepas penemuan anjakan merah dalam spektrum galaksi. Sinaran peninggalan yang lemah membawa kita maklumat tentang detik-detik pertama kewujudan Alam Semesta kita, tentang era yang jauh ketika seluruh Alam Semesta panas dan tiada planet, tiada bintang, tiada galaksi wujud di dalamnya. Dijalankan dalam tahun lepas pengukuran terperinci sinaran ini menggunakan pemerhatian berasaskan tanah, stratosfera dan angkasa lepas membuka tirai pada misteri kelahiran Alam Semesta.

Teori Hot Universe.

Pada tahun 1929, ahli astronomi Amerika Edwin Hubble (1889–1953) mendapati bahawa kebanyakan galaksi bergerak menjauhi kita, dan semakin laju galaksi itu terletak (hukum Hubble). Ini ditafsirkan sebagai pengembangan umum Alam Semesta, yang bermula kira-kira 15 bilion tahun yang lalu. Persoalan timbul tentang rupa Alam Semesta pada masa lalu, apabila galaksi baru mula bergerak menjauhi satu sama lain, dan lebih awal lagi. Walaupun radas matematik, berdasarkan teori umum Kerelatifan Einstein dan menghuraikan dinamika Alam Semesta, telah dicipta pada tahun 1920-an oleh Willem de Sitter (1872–1934), Alexander Friedman (1888–1925) dan Georges Lemaitre (1894–1966), kira-kira keadaan fizikal Alam Semesta pada era awal evolusinya tidak diketahui. Ia tidak pasti bahawa terdapat detik tertentu dalam sejarah Alam Semesta yang boleh dianggap sebagai "permulaan pengembangan."

Pembangunan fizik nuklear pada tahun 1940-an membenarkan pembangunan dimulakan model teori evolusi Alam Semesta pada masa lalu, apabila jirimnya sepatutnya telah dimampatkan kepada ketumpatan tinggi, di mana tindak balas nuklear adalah mungkin. Model-model ini, pertama sekali, sepatutnya menerangkan komposisi jirim Alam Semesta, yang pada masa itu telah diukur dengan agak boleh dipercayai daripada pemerhatian spektrum bintang: secara purata, ia terdiri daripada 2/3 hidrogen dan 1/3 helium, dan semua unsur kimia lain yang diambil bersama tidak melebihi 2%. Pengetahuan tentang sifat zarah intranuklear - proton dan neutron - memungkinkan untuk mengira pilihan untuk permulaan pengembangan Alam Semesta, berbeza dalam kandungan awal zarah ini dan suhu bahan dan sinaran yang berada dalam keseimbangan termodinamik. dengannya. Setiap pilihan memberikan komposisi tersendiri bagi bahan asal Alam Semesta.

Jika kita meninggalkan butiran, maka terdapat dua kemungkinan yang berbeza secara asas untuk keadaan di mana permulaan pengembangan Alam Semesta berlaku: jirimnya boleh sama ada sejuk atau panas. Akibat tindak balas nuklear pada asasnya berbeza antara satu sama lain. Walaupun idea tentang kemungkinan masa lalu Alam Semesta yang panas diungkapkan oleh Lemaitre dalam karya awalnya, dari segi sejarah ia adalah yang pertama untuk mempertimbangkan kemungkinan permulaan sejuk pada tahun 1930-an.

Dalam andaian pertama, dipercayai bahawa semua jirim di Alam Semesta mula-mula wujud dalam bentuk neutron sejuk. Kemudian ternyata andaian ini bercanggah dengan pemerhatian. Hakikatnya ialah neutron dalam keadaan bebas mereput secara purata 15 minit selepas kejadiannya, bertukar menjadi proton, elektron dan antineutrino. Dalam Alam Semesta yang mengembang, proton yang terhasil akan mula bergabung dengan neutron yang tinggal, membentuk nukleus atom deuterium. Selanjutnya, rantaian tindak balas nuklear akan membawa kepada pembentukan nukleus atom helium. Lebih kompleks nukleus atom, seperti yang ditunjukkan oleh pengiraan, praktikalnya tidak timbul. Akibatnya, semua jirim akan bertukar menjadi helium. Kesimpulan ini bercanggah dengan pemerhatian bintang dan jirim antara bintang. Kelaziman unsur kimia dalam alam semula jadi menolak hipotesis bahawa pengembangan jirim bermula dalam bentuk neutron sejuk.

Pada tahun 1946 di Amerika Syarikat, versi "panas" peringkat awal pengembangan Alam Semesta telah dicadangkan oleh ahli fizik kelahiran Rusia Georgy Gamow (1904-1968). Pada tahun 1948, kerja kolaboratornya, Ralph Alpher dan Robert Herman, telah diterbitkan, yang mengkaji tindak balas nuklear dalam bahan panas pada permulaan pengembangan kosmologi untuk mendapatkan hubungan yang diperhatikan pada masa ini antara jumlah pelbagai unsur kimia dan isotop mereka. Pada tahun-tahun tersebut, keinginan untuk menerangkan asal usul semua unsur kimia melalui sintesisnya pada saat-saat pertama evolusi jirim adalah semula jadi. Hakikatnya ialah pada masa itu mereka tersilap menganggarkan masa yang telah berlalu sejak permulaan pengembangan Alam Semesta sebagai hanya 2–4 ​​bilion tahun. Ini disebabkan oleh nilai pemalar Hubble yang terlalu tinggi, yang terhasil daripada pemerhatian astronomi pada tahun-tahun tersebut.

Membandingkan umur Alam Semesta pada 2–4 ​​bilion tahun dengan anggaran umur Bumi - kira-kira 4 bilion tahun - kita terpaksa mengandaikan bahawa Bumi, Matahari dan bintang terbentuk daripada bahan primer dengan komposisi kimia siap sedia. . Adalah dipercayai bahawa komposisi ini tidak berubah dengan ketara, kerana sintesis unsur dalam bintang adalah proses yang perlahan dan tidak ada masa untuk pelaksanaannya sebelum pembentukan Bumi dan badan lain.

Semakan seterusnya skala jarak ekstragalaksi juga membawa kepada semakan umur Alam Semesta. Teori evolusi bintang berjaya menerangkan asal usul semua unsur berat(lebih berat daripada helium) oleh nukleosintesis mereka dalam bintang. Tidak ada lagi keperluan untuk menjelaskan asal usul semua unsur, termasuk yang berat, pada peringkat awal pengembangan Alam Semesta. Walau bagaimanapun, intipati hipotesis Universe yang panas ternyata betul.

Sebaliknya, kandungan helium bintang dan gas antara bintang adalah kira-kira 30% mengikut jisim. Ini lebih daripada yang boleh dijelaskan oleh tindak balas nuklear dalam bintang. Ini bermakna helium, tidak seperti unsur berat, harus disintesis pada permulaan pengembangan Alam Semesta, tetapi pada masa yang sama dalam kuantiti yang terhad.

Idea utama teori Gamow adalah tepat bahawa suhu tinggi bahan menghalang transformasi semua bahan menjadi helium. Pada saat 0.1 saat selepas permulaan pengembangan, suhu adalah kira-kira 30 bilion K. Bahan panas tersebut mengandungi banyak foton bertenaga tinggi. Ketumpatan dan tenaga foton adalah sangat tinggi sehingga cahaya berinteraksi dengan cahaya, membawa kepada penciptaan pasangan elektron-positron. Penghapusan pasangan boleh, seterusnya, membawa kepada pengeluaran foton, serta kemunculan pasangan neutrino dan antineutrino. Dalam "kuali yang mendidih" ini terdapat bahan biasa. Pada suhu yang sangat tinggi, nukleus atom kompleks tidak boleh wujud. Mereka akan dihancurkan serta-merta oleh zarah-zarah bertenaga di sekeliling. Oleh itu, zarah berat jirim wujud dalam bentuk neutron dan proton. Interaksi dengan zarah bertenaga menyebabkan neutron dan proton bertukar menjadi satu sama lain dengan cepat. Walau bagaimanapun, tindak balas penggabungan neutron dengan proton tidak berlaku, kerana nukleus deuterium yang terhasil serta-merta dipecahkan oleh zarah bertenaga tinggi. Oleh itu, disebabkan oleh suhu yang tinggi, rantai yang membawa kepada pembentukan helium terputus pada awalnya.

Hanya apabila Alam Semesta, mengembang, menyejuk ke suhu di bawah satu bilion kelvin, beberapa jumlah deuterium yang terhasil sudah disimpan dan membawa kepada sintesis helium. Pengiraan menunjukkan bahawa suhu dan ketumpatan bahan boleh diselaraskan supaya pada masa ini bahagian neutron dalam bahan adalah kira-kira 15% mengikut jisim. Neutron ini, bergabung dengan bilangan proton yang sama, membentuk kira-kira 30% helium. Zarah berat yang tinggal kekal dalam bentuk proton - nukleus atom hidrogen. Tindak balas nuklear berakhir selepas lima minit pertama selepas pengembangan Alam Semesta bermula. Selepas itu, apabila Alam Semesta mengembang, suhu jirim dan sinaran berkurangan. Daripada karya Gamow, Alpher dan Herman pada tahun 1948 ia mengikuti: jika teori Alam Semesta panas meramalkan kemunculan 30% helium dan 70% hidrogen sebagai unsur kimia utama alam, maka alam semesta moden semestinya mesti diisi dengan sisa ("relik") sinaran panas primordial, dan suhu moden sinaran relik ini hendaklah kira-kira 5 K.

Walau bagaimanapun, analisis pilihan yang berbeza untuk permulaan pengembangan kosmologi tidak berakhir dengan hipotesis Gamow. Pada awal 1960-an, percubaan bijak untuk kembali ke versi sejuk telah dibuat oleh Ya.B. Zeldovich, yang mencadangkan bahawa bahan sejuk asal terdiri daripada proton, elektron dan neutrino. Seperti yang ditunjukkan oleh Zeldovich, campuran sedemikian, apabila dikembangkan, bertukar menjadi hidrogen tulen. Helium dan unsur kimia lain, menurut hipotesis ini, telah disintesis kemudian apabila bintang terbentuk. Perhatikan bahawa pada masa ini ahli astronomi sudah mengetahui bahawa Alam Semesta adalah beberapa kali lebih tua daripada Bumi dan kebanyakan bintang di sekeliling kita, dan data tentang kelimpahan helium dalam jirim prabintang masih sangat tidak pasti pada tahun-tahun itu.

Nampaknya, ujian yang menentukan untuk memilih antara model sejuk dan panas Alam Semesta boleh menjadi pencarian sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Tetapi atas sebab tertentu, selama bertahun-tahun selepas ramalan Gamow dan rakan-rakannya, tiada siapa yang secara sedar cuba mengesan radiasi ini. Ia ditemui secara tidak sengaja pada tahun 1965 oleh ahli fizik radio dari syarikat American Bell R. Wilson dan A. Penzias, yang telah dianugerahkan Hadiah Nobel pada tahun 1978.

Dalam perjalanan untuk mengesan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Pada pertengahan 1960-an, ahli astrofizik terus mengkaji secara teori model panas Alam Semesta. Pengiraan ciri jangkaan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik telah dijalankan pada tahun 1964 oleh A.G. Doroshkevich dan I.D. Novikov di USSR dan secara bebas oleh F. Hoyle dan R. J. Taylor di UK. Tetapi karya-karya ini, seperti karya-karya terdahulu Gamow dan rakan-rakannya, tidak menarik perhatian. Tetapi mereka telah menunjukkan dengan meyakinkan bahawa sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik boleh diperhatikan. Walaupun kelemahan melampau sinaran ini pada zaman kita, ia, mujurlah, terletak di kawasan spektrum elektromagnet di mana semua sumber kosmik lain secara amnya memancarkan sinaran yang lebih lemah. Oleh itu, pencarian yang disasarkan untuk sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik sepatutnya membawa kepada penemuannya, tetapi ahli astronomi radio tidak mengetahui tentangnya.

Inilah yang dikatakan A. Penzias dalam syarahan Nobelnya: “Pengiktirafan pertama yang diterbitkan mengenai sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik sebagai fenomena yang boleh dikesan dalam julat radio muncul pada musim bunga 1964 di artikel pendek A.G. Doroshkevich dan I.D. Novikov, bertajuk Ketumpatan purata sinaran dalam Metagalaxy dan beberapa isu kosmologi relativistik. Walaupun terjemahan bahasa Inggeris muncul pada tahun yang sama, agak kemudian, dalam jurnal terkenal Soviet Physics - Reports, artikel itu nampaknya tidak menarik perhatian pakar lain dalam bidang itu. Artikel yang luar biasa ini bukan sahaja menyimpulkan spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik sebagai benda hitam fenomena gelombang, tetapi juga dengan jelas memberi tumpuan kepada pemantul tanduk dua puluh kaki Makmal Bell di Crawford Hill sebagai instrumen yang paling sesuai untuk mengesannya! (dipetik daripada: Sharov A.S., Novikov I.D. Lelaki Yang Menemui Letupan Alam Semesta: Kehidupan dan Karya Edwin Hubble. M., 1989).

Malangnya, artikel ini tidak disedari oleh kedua-dua ahli teori dan pemerhati; ia tidak merangsang pencarian sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Ahli sejarah sains masih tertanya-tanya mengapa selama bertahun-tahun tiada siapa yang cuba secara sedar mencari sinaran dari Alam Semesta yang panas. Ia adalah ingin tahu bahawa lepas penemuan ini - salah satu yang terbesar pada abad ke-20. – para saintis berjalan beberapa kali tanpa menyedarinya.

Sebagai contoh, sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik boleh ditemui pada tahun 1941. Kemudian ahli astronomi Kanada E. McKellar menganalisis garis penyerapan yang disebabkan oleh molekul sianogen antara bintang dalam spektrum bintang Zeta Ophiuchi. Dia membuat kesimpulan bahawa garis-garis di kawasan spektrum yang boleh dilihat ini hanya boleh timbul apabila cahaya diserap oleh molekul sianogen yang berputar, dan putaran mereka harus teruja oleh sinaran dengan suhu kira-kira 2.3 K. Sudah tentu, tiada siapa yang boleh mempunyai kemudian berfikir bahawa pengujaan tahap putaran molekul ini disebabkan oleh sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Hanya selepas penemuannya pada tahun 1965, karya I.S. Shklovsky, J. Field dan lain-lain diterbitkan, di mana ia menunjukkan bahawa pengujaan putaran molekul sianogen antara bintang, garis yang jelas diperhatikan dalam spektrum banyak bintang, disebabkan tepat oleh sinaran relik.

Kisah yang lebih dramatik berlaku pada pertengahan 1950-an. Kemudian saintis muda T.A. Shmaonov, di bawah bimbingan ahli astronomi radio Soviet terkenal S.E. Khaikin dan N.L. Kaidanovsky, menjalankan pengukuran pelepasan radio dari angkasa pada panjang gelombang 32 cm. Pengukuran ini dibuat menggunakan antena tanduk yang serupa dengan yang telah digunakan bertahun-tahun kemudian oleh Penzias dan Wilson. Shmaonov mengkaji dengan teliti kemungkinan gangguan. Sudah tentu, pada masa itu dia masih belum mempunyai penerima yang sensitif seperti yang diperoleh Amerika kemudiannya. Hasil pengukuran Shmaonov diterbitkan pada tahun 1957 dalam tesis calonnya dan dalam jurnal "Instrumen dan Teknik Eksperimen". Kesimpulan daripada pengukuran ini adalah seperti berikut: "Ternyata nilai mutlak suhu berkesan pelepasan radio latar belakang... adalah sama dengan 4 ± 3 K." Shmaonov mencatatkan kebebasan keamatan sinaran dari arah di langit dan dari masa. Walaupun ralat pengukuran adalah besar dan tidak perlu bercakap tentang sebarang kebolehpercayaan nombor 4, kini jelas kepada kita bahawa Shmaonov mengukur dengan tepat sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Malangnya, dia sendiri mahupun ahli astronomi radio lain tidak mengetahui apa-apa tentang kemungkinan kewujudan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik dan tidak mementingkan ukuran ini.

Akhirnya, sekitar tahun 1964, ahli fizik eksperimen terkenal dari Princeton (AS), Robert Dicke, secara sedar mendekati masalah ini. Walaupun alasannya adalah berdasarkan teori Alam Semesta yang "berayun", yang berulang kali mengalami pengembangan dan pengecutan, Dicke dengan jelas memahami keperluan untuk mencari sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Atas inisiatifnya, pada awal tahun 1965, ahli teori muda F. J. E. Peebles menjalankan pengiraan yang diperlukan, dan P. G. Roll dan D. T. Wilkinson mula membina antena bunyi rendah kecil di atas bumbung Makmal Fizikal Palmer di Princeton. Tidak perlu menggunakan teleskop radio besar untuk mencari sinaran latar belakang, kerana sinaran datang dari semua arah. Tiada apa yang diperoleh daripada mempunyai antena yang besar memfokuskan rasuk ke kawasan langit yang lebih kecil. Tetapi kumpulan Dicke tidak mempunyai masa untuk membuat penemuan yang dirancang: apabila peralatan mereka sudah siap, mereka hanya perlu mengesahkan penemuan yang dibuat oleh orang lain secara tidak sengaja sehari sebelumnya.

Penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Pada tahun 1960, sebuah antena telah dibina di Crawford Hill, Holmdel (New Jersey, Amerika Syarikat) untuk menerima isyarat radio yang dipantulkan daripada belon satelit Echo. Menjelang 1963, antena ini tidak lagi diperlukan untuk bekerja dengan satelit, dan ahli fizik radio Robert Woodrow Wilson (b. 1936) dan Arno Elan Penzias (b. 1933) dari makmal Bell Telephone memutuskan untuk menggunakannya untuk pemerhatian astronomi radio. Antena itu ialah tanduk sepanjang 20 kaki. Bersama-sama dengan peranti penerima terkini, teleskop radio ini pada masa itu adalah alat yang paling sensitif di dunia untuk mengukur gelombang radio yang datang dari kawasan yang luas di langit. Pertama sekali, ia telah dirancang untuk mengukur pelepasan radio medium antara bintang Galaxy kita pada panjang gelombang 7.35 cm Arno Penzias dan Robert Wilson tidak tahu tentang teori Alam Semesta yang panas dan tidak berhasrat untuk mencari sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Untuk mengukur pelepasan radio Galaxy dengan tepat, adalah perlu untuk mengambil kira semua kemungkinan gangguan yang disebabkan oleh radiasi dari atmosfera Bumi dan permukaan Bumi, serta gangguan yang timbul dalam antena, litar elektrik dan penerima. Ujian awal sistem penerima menunjukkan lebih sedikit bunyi daripada yang dijangkakan, tetapi nampaknya munasabah bahawa ini disebabkan oleh sedikit lebihan hingar dalam litar penguat. Untuk menghilangkan masalah ini, Penzias dan Wilson menggunakan peranti yang dikenali sebagai "beban sejuk": isyarat yang datang dari antena dibandingkan dengan isyarat dari sumber tiruan, disejukkan dengan cecair helium pada suhu kira-kira empat darjah di atas sifar mutlak(4K). Dalam kedua-dua kes, hingar elektrik dalam litar penguatan mestilah sama, dan oleh itu perbezaan yang diperoleh melalui perbandingan memberikan kuasa isyarat yang datang dari antena. Isyarat ini mengandungi sumbangan hanya daripada peranti antena, atmosfera bumi dan sumber astronomi gelombang radio dalam medan pandangan antena.

Penzias dan Wilson menjangkakan bahawa peranti antena akan menghasilkan bunyi elektrik yang sangat sedikit. Walau bagaimanapun, untuk menguji andaian ini, mereka memulakan pemerhatian mereka pada panjang gelombang yang agak pendek iaitu 7.35 cm, di mana bunyi radio dari Galaxy sepatutnya diabaikan. Sememangnya, beberapa bunyi radio dijangkakan pada panjang gelombang ini dan dari atmosfera bumi, tetapi bunyi ini harus mempunyai ciri pergantungan pada arah: ia harus berkadar dengan ketebalan atmosfera dalam arah di mana antena melihat: sedikit kurang ke arah zenit, lebih sedikit ke arah ufuk. Adalah dijangka bahawa selepas menolak istilah atmosfera daripada pergantungan ciri dari arah tidak akan ada isyarat ketara yang tersisa dari antena dan ini akan mengesahkan bahawa bunyi elektrik yang dihasilkan oleh peranti antena adalah diabaikan. Selepas ini, adalah mungkin untuk mula mengkaji Galaxy itu sendiri pada panjang gelombang panjang - kira-kira 21 cm, di mana sinaran Bima Sakti mempunyai kepentingan yang cukup ketara. (Perhatikan bahawa gelombang radio dengan panjang gelombang sentimeter atau desimeter, sehingga 1 m, biasanya dipanggil "radiasi gelombang mikro." Nama ini diberikan kerana panjang gelombang ini lebih pendek daripada gelombang ultra pendek yang digunakan dalam radar pada permulaan Perang Dunia II.)

Yang mengejutkan mereka, Penzias dan Wilson mendapati pada musim bunga tahun 1964 bahawa mereka menerima bunyi gelombang mikro bebas arah yang ketara pada panjang gelombang 7.35 cm. Mereka mendapati bahawa "latar belakang statik" ini tidak berubah bergantung pada masa hari, dan kemudiannya mendapati bahawa ia tidak bergantung pada masa dalam setahun. Akibatnya, ini bukan sinaran daripada Galaxy, kerana dalam kes ini keamatannya akan berbeza-beza bergantung pada sama ada antena itu melihat di sepanjang satah Bima Sakti atau melintasinya. Lebih-lebih lagi, jika ini adalah sinaran dari Galaxy kita, maka galaksi lingkaran besar M 31 di Andromeda, sama dalam banyak aspek dengan kita, juga harus memancarkan kuat pada panjang gelombang 7.35 cm, tetapi ini tidak diperhatikan. Ketiadaan sebarang variasi arah dalam bunyi gelombang mikro yang diperhatikan dengan kuat menunjukkan bahawa gelombang radio ini, jika ia benar-benar wujud, tidak datang dari Bima Sakti, tetapi dari isipadu Alam Semesta yang lebih besar.

Adalah jelas kepada penyelidik bahawa mereka perlu menguji sekali lagi untuk melihat sama ada antena itu sendiri mungkin menghasilkan lebih banyak bunyi elektrik daripada yang dijangkakan. Khususnya, diketahui bahawa sepasang merpati telah bersarang di tanduk antena. Mereka ditangkap, dihantar ke tapak Bell di Whippany, dibebaskan, ditemui semula beberapa hari kemudian dalam kedudukan mereka dalam antena, ditangkap semula, dan akhirnya ditundukkan dengan cara yang lebih drastik. Walau bagaimanapun, semasa penyewaan premis itu, merpati menyalut bahagian dalam antena dengan apa yang disebut Penzias sebagai "bahan dielektrik putih", yang pada suhu bilik boleh menjadi punca bunyi elektrik. Pada awal tahun 1965, tanduk antena telah dibongkar dan semua kotoran dibersihkan, tetapi ini, seperti semua helah lain, memberikan pengurangan yang sangat kecil dalam tahap bunyi yang diperhatikan.

Apabila semua sumber gangguan dianalisis dan diambil kira dengan teliti, Penzias dan Wilson terpaksa membuat kesimpulan bahawa sinaran itu datang dari angkasa, dan dari semua arah dengan keamatan yang sama. Ternyata ruang memancar seolah-olah ia dipanaskan pada suhu 3.5 kelvin (lebih tepat lagi, ketepatan yang dicapai membolehkan kita membuat kesimpulan bahawa "suhu ruang" adalah dari 2.5 hingga 4.5 kelvin). Perlu diingatkan bahawa ini adalah hasil percubaan yang sangat halus: contohnya, jika bar ais krim diletakkan di hadapan tanduk antena, ia akan bersinar dalam julat radio, 22 juta kali lebih terang daripada bahagian langit yang sepadan. Memandangkan hasil pemerhatian mereka yang tidak dijangka, Penzias dan Wilson tidak tergesa-gesa untuk menerbitkan. Tetapi peristiwa berkembang bertentangan dengan kehendak mereka.

Kebetulan Penzias memanggil perkara yang sama sekali berbeza rakannya Bernard Burke dari Massachusetts Institut Teknologi. Tidak lama sebelum ini, Burke telah mendengar daripada rakan sekerjanya Ken Terner di Institusi Carnegie tentang ceramah yang dia dengar pula di Universiti Johns Hopkins, yang diberikan oleh ahli teori Princeton Phil Peebles, bekerja di bawah arahan Robert Dicke. Dalam ceramah ini, Peebles berhujah bahawa mesti ada bunyi radio latar belakang yang tinggal dari Alam Semesta awal yang kini mempunyai suhu bersamaan kira-kira 10 K.

Penzias memanggil Dicke dan kedua-dua kumpulan penyelidik bertemu. Menjadi jelas kepada Robert Dicke dan rakan-rakannya F. Peebles, P. Roll dan D. Wilkinson bahawa A. Penzias dan R. Wilson telah menemui sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik Alam Semesta yang panas. Para saintis memutuskan untuk menerbitkan dua surat secara serentak dalam Jurnal Astrofizik yang berprestij. Pada musim panas 1965, kedua-dua karya diterbitkan: oleh Penzias dan Wilson mengenai penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, dan oleh Dicke dan rakan-rakannya - dengan penjelasannya menggunakan teori Alam Semesta yang panas. Nampaknya tidak sepenuhnya yakin dengan tafsiran kosmologi penemuan mereka, Penzias dan Wilson memberikan nota mereka tajuk yang sederhana: Pengukuran suhu lebihan antena pada 4080 MHz. Mereka hanya mengumumkan bahawa "pengukuran suhu hingar zenit berkesan... memberikan nilai 3.5 K lebih tinggi daripada jangkaan" dan mengelakkan sebarang sebutan kosmologi kecuali untuk mengatakan bahawa "penjelasan yang mungkin untuk suhu hingar berlebihan yang diperhatikan diberikan oleh Dicke, Peebles , Roll dan Wilkinson dalam surat pengiring dalam terbitan jurnal yang sama."

Pada tahun-tahun berikutnya, banyak ukuran telah dibuat pada pelbagai panjang gelombang daripada berpuluh-puluh sentimeter kepada pecahan milimeter. Pemerhatian telah menunjukkan bahawa spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik sepadan dengan formula Planck, sebagaimana yang sepatutnya untuk sinaran dengan suhu tertentu. Telah disahkan bahawa suhu ini lebih kurang sama dengan 3 K. Ia telah dilakukan penemuan yang indah, membuktikan bahawa Alam Semesta panas pada permulaan pengembangannya.

Ini adalah jalinan kompleks peristiwa yang memuncak dalam penemuan Alam Semesta yang panas oleh Penzias dan Wilson pada tahun 1965. Penubuhan fakta suhu ultra-tinggi pada permulaan pengembangan Alam Semesta adalah titik permulaan penyelidikan penting, membawa kepada pendedahan bukan sahaja misteri astrofizik, tetapi juga rahsia struktur jirim.

Pengukuran sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik yang paling tepat telah dilakukan dari angkasa: ini ialah eksperimen Relikt pada satelit Prognoz-9 Soviet (1983–1984) dan eksperimen DMR (Differential Microwave Radiometer) pada satelit COBE Amerika (Cosmic Background Explorer). , November 1989–1993). yang terakhir memungkinkan untuk menentukan dengan paling tepat suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik: 2.725 ± 0.002 K.

Latar belakang gelombang mikro sebagai "eter baharu".

Jadi, spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik adalah sangat ketepatan yang tinggi sepadan dengan sinaran badan hitam (iaitu diterangkan oleh formula Planck) dengan suhu T = 2.73 K. Walau bagaimanapun, sisihan kecil (kira-kira 0.1%) daripada suhu purata ini diperhatikan bergantung pada arah mana di langit pengukuran diambil . Hakikatnya ialah sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik adalah isotropik hanya dalam sistem koordinat yang dikaitkan dengan keseluruhan sistem galaksi yang berundur, dalam apa yang dipanggil "bingkai rujukan yang disertakan," yang mengembang bersama-sama dengan Alam Semesta. Dalam mana-mana sistem koordinat lain, keamatan sinaran bergantung pada arah. Ini disebabkan terutamanya oleh pergerakan peranti pengukur berbanding CMB: kesan Doppler membawa kepada "kebiruan" foton yang terbang ke arah peranti, dan kepada "kemerahan" foton yang mengejarnya.

Dalam kes ini, suhu yang diukur berbanding purata (T 0) bergantung kepada arah pergerakan: T = T 0 (1 + (v/c) cos i), dengan v ialah kelajuan peranti dalam sistem koordinat yang dikaitkan dengan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik; c – kelajuan cahaya, i– sudut antara vektor halaju dan arah cerapan. Dengan latar belakang taburan suhu seragam, dua "tiang" muncul - hangat ke arah pergerakan dan sejuk ke arah yang bertentangan. Oleh itu, penyimpangan seperti itu dari homogenitas dipanggil "dipol". Komponen dipol dalam pengagihan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik ditemui semasa pemerhatian berasaskan tanah: ke arah buruj Leo, suhu sinaran ini adalah 3.5 mK di atas purata, dan dalam arah yang bertentangan (buruj Aquarius) jumlah yang sama di bawah purata. Akibatnya, kami bergerak relatif kepada CMB pada kelajuan kira-kira 400 km/s. Ketepatan pengukuran ternyata sangat tinggi sehinggakan variasi tahunan dalam komponen dipol ditemui, disebabkan oleh revolusi Bumi mengelilingi Matahari pada kelajuan 30 km/s.

Pengukuran dengan satelit buatan Tanah telah memperhalusi data ini dengan ketara. Menurut data COBE, selepas mengambil kira gerakan orbit Bumi, ternyata sistem Suria bergerak sedemikian rupa sehingga amplitud komponen dipol suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik ialah D T = 3.35 mK; ini sepadan dengan kelajuan pergerakan V = 366 km/s. Matahari bergerak relatif kepada sinaran ke arah sempadan buruj Leo dan Chalice, ke titik dengan koordinat khatulistiwa a = 11 jam 12 m dan d = –7.1° (zaman J2000); yang sepadan dengan koordinat galaksi l = 264.26° dan b = 48.22°. Mengambil kira pergerakan Matahari itu sendiri dalam Galaksi menunjukkan bahawa, berbanding semua galaksi Kumpulan Tempatan, Matahari bergerak pada kelajuan 316 ± 5 km/s ke arah l 0 = 93 ± 2° dan b 0 = –4 ± 2°. Oleh itu, pergerakan Kumpulan Tempatan itu sendiri berbanding dengan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik berlaku pada kelajuan 635 km/s dalam arah kira-kira l= 269° dan b= +29° . Ini adalah lebih kurang pada sudut 45° berbanding arah ke arah pusat gugusan galaksi Virgo.

Mengkaji pergerakan galaksi pada skala yang lebih besar menunjukkan bahawa koleksi gugusan galaksi berdekatan (119 gugusan daripada katalog Abel dalam 200 Mpc daripada kita) bergerak secara keseluruhan berbanding CMB pada kelajuan kira-kira 700 km/s. Oleh itu, kejiranan Alam Semesta kita terapung di lautan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada kelajuan yang ketara. Ahli astrofizik telah berulang kali menarik perhatian kepada fakta bahawa hakikat kewujudan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik dan sistem rujukan khusus yang berkaitan dengannya memberikan sinaran ini sebagai "eter baru". Tetapi tidak ada yang mistik dalam hal ini: segala-galanya ukuran fizikal dalam bingkai rujukan ini adalah setara dengan ukuran dalam mana-mana yang lain sistem inersia kira detik. (Perbincangan tentang masalah "eter baru" berkaitan dengan prinsip Mach boleh didapati dalam buku: Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Struktur dan evolusi Alam Semesta. M., 1975).

Anisotropi sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik hanyalah salah satu parameternya yang menggambarkan Alam Semesta awal. Ciri-ciri sinaran ini juga mengekalkan kesan lain yang jelas sangat era awal evolusi dunia kita. Ahli astrofizik menemui jejak ini dengan menganalisis spektrum dan ketidakhomogenan ruang (anisotropi) sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.

Menurut teori Alam Semesta yang panas, selepas kira-kira 300 ribu tahun selepas permulaan pengembangan, suhu bahan dan sinaran yang berkaitan menurun kepada 4000 K. Pada suhu ini, foton tidak lagi dapat mengionkan atom hidrogen dan helium. Oleh itu, pada zaman itu bersamaan dengan anjakan merah z = 1400, penggabungan semula plasma panas berlaku, akibatnya plasma bertukar menjadi gas neutral. Pada masa itu, sudah tentu, tidak ada galaksi atau bintang. Mereka bangkit lebih lama kemudian.

Setelah menjadi neutral, gas yang mengisi Alam Semesta ternyata boleh dikatakan telus kepada sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik (walaupun pada era itu ia bukan gelombang radio, tetapi cahaya dari julat inframerah yang boleh dilihat dan dekat). Oleh itu, sinaran purba sampai kepada kita hampir tanpa halangan dari kedalaman ruang dan masa. Namun begitu, sepanjang perjalanan ia mengalami beberapa pengaruh dan bagaimana tapak arkeologi mempunyai kesan peristiwa sejarah.

Sebagai contoh, semasa era penggabungan semula, atom mengeluarkan banyak foton dengan tenaga tertib 10 eV, iaitu berpuluh kali ganda lebih tinggi daripada tenaga purata foton sinaran keseimbangan era itu (pada T = 4000 K terdapat sangat sedikit foton bertenaga sedemikian, kira-kira satu bilion daripada jumlah nombor). Oleh itu, sinaran penggabungan semula seharusnya sangat memesongkan spektrum Planck CMB dalam julat panjang gelombang kira-kira 250 μm. Benar, pengiraan telah menunjukkan bahawa interaksi radiasi yang kuat dengan jirim akan membawa kepada fakta bahawa tenaga yang dilepaskan terutamanya akan "melesap" ke kawasan spektrum yang luas dan tidak akan banyak memesongkannya, tetapi pengukuran tepat masa depan akan dapat melihat penyelewengan ini.

Dan tidak lama kemudian, semasa era pembentukan galaksi dan generasi pertama bintang (pada z ~ 10), apabila jisim besar bahan yang hampir disejukkan sekali lagi mengalami pemanasan yang ketara, spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik boleh berubah sekali lagi, kerana, penyebaran pada elektron panas, foton tenaga rendah meningkatkan tenaga mereka (yang dipanggil "kesan Compton terbalik"). Kedua-dua kesan yang diterangkan di atas memesongkan spektrum sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik di rantau panjang gelombang pendeknya, yang setakat ini paling kurang diterokai.

Walaupun pada zaman kita kebanyakan daripada jirim biasa padat dalam bintang, dan yang berada dalam galaksi, namun hampir dengan kita, sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik boleh mengalami herotan spektrum yang ketara jika sinarnya melalui sekumpulan besar galaksi dalam perjalanan ke Bumi. Biasanya, gugusan tersebut dipenuhi dengan gas intergalaksi jarang tetapi sangat panas, mempunyai suhu kira-kira 100 juta K. Penyebaran pada elektron pantas gas ini, foton tenaga rendah meningkatkan tenaga mereka (kesan Compton songsang yang sama) dan bergerak dari rendah. -frekuensi, rantau Rayleigh-Jeans spektrum ke frekuensi tinggi, rantau Vinov. Kesan ini telah diramalkan oleh R.A.Sunyaev dan Ya.B.Zeldovich dan ditemui oleh ahli astronomi radio ke arah banyak gugusan galaksi dalam bentuk penurunan suhu sinaran di rantau Rayleigh-Jeans spektrum sebanyak 1–3 mK. Kesan Sunyaev-Zeldovich adalah yang pertama ditemui antara kesan yang mencipta anisotropi sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Perbandingan nilainya dengan kecerahan sinar-X bagi gugusan galaksi memungkinkan untuk menentukan pemalar Hubble secara bebas (H = 60 ± 12 km/s/Mpc).

Mari kembali ke era penggabungan semula. Pada usia kurang daripada 300,000 tahun, Alam Semesta adalah plasma yang hampir homogen, menggigil akibat bunyi, atau lebih tepat lagi, gelombang infrasound. Pengiraan oleh ahli kosmologi mengatakan bahawa gelombang mampatan dan pengembangan jirim ini juga menghasilkan turun naik dalam ketumpatan sinaran dalam plasma legap, dan oleh itu kini ia harus dikesan dalam bentuk "bengkak" yang hampir tidak ketara dalam sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik yang hampir seragam. . Oleh itu, hari ini ia harus datang ke Bumi dari arah yang berbeza dengan intensiti yang sedikit berbeza. Dalam kes ini, kita tidak bercakap tentang anisotropi dipol remeh yang disebabkan oleh pergerakan pemerhati, tetapi mengenai variasi intensiti sebenarnya wujud dalam sinaran itu sendiri. Amplitud mereka hendaklah sangat kecil: kira-kira seratus ribu suhu sinaran itu sendiri, i.e. pada urutan 0.00003 K. Mereka sangat sukar untuk diukur. Percubaan pertama untuk menentukan magnitud turun naik kecil ini bergantung pada arah di langit dibuat sejurus selepas penemuan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik itu sendiri pada tahun 1965. Kemudian mereka tidak berhenti, tetapi penemuan itu hanya berlaku pada tahun 1992 menggunakan peralatan. dibawa ke luar Bumi. Di negara kita, pengukuran sedemikian telah dijalankan dalam eksperimen Relikt, tetapi turun naik kecil ini lebih yakin direkodkan daripada satelit COBE Amerika (Rajah 1).

Baru-baru ini, banyak eksperimen telah dijalankan dan dirancang untuk mengukur amplitud turun naik sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada pelbagai skala sudut - dari darjah ke saat arka. Macam-macam fenomena fizikal, yang berlaku pada saat-saat pertama kehidupan Alam Semesta, sepatutnya meninggalkan kesan ciri mereka dalam sinaran yang datang kepada kita. Teori ini meramalkan hubungan tertentu antara saiz bintik sejuk dan panas dalam keamatan CMB dan kecerahan relatifnya. Pergantungan itu sangat pelik: ia mengandungi maklumat tentang proses kelahiran Alam Semesta, apa yang berlaku sejurus selepas kelahiran, serta tentang parameter Alam Semesta hari ini.

Resolusi sudut pemerhatian pertama - dalam eksperimen Relikt-2 dan COBE - sangat lemah, kira-kira 7°, jadi maklumat tentang turun naik sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik tidak lengkap. Pada tahun-tahun berikutnya, pemerhatian yang sama dilakukan menggunakan kedua-dua teleskop radio berasaskan darat (di negara kita, instrumen RATAN-600 dengan apertur kosong dengan diameter 600 m digunakan untuk tujuan ini), dan teleskop radio yang dinaikkan. kepada belon ke lapisan atas atmosfera.

Langkah asas dalam kajian anisotropi sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik ialah eksperimen "Boomerang" (BOOMERANG), yang dijalankan oleh saintis dari Amerika Syarikat, Kanada, Itali, England dan Perancis menggunakan belon tanpa pemandu NASA (USA) dengan isipadu. 1 juta meter padu, yang dijalankan dari 29 Disember 1998 hingga 9 Januari 1999 bulatan pada ketinggian 37 km di sekitar Kutub Selatan dan, setelah terbang kira-kira 10 ribu km, menjatuhkan gondola dengan instrumen dengan payung terjun 50 km dari tapak pelancaran. Pemerhatian dilakukan dengan teleskop submilimeter dengan cermin utama dengan diameter 1.2 m, pada fokusnya diletakkan sistem bolometer yang disejukkan hingga 0.28 K, yang mengukur latar belakang dalam empat saluran frekuensi (90, 150, 240). dan 400 GHz) dengan resolusi sudut 0.2–0,3 darjah. Semasa penerbangan, pemerhatian meliputi kira-kira 3% sfera cakerawala.

Ketidakhomogenan suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik dengan amplitud ciri 0.0001 K yang direkodkan dalam eksperimen Boomerang mengesahkan ketepatan model "akustik" dan menunjukkan bahawa geometri ruang-masa empat dimensi Alam Semesta boleh dianggap rata. Maklumat yang diperoleh juga memungkinkan untuk menilai komposisi Alam Semesta: telah disahkan bahawa jirim baryonik biasa, yang membentuk bintang, planet dan gas antara bintang, hanya membentuk kira-kira 4% daripada jisim; dan baki 96% terkandung dalam bentuk jirim yang belum diketahui.

Percubaan Boomerang telah dilengkapkan dengan sempurna oleh percubaan serupa, MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array), terutamanya dijalankan oleh saintis di Amerika Syarikat dan Itali. Peralatan mereka, yang terbang ke stratosfera pada Ogos 1998 dan Jun 1999, memeriksa kurang daripada 1% sfera cakerawala, tetapi dengan resolusi sudut tinggi: kira-kira 5". Belon itu membuat penerbangan malam di atas benua Amerika Syarikat. Utama teleskop cermin mempunyai diameter 1.3 m. Bahagian penerima peralatan terdiri daripada 16 pengesan yang meliputi 3 julat frekuensi. Cermin kedua disejukkan kepada suhu kriogenik, dan bolometer - walaupun hingga 0.1 K. suhu rendah adalah mungkin untuk mengekalkan sehingga 40 jam, yang mengehadkan tempoh penerbangan.

Percubaan MAXIMA mendedahkan "riak" kecil dalam taburan sudut suhu sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik. Datanya telah ditambah dengan pemerhatian dari balai cerap berasaskan darat menggunakan interferometer DASI (Degree Angular Scale Interferometer) yang dipasang oleh ahli astronomi radio di University of Chicago (USA) kutub Selatan. Interferometer kriogenik 13-elemen ini diperhatikan dalam sepuluh saluran frekuensi dalam julat 26-36 GHz dan mendedahkan turun naik yang lebih kecil daripada sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik, dan pergantungan amplitudnya pada saiz sudut dengan baik mengesahkan teori ayunan akustik yang diwarisi daripada Alam Semesta muda.

Selain mengukur keamatan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik dari permukaan Bumi, eksperimen angkasa lepas juga dirancang. Pada tahun 2007, ia dirancang untuk melancarkan teleskop radio Planck (Agensi Angkasa Eropah) ke angkasa lepas. Peleraian sudutnya akan menjadi lebih tinggi dengan ketara, dan kepekaannya akan menjadi lebih kurang 30 kali lebih baik daripada percubaan COBE. Oleh itu, ahli astrofizik berharap bahawa banyak fakta tentang permulaan kewujudan Alam Semesta kita akan dijelaskan (lihat Rajah 1).

Vladimir Surdin

kesusasteraan:

Zeldovich Ya.B., Novikov I.D. Struktur dan evolusi Alam Semesta. M., 1975
Kosmologi: teori dan pemerhatian. M., 1978
Weinberg S. Tiga minit pertama. Pandangan moden tentang asal usul Alam Semesta. M., 1981
Sutera J. Letupan Besar. Kelahiran dan evolusi Alam Semesta. M., 1982
Sunyaev R.A. Sinaran latar belakang gelombang mikro. – Dalam buku: Physics of Space: A Little Encyclopedia. M., 1986
Dolgov A.D., Zeldovich Ya.B., Sazhin M.V. Kosmologi Alam Semesta awal. M., 1988
Novikov I.D. Evolusi Alam Semesta. M., 1990